# data[].attributes.attachment_link.description
Online 3D simulation of the Solar System and night sky in real time - the Sun, planets, dwarf planets, comets, stars and constellations

# data[].attributes.attachment_link.title
Centre galàctic - Viquipèdia, l'enciclopèdia lliure

# data[].attributes.attachment_link.description
El centre galàctic és el centre de rotació de la Via Làctia. Es troba a uns 7,6 kiloparsecs (24,800 al) de la Terra, en la direcció de la constel·lació de Sagitari, on la nostra galàxia es mostra més brillant. En el centre de la nostra galàxia hi ha un forat negre supermassiu .

# data[].attributes.attachment_link.description
Las galaxias son acumulaciones enormes de estrellas, gases y polvo.

# data[].attributes.attachment_link.readable_text
Meteorito metálico Cabin Creek.

Un meteorito es un meteoroide que alcanza la superficie de un planeta debido a que no se desintegra por completo en la atmósfera. La luminosidad dejada al desintegrarse se denomina meteoro.

El término meteoro viene del griego μετέωρος meteoros, que significa «fenómeno en el cielo». Se emplea para describir el destello luminoso que acompaña la caída de materia del sistema solar sobre la atmósfera terrestre. Dicho destello se produce por la incandescencia temporal que sufre el meteoroide a causa de la presión de choque (el aire atmosférico se comprime al chocar con el cuerpo y, al aumentar la presión, aumenta la temperatura, que se transfiere al meteoroide), no de la fricción.[1]​[2]​ Esto ocurre generalmente a alturas entre 80 y 110 kilómetros sobre la superficie de la Tierra.

Este término se emplea también en la palabra meteoroide, con la que nos referimos a la propia partícula sin ninguna relación con el fenómeno que produce cuando entra en la atmósfera de la Tierra. Un meteoroide es materia que gira alrededor del Sol o cualquier objeto del espacio interplanetario que es demasiado pequeño para ser considerado como un asteroide o un cometa. Las partículas que son más pequeñas todavía reciben el nombre de micrometeoroides o granos de polvo estelar, lo que incluye cualquier materia interestelar que pudiera entrar en el sistema solar. Un meteorito es un meteoroide que alcanza la superficie de la Tierra sin que se haya vaporizado completamente.

Generalmente, un meteorito en la superficie de cualquier cuerpo celeste es un objeto que ha venido desde otra parte del espacio. Los meteoritos también se han encontrado en la Luna y Marte.

Los meteoritos cuya caída se produce delante de testigos o que se logran recuperar instantes después de ser observados durante su tránsito en la atmósfera son llamados «caídas». El resto de los meteoritos se conocen como hallazgos. A la fecha (mediados de 2020), existen aproximadamente 1050 caídas atestiguadas que produjeron especímenes en las diversas colecciones del mundo. En contraste, existen más de 31.000 hallazgos de meteoritos bien documentados.[3]​

Los meteoritos se nombran siempre como el lugar en donde fueron encontrados,[4]​ generalmente una ciudad próxima o alguna característica geográfica. En los casos donde muchos meteoritos son encontrados en un mismo lugar, el nombre puede ser seguido por un número o una letra (ejemplo: Allan Hills 84001 o Dimmitt (b)).

Categorías[editar]

Tradicionalmente los meteoritos se han dividido en tres amplias categorías:

1. Meteorito pedregoso (rocas), integradas principalmente por los minerales de silicato; aerolito o litito.

1. Condrita

2. Acondrita

2. Meteorito metálico, se componen en gran parte de hierro-níquel; siderito.

3. Meteorito pedregoso-metálico, que contienen grandes cantidades de material metálico y rocoso; litosiderito.

Los modernos esquemas de clasificación dividen los meteoritos en grupos según su estructura, composición química e isotópica, y mineralogía.

Escala de Turín, es un método de clasificación del peligro de impacto asociado a los objetos de tipo NEO (Near Earth Objects, objetos cercanos a la Tierra), entre los que se encuentran asteroides y cometas.

Fenómeno de caída de meteoritos[editar]

La mayoría de los meteoroides se desintegran al incorporarse en la atmósfera de la Tierra; no obstante, se estima que 100 meteoritos de diverso tamaño (desde pequeños guijarros hasta grandes rocas del tamaño de una pelota de baloncesto) entran en la superficie terrestre cada año; normalmente solo 5 o 6 de estos son recuperados y son descubiertos por científicos. Pocos meteoritos son lo bastante grandes para crear cráteres que evidencien un impacto. En vez de esto, solo llegan a la superficie a su velocidad terminal (caída libre), y la mayoría tan solo crea un hoyo pequeño (véase:capacidad de penetración). Sin embargo, algunos de los meteoritos que caen han causado daño a inmuebles, ganado, e incluso a la gente.

Los grandes meteoroides podrían chocar con la Tierra con una fracción de su velocidad cósmica, originando un cráter de hipervelocidad de impacto. El tamaño y tipo del cráter dependerá del tamaño, de la composición, del grado de fragmentación, y del ángulo entrante del meteorito. La fuerza de tales colisiones tiene el potencial de causar una destrucción extensa.[5]​[6]​ Los choques a hipervelocidad más frecuentes, normalmente son causados por un meteorito metálico, los cuales son más resistentes y transitan intactos en la atmósfera terrestre. Algunos ejemplos de cráteres causados por meteoroides metálicos incluyen al cráter Barringer, los cráteres de Wabar, y el cráter de Wolfe Creek, ya que en estos cráteres se encontró un meteorito metálico o sus fragmentos. En contraste, incluso los cuerpos pedregosos o helados que son relativamente grandes (como los cometas pequeños o los asteroides) y que llegan a pesar millones de toneladas, son frenados en la atmósfera, y por lo tanto no hacen cráteres de impacto.[7]​ Aunque tales acontecimientos no son frecuentes, pueden provocar una considerable conmoción; el famoso evento de Tunguska probablemente resultó de tal incidente.

Grandes objetos pedregosos (de centenares de metros en diámetro o más y que logran pesar decenas de millones de toneladas o más) pueden alcanzar la superficie y causar grandes cráteres, sin embargo, estos son muy raros. Estos acontecimientos generalmente son tan enérgicos que el meteoro impactor se destruye por completo sin dejar ningún meteorito. (El primer vestigio de un meteorito pedregoso encontrado en asociación con un gran cráter de impacto fue el cráter de Morokweng en Sudáfrica,[8]​ descubierto en mayo de 2006).

Existen varios fenómenos bien documentados sobre caídas de meteoritos que fueron atestiguados, aun cuando estos fueron demasiado pequeños para producir cráteres de hipervelocidad.[9]​ La estela de fuego que se genera mientras el meteoroide pasa a través de la atmósfera puede lucir muy brillante, llegando a rivalizar en intensidad con el Sol, aunque la mayoría son muy difusos y no se pueden apreciar incluso durante la noche. Se han reportado avistamientos en diversos colores, que incluyen al amarillo, el verde y el rojo. Los flashes y las explosiones de luz pueden ocurrir mientras el objeto se desintegra. A menudo, durante las caídas de meteoritos se escuchan explosiones, detonaciones, y rugidos que pueden ser causadas por explosiones sónicas, así como ondas expansivas que resultan de la fragmentación del cuerpo. Estos sonidos pueden ser escuchados sobre amplias áreas que llegan a abarcar varios miles de kilómetros cuadrados. Otros sonidos que se producen pueden ser chiflidos y silbidos, pero son pobremente comprendidos. No es inusual que después del paso de la estela de fuego, en la atmósfera se rezague un rastro de polvo por cierto tiempo.

Mientras que los meteoroides se calientan durante su paso a través de la atmósfera, sus superficies se derriten y experimentan la ablación térmica. Durante este proceso pueden ser esculpidos en varias formas, dando por resultado profundas «huellas digitales», en forma de muescas sobre sus superficies llamadas los regmagliptos. Si el meteoroide mantiene una orientación fija por cierto tiempo sin tambalearse, puede desarrollar una «nariz en forma de cono» o una forma cónica. Al sufrir la desaceleración, la capa superficial fundida se solidifica en una fina corteza de fusión, la cual en la mayoría de los meteoritos es negra (en algunas acondritas, la corteza de fusión puede ser ligeramente rojiza). En los meteoritos pedregosos, la zona afectada por el calor tan solo abarca unos pocos milímetros de espesor; en los meteoritos metálicos (los cuales son mejores conductores de calor), la estructura de metal puede ser afectada por el calor hasta 1 centímetro debajo de la superficie. Se ha reportado que cuando aterrizan los meteoritos, son un poco cálidos al tacto, pero nunca son extremadamente calientes. No obstante, los informes varían grandemente, ya que algunos meteoritos son avistados "quemándose" durante su aterrizaje, mientras que otros se avistan formando una capa de hielo sobre su superficie.

Los meteoroides que experimentan la fragmentación en la atmósfera pueden caer como una lluvia de meteoritos, las cuales pueden variar desde tan solo unas pocas rocas, hasta miles de guijarros. El área sobre la cual cae una lluvia de meteoritos se conoce como “campo de dispersión”. Los campos de dispersión comúnmente tienen forma elíptica, donde su eje mayor siempre es paralelo con la dirección de vuelo del meteoroide. En la mayoría de los casos, los meteoritos más grandes de una lluvia son encontrados un poco más lejos que el resto de las rocas dentro del campo de dispersión.

Tipos de meteoritos[editar]

Meteorito Phnom Penh (condrita L6).

Aproximadamente, un 86 % de los meteoritos que caen sobre la Tierra son condritas, los cuales adquieren su nombre de las pequeñas partículas redondas que contienen. Estas partículas, o cóndrulos, se componen principalmente de minerales de silicato que parecen haberse fundido mientras se encontraban flotando libremente en el espacio. Las condritas también contienen pequeñas cantidades de materia orgánica, que incluye los aminoácidos, y granos presolares. Típicamente, las condritas tienen 4550 millones de años de antigüedad y se piensa que representan materiales del cinturón de asteroides que nunca conformaron grandes cuerpos. Al igual que los cometas, los asteroides condríticos son algunos de los materiales más antiguos del sistema solar. A menudo se considera a las condritas como los «bloques de construcción de los planetas».

Meteorito marciano ALH84001 (acondrita).

Cerca de un 8 % de los meteoritos que caen sobre la Tierra son acondritas, de las cuales algunas son similares a las rocas ígneas terrestres. La mayoría de las acondritas son rocas antiguas y se piensa que representan material cristal de los asteroides. Una gran familia de acondritas pudo haberse originado en el asteroide 4 Vesta. Otras se derivan de diferentes asteroides. Dos pequeños grupos de acondritas son especiales, ya que estos son más jóvenes y no parecen provenir del cinturón de asteroides. Uno de estos grupos proviene de la Luna, e incluye rocas similares a las que fueron traídas a la Tierra por los programas Apolo y Luna. El otro grupo tiene una alta probabilidad de ser originario de Marte y son los únicos materiales de otros planetas que han sido recobrados por el ser humano.

Alrededor del 5 % de los meteoritos que caen son metálicos, formados por dos aleciones de hierro-níquel, la kamacita y la taenita. Se cree que la mayoría de los meteoritos metálicos provienen del centro de algunos asteroides que alguna vez estuvieron fundidos en uno solo. Al igual que en la Tierra, el metal más denso estuvo separado del material de silicato y ubicado hacia el centro del asteroide, formando una base. Después de que el asteroide se solidificó, este se fragmentó en una colisión contra otros asteroides. Debido a la ausencia de hierro en las áreas de hallazgos, tales como la Antártida, en donde se ha encontrado mucho material, se piensa que aunque el hierro constituye aproximadamente el 5 % de las rocas recuperadas, puede ser que realmente sean considerablemente mucho menos comunes que lo supuesto previamente.

Meteorito pedregoso-metálico Pallasovka (pallasite).

Los meteoritos pedregoso-metálicos constituyen el 1 % restante. Son una mezcla de los metales hierro-níquel y minerales de silicato. Se piensa que un tipo de meteorito llamado palasitas, se originó en la zona límite sobre las regiones base donde se originaron los meteoritos metálicos. Otro tipo de meteoritos pedregoso-metálicos son los mesosideritas.

Recuperación de meteoritos[editar]

Caídas[editar]

La mayoría de las caídas se recobran por avistamientos de las bolas de fuego o el descubrimiento del impacto en los suelos. Sin embargo, un pequeño número de estos se ha podido avistar con cámaras automáticas y se ha recobrado siguiendo una ruta calculada para el punto de impacto. El primero de estos fue el meteorito de Příbram, el cual cayó en esta ciudad de Checoslovaquia (ahora la República Checa) en 1959.[10]​ En este caso, se usaron dos cámaras para fotografiar meteoros y capturaron imágenes de la bola de fuego. Las imágenes fueron usadas para determinar la ubicación de las rocas en el suelo y más significativamente, para calcular por primera vez una órbita aproximada de un meteorito recuperado.

Después de la caída de Pribram, otros países establecieron programas de observación automatizada teniendo como objetivo estudiar el ingreso de los meteoritos. Uno de estos fue la Red Prairie (Prairie Network), operada por el Observatorio Astrofísico Smithsoniano a desde 1963 hasta 1975 en el oeste de los EE. UU., este programa también observó una caída de meteorito, el "Lost City chondrite", permitiendo su recuperación y un cálculo de su órbita.[11]​ Otro programa fue creado en Canadá, el Proyecto de Observación y Recuperación de Meteoritos (Meteorite Observation and Recovery Project) funcionó de 1971 a 1985. Este también recuperó un solo meteorito, el Innisfree, en 1977.[12]​ Finalmente, observaciones operadas por la Red Europea de Bólidos (European Fireball Network, descendiente del programa checo original que recuperó el Pribram), consiguió calcular y descubrir el meteorito de Neuschwanstein en 2002.[13]​ Recientemente la Red Española de Investigación sobre Bólidos y Meteoritos ha recuperado los meteoritos Villalbeto de la Peña y Puerto Lápice, las últimas dos caídas acaecidas en España.[14]​

Precisamente del estudio del vídeo y las fotografías obtenidas de la bola de fuego que produjo la caída del meteorito Villalbeto de la Peña también se obtuvo la órbita en el Sistema Solar.[15]​

El 15 de febrero de 2013 cayó en Cheliábinsk, en los Montes Urales (Rusia), un meteorito que medía aproximadamente 17 metros de alto por 15 metros de ancho, con una masa de 10 000 toneladas en el momento de su ingreso a la atmósfera. La bola incandescente provocó 1491 heridos por la onda expansiva y daños económicos que superaron los 1000 millones de rublos (aproximadamente 33 millones de dólares).

Hallazgos[editar]

Hasta el siglo XX, solamente algunos hallazgos de cientos de meteoritos habían sido realizados por arqueólogos. De estos, el 80 % fueron meteoritos metálicos y metalo-rocosos, que se distinguen fácilmente de las rocas terrestres. Hasta hoy en día, se descubren cada año pocos meteoritos rocosos que se puedan considerar como hallazgos "accidentales". Ahora existen más de 30 000 hallazgos de meteoritos en las colecciones del mundo que comenzaron con los descubrimientos de Harvey H. Nininger.

Campo del Cielo meteorite, El Chaco fragment, back2.

Los grandes llanos de Estados Unidos[editar]

La estrategia de Nininger para buscar meteoritos fue buscar en los grandes llanos de los Estados Unidos, donde la tierra está en gran parte cultivada y el suelo contenía muy pocas rocas. Entre los años 20 y los 50, viajó a través de la región, educando a la gente local sobre como lucían los meteoritos y qué hacer si ellos encontrasen uno; por ejemplo, al despejar un campo. El resultado fue el descubrimiento de más de 200 nuevos meteoritos, sobre todo del tipo pedregoso.[16]​

Al final de los años 60, los grandes llanos del condado de Roosevelt en Nuevo México fueron un lugar particularmente bueno para encontrar meteoritos. Después del descubrimiento de algunos meteoritos en 1967, una campaña de conciencia pública dio lugar al hallazgo de casi 100 nuevos especímenes, donde muchos fueron encontrados por una sola persona, Ivan Wilson. En total, fueron encontrados casi 140 meteoritos en la región desde 1967. En el área de los hallazgos, la tierra había estado cubierta originalmente por una capa de tierra suelta. Durante un periodo de erosión, el suelo flojo fue eliminado, saliendo de él todo tipo de rocas y meteoritos que estaban presentes en la superficie.[17]​

Antártida[editar]

Entre 1912 y 1964, los grupos de búsqueda en la Antártida encontraron algunos meteoritos. Posteriormente, en 1969, la «Décima Expedición de Investigación Antártica Japonesa» encontró nueve meteoritos en un campo de hielo azul cerca de las montañas de Yamato. Con este descubrimiento, se descubrió que el movimiento de las hojas del hielo pudo actuar para concentrar los meteoritos en ciertas áreas. Después de que en 1973 fuese encontrada en el mismo lugar una docena de otros especímenes, se lanzó una expedición japonesa en 1974, dedicada a la búsqueda de meteoritos. Este equipo recuperó casi 700 meteoritos. Un poco después, los Estados Unidos comenzaron su propio programa para buscar meteoritos antárticos, operando a lo largo de las montañas Transantárticas en el otro lado del continente: el ANSMET (ANtarctic Search for METeorites, Búsqueda de Meteoritos en la Antártida). A finales de los ochenta, también los equipos europeos (comenzando con un consorcio llamado EUROMET); y la continuación de un programa italiano, el Programma Nazionale di Ricerche in Antartide también llevaron a cabo búsquedas sistemáticas de meteoritos antárticos. Recientemente, un programa chino, la Exploración Científica Antártica de China, ha conducido búsquedas altamente exitosas de meteoritos desde el año 2000. Los esfuerzos combinados de todas estas expediciones han producido más de 23 000 especímenes de meteoritos clasificados desde 1974, sin contar los millares que aún no se han clasificado. Para más información vea el artículo de Harvey (2003).[18]​

Australia[editar]

Al mismo tiempo que las concentraciones de meteoritos eran descubiertas en el frío desierto de Antártida, los coleccionistas descubrieron que también podían ser encontrados muchos meteoritos es el cálido desierto de Australia. Algunas docenas de meteoritos se han encontrado en la región Nullarbor del oeste y sur de Australia. Búsquedas sistemáticas entre 1971 y el presente han recuperado 500 o más,[19]​ de los cuales aproximadamente 300 están bien clasificados. Los meteoritos pueden ser encontrados en esta región debido a que el suelo presenta una planicie cubierta de roca moldeada. En un clima extremadamente árido, ha habido relativamente muy poca sedimentación sobre la superficie por decenas de miles de años, permitiendo que los meteoritos se acumulen sin que sean enterrados o destruidos. Los meteoritos oscuros entonces pueden ser reconocidos entre los más pálidos guijarros y rocas terrestres.

El Sahara y la creciente comercialización[editar]

Entre 1986 y 1987, un equipo alemán que instalaba estaciones sísmicas para la exploración de mantos petrolíferos descubrió 65 meteoritos en una planicie del desierto a cerca de 100 km al sureste de Dirj (Daraj), Libia. Este fue el primer indicio de que un vasto número de meteoritos podían ser encontrados en ciertas partes del Sahara. Unos años más tarde, un ingeniero anónimo que era un fanático del desierto observó algunas fotografías de meteoritos encontradas en la Antártida, y recordó haber observado rocas similares en zonas que había recorrido al norte de África. En 1989, regresó a Argelia y recobró cerca de 100 meteoritos de por lo menos 5 localidades. En los siguientes 4 años, él y otros seguidores encontraron por lo menos 400 meteoritos más en las mismas locaciones, y en algunas nuevas áreas en Argelia y Libia. Los lugares donde encontraron los meteoritos eran en zonas conocidas como regs (desiertos) o hamadas, que son áreas planas cubiertas tan solo por guijarros y pequeñas cantidades de arena.[20]​ En estos lugares, los meteoritos oscuros pueden ser avistados fácilmente, donde se han preservado muy bien debido al clima árido.

Aun cuando los meteoritos habían sido vendidos comercialmente y recogidos por aficionados durante muchas décadas, hasta la época de los hallazgos de Sahara a final de 1980 y principio de la década de los 90, la mayoría de los meteoritos fueron depositados o comprados por los museos y las instituciones similares donde fueron exhibidos y se hicieron disponibles para la investigación científica. Sin embargo, la rápida disponibilidad de una gran cantidad meteoritos que se podían encontrar con relativa facilidad en los lugares que eran fácilmente accesibles, llevó al rápido incremento de la colección comercial de meteoritos. Este proceso fue acelerado en 1997 cuando los meteoritos provenientes de la Luna y Marte fueron encontrados en Libia. Al final de la década de los años 90, se habían lanzado expediciones privadas de búsqueda de meteorito a través del Sahara. Aun así, algunos especímenes de meteoritos recuperados de esta manera también se depositan en colecciones para investigación, pero la mayoría del material se vende a los coleccionistas privados. Estas expediciones ahora han traído un número mayor de 2000 meteoritos clasificados encontrados en Argelia y Libia.

Cuando se corrió la voz en los países árabes sobre el beneficioso comercio de meteoritos, se crearon los primeros mercados de meteoritos, especialmente en Marruecos, apoyados por nómadas y gente local quienes escarbaron en el desierto en búsqueda de especímenes para vender. De esta manera, millares de meteoritos se han distribuido, de los cuales la mayoría no se tiene información sobre cómo, cuándo, o dónde se descubrieron. Estos son los llamados «Meteoritos del Noroeste de África».

Omán[editar]

En 1999, los cazadores de meteoritos descubrieron que el desierto al sur y el centro de Omán también era favorable para la recolección de muchos especímenes. Los llanos de grava en las regiones Dhofar y Al Wusta en Omán, al sur de los desiertos de arena de Rub al-Jali, habían rendido cerca de 2000 meteoritos a fecha de mediados de 2006. Entre estos se incluyen una gran cantidad de meteoritos lunares (como el Dhofar 911) y marcianos (como el NWA 2737), haciendo de Omán una zona particularmente importante para los científicos y los coleccionistas. Las primeras expediciones en Omán fueron hechas principalmente por traficantes de meteoritos, no obstante los equipos internacionales, omaníes y científicos europeos ahora también han recogido especímenes.

Historia de las representaciones y del estudio de los meteoritos[editar]

Moneda de Émèse en bronce que representa el templo del dios solar Heliogábalo y su betilo con un águila en relieve.

Del objeto sagrado al objeto científico[editar]

Si llueven piedras, es porque los vientos las levaron primero.S'il pleut des pierres, c'est que les vents les ont d'abord enlevées.

Plinio el Viejo Extracto de Historia Natural, libro II, capítulo XXXVIII ...desde el latín: De aere; Quare lapidibus pluat. (Del aire: por qué llueven piedras)

La historia de las representaciones de los meteoritos muestra la evolución histórica de las diferentes percepciones de estos objetos, desde ser objetos sagrados hasta objetos explicados por la ciencia.

A lo largo de los siglos, los meteoritos han sido venerados como objetos sagrados por varias culturas y civilizaciones antiguas.[22]​ La caída espectacular de un meteorito —con su luz intensa y a veces fenómenos sonoros, como en el meteorito de Nōgata descubierto en 861, el más antiguo recolectado que aún se conserva— siempre ha despertado la imaginación humana, evocando miedo, respeto o adoración. Entrañó la búsqueda de esos objetos caídos del cielo para convertirlos en objetos sagrados del poder y de las ceremonias religiosas,[23]​ como los betilos que constituyen los ónfalos de los griegos en Delfos[24]​ o de la piedra Negra de la Kaaba en La Meca.[25]​ Los meteoritos de hierro también se utilizaron desde el principio como joyas y armas, como atestigua una daga de hierro meteórico encontrada en la tumba de Tutankamón.[26]​ Entre los inuit, la Edad del Hierro comenzó a partir de la caída del meteorito de Cape York, al usar los nativos las esquirlas de hierro extraídas de ese tipo de meteorito para fabricar hojas de cuchillo y puntas de arpón.[27]​

La primera mención de un meteorito en el corpus escrito occidental se debe a Anaxágoras, quien cita la caída de meteoritos en Creta en 1478 a. C.[28]​ Aunque su predicción de la caída de un meteorito cerca de Aigos Potamos después del paso de un cometa en 476 a. C. sea legendario,[29]​ fue el primero en formular una hipótesis sobre su origen, pensando audazmente que ese meteorito provendría del Sol y lo consideró una piedra en llamas.[30]​ Los autores en la antigua China registran la caída de rocas en sus obras sin dar ninguna razón.[31]​ Los autores en lengua árabe hacen lo mismo, como Avicena en la sección de geología de su Libro de la Curación, el polímata persa no dudó en afirmar que caían del cielo dos tipos de piedra (hierros y piedras) y realizar experimentos de fusión de meteoritos para ver si eran metálicos.[32]​

En la Edad Media, la iglesia cristiana combatió el culto de los meteoritos y exigió que esos símbolos paganos se retiraran y destruyeran.[33]​[34]​ La concepción aristotélica del cielo prevalecía (los fragmentos de roca o de metal no pueden caer del cielo y no hay pequeños objetos celestes más allá de la Luna), por lo que los meteoritos se consideraban tanto una ilusión óptica (tesis de Guillaume de Conches), como artefactos terrestres (del tipo productos de la metalurgia) o como fenómenos atmosféricos causados por fragmentos de montañas arrancadas, por lavas expulsadas por los volcanes (la lluvia de meteoritos en Siena el 9 de julio de 1794 fue así atribuida a la proximidad del Vesubio), por la acción de un rayo o de un trueno, de ahí su designación particular de «piedra de rayo» (que podría confundirse erróneamente con fulgurita) o «piedra de trueno» (ejemplo la piedra del trueno de Ensisheim en 1492, la caída más antigua de que hay constancia en Europa).[35]​ Del mismo modo, su nombre general no era fijo, el meteorito se denominaba indistintamente aerolito («piedra de aire»), uranolita («piedra de cielo»), etc.

Hasta el siglo XVIII, los estudiosos consideraban absurda la idea de que los meteoritos eran rocas llegadas del espacio exterior, especialmente porque los relatos antiguos y medievales de caídas de meteoritos a menudo asociaban esos fenómeno con la larga serie de prodigia, miracula (prodigios y milagros, como la lluvia de animales, de leche, de sangre, de fuego y azufre, etc.) y omina (presagios como la lluvia de piedras en el día del nacimiento de Carlos el Calvo),[36]​ lo que despertaba el escepticismo de los académicos europeos que se negaban a estudiar esas supersticiones. Los escasos ejemplares analizados resultaron ser más a menudo fósiles, herramientas prehistóricas supuestamente formadas por rayos o rocas comunes (su análisis generalmente destaca especies minerales terrestres como la pirita o la marcasita).[37]​

John Wallis, después de observar una lluvia de meteoritos en Inglaterra en 1676, sugirió que podía deberse a la reentrada atmosférica de los cometas.[38]​ El estudio de tres aerolitos caídos en Francia —Coutances en 1750, en Lucé en 1768 y en Aire-sur-la-Lys en 1769— supuso el inicio del estudio moderno de los meteoritos. Empezó con el caído en Lucé[39]​ cuyas circunstancias fueron descritas en detalle por el abate Bachelay quien entrevistó a los lugareños que vieron el suceso. El informe resultante fue enviado a la Academia de Ciencias de Francia.[39]​ La Academia respondió al llamado formando una comisión que investigó el meteorito, formada por Fougeroux de Bondaroy, Cadet de Gassicourt y Antoine Lavoisier. Tras realizar los análisis químicos la comisión llegó a la conclusión correcta de que el meteorito contenía pirita pero explicó erróneamente que la corteza negra del meteorito se debía a que la roca había sido fundida por un relámpago y era una «piedra de rayo».[40]​[39]​ El fallo de los científicos de la comisión influyó a naturalistas en toda Europa que tendieron a rechazar su origen en caídas.[39]​

En el siglo XVIII y principios del XIX, la mayoría de los eruditos todavía pensaban que los meteoritos se formaban en la atmósfera, de acuerdo con la hipótesis más comúnmente aceptada de Eugène Louis Melchior Patrin en 1801:[41]​ los meteoritos resultaban de la circulación de los fluidos gaseosos atmosféricos, que por la combinación de las moléculas gaseosas se solificaban. Se habían formulado otras hipótesis en la misma línea, como la formación durante una tormenta eléctrica por la acción de un rayo según Lavoisier (1769),[42]​ o la formación a partir de las nubes según el médico Joseph Izarn (1803).[43]​

El origen extraterrestre interestelar había sido avanzado por el físico alemán Chladni[44]​[45]​ en su obra Über den Ursprung der von Pallas gefundenen und anderer ihr ähnlichen Eisenmassen und über einige damit in Verbindung stehende Naturerscheinungen en 1794 [Del origen de la masa de hierro encontrada por Pallas y otros similares, y sobre algunos fenómenos naturales en relación con ellos],[46]​ siendo reforzada su tesis por el análisis químico y mineralógico de varios meteoritos llevados a cabo en 1802 por Edward Charles Howard y Jacques Louis de Bournon[45]​ que pusieron en evidencia en especial los cóndrulos.[47]​

El estudio científico completo de los meteoritos (análisis químico y recopilación de testimonios) no apareció realmente hasta 1803, fecha del meticuloso informe de Jean-Baptiste Biot a la Academia de Ciencias de París,[21]​ realizado a solicitud del ministro Chaptal, sobre el meteorito L'Aigle que había caído el mismo año.

Un cambio notable en la comprensión de los meteoritos se dio a principios del siglo XIX cuando se admitió la existencia de cráteres de impacto en la superficie de la tierra, como en el caso del cráter Meteor.[48]​ El astrónomo Denison Olmsted observó en 1833 que el radiante del enjambre de estrellas fugaces de las Leónidas no era arrastrado por la rotación de la Tierra, por lo que invalidaba definitivamente el origen terrestre y atmosférico de los meteoritos.[49]​ Auguste Daubrée sistematizó la clasificación de los meteoritos a finales del siglo XIX.[50]​

Si bien ilustres científicos catastrófistas (Jean-Baptiste Biot, Siméon Denis Poisson, John Lawrence Smith en 1855) todavían estaban a favor de la hipótesis lunar de Pierre-Simon de Laplace (meteoritos llamados «piedras de Luna» resultantes de la erupción de volcanes lunares),[51]​ la mayoría fue aceptando gradualmente la hipótesis extraterrestre de Chladni.[52]​ Los intensos debates provocaron la constitución de colecciones de meteoritos para su mejor estudio: la mayoría de los museos de historia natural comenzaron a adquirir ejemplares a mediados del siglo XIX: el Museo Nacional de Historia Natural de París, el Museo de Historia Natural de Londres y la Smithsonian Institution de Washington, que hoy tienen las colecciones de meteoritos más importantes del mundo, lo deben a ese esfuerzo.[53]​

Con la hipótesis extraterrestre de Chladni ya bien establecida, hasta la década de 1950 se debatió sobre el origen exacto de los meteoritos (¿medio interestelar, interplanetario?), cuando se dio un consenso emergente sobre que la principal fuente de los meteoritos eran los asteroides; pero en la década de 1980 llegó el descubrimiento de meteoritos marcianos y meteoritos lunares.[54]​

Estudios actuales[editar]

Diferenciación entre la Tierra y un cuerpo parental.

En un corto tiempo de unas pocas décadas, el disponer de análisis de laboratorio cada vez más detallados, la propia exploración espacial y las nuevas observaciones astronómicas dieron un vuelco al conocimiento del Sistema Solar.

La datación de meteoritos se llevó a cabo por radiocronología (datación ²⁰⁷Pb-²⁰⁶Pb) utilizando espectrómetros de masa de ionización secundaria o de plasma.[55]​ Después de varios fracasos, el primero en fechar con éxito un meteorito fue el geoquímico Clair Cameron Patterson, quien estimó en 1956 la edad de un meteorito ferroso en 4550 millones de años, una tiempo correspondientes a la edad de la Tierra y de la formación del sistema solar.[56]​

El estudio de los diferentes minerales presentes en una condrita (salida de un cuerpo parental no diferenciado) son idénticos a aquellos que se pueden encontrar sobre un planeta (cuerpo diferenciado) como la Tierra. De hecho, si se aplasta un fragmento de condrita hasta reducirlo a polvo, y después se acerca un imán para separar las partículas magnéticas de las que no lo son, se obtienen por un lado las partículas de hierro/níquel que constituyen el núcleo de un planeta como la Tierra y, por otro lado, principalmente silicatos idénticos a los presentes en el manto y la corteza terrestre. Estos estudios han llevado a los cosmoquímicos[57]​ a profundizar en el tema y, en particular, a explicar mejor el fenómeno de la diferenciación planetaria.[58]​

El análisis químico de ciertas condritas carbonáceas (meteorito de Orgueil), que se sospecha que no provendrían de asteroides, sino de núcleos de cometas, o de acondritas (meteoritos probablemente de origen marciano, como el ALH 84001), revela la presencia de aminoácidos que son los «ladrillos» elementales de la vida y parecerían reforzar (si su origen quedara bien probado) la teoría de la panspermia que sostiene que la Tierra fue fecundada desde el exterior, por medios extraterrestres.[59]​ Los meteoritos marcianos permiten a los científicos comenzar a conocer más sobre la geología marciana incluso antes de que se hayan reportado muestras de ese planeta, lo cual es posible gracias a programas de investigación terrestre como ANSMET (ANtarctic Search for METeorites, Búsqueda de Meteoritos en la Antártida). Los conocimientos adquiridos gracias a estos meteoritos muy raros ayudará a esos mismos científicos en su investigación cuando finalmente tengan muestras tomadas del planeta rojo durante las misiones planificadas para los próximos años.

En cuanto a los meteoritos de origen lunar, brindan la oportunidad a los científicos que no tienen a su disposición muestras traídas por las misiones Apolo para trabajar en la historia de la formación de este satélite terrestre, en particular en la hipótesis del impacto gigante según la cual la Luna se habría originado por la colisión entre la Tierra y un cuerpo celeste del tamaño de Marte, llamado Théia, que se habría desprendido y proyectado de las eyecciones del manto terrestre, de las que una buena parte habría permanecido en órbita alrededor de este, volviendo a reacrecentarse para formar la Luna. Se trataría entonces del mayor meteorito que jamás hubiese cruzado la trayectoria de la Tierra, dando a luz a nuestro satélite.

La presencia de isótopos radiactivos del ²⁶Al y de hierro ⁶⁰Fe en inclusiones meteoríticas al comienzo del Sistema Solar permite, a partir de observaciones astronómicas de estrellas jóvenes, modelizar el entorno estelar del Sol primitivo: en menos de 20 millones de años, tres generaciones de estrellas, formadas por la compresión de gas después de las ondas de choque producidas por las supernovas de acuerdo con el escenario de Little Bang, se habrían sucedido en una nube molecular gigante para formar el Sistema Solar.[60]​

El primer caso moderno conocido de un meteorito espacial que golpea a una persona[61]​ ocurrió el 30 de noviembre de 1954 en Sylacauga, Alabama. El meteorito Sylacauga, una piedra condrita de 4 kilogramos,[62]​ atravesó la azotea y golpeó a Anna Hodges después de que entrara por su recámara y rebotara en su aparato de radio. Esto le provocó a la mujer una grave contusión en su cadera. Desde entonces, varias personas han afirmado[63]​ haber sido golpeados por «meteoritos», pero no se tiene constancia de que ningún meteorito lo haya hecho desde entonces.

Meteoritos famosos[editar]

N.º | Nombre | Lugar | País | Peso (t)[64]​[65]​
1 | Hoba | Otjozondjupa | Namibia | 66
2 | Gancedo | S.O. del Chaco | Argentina | 30,8
3 | El Chaco | S.O. del Chaco | Argentina | 28,8
4 | Ahnighito / Carpa | N.O. Groenlandia | Groenlandia |
5 | Bacubirito | Sinaloa | México | 24

Por peso[editar]

N.º | Nombre | Lugar | País | Peso (t)[66]​[67]​
1 | Hoba | Otjozondjupa | Namibia | 66
2 | Gancedo | S.O. del Chaco | Argentina | 30,8
3 | El Chaco | S.O. del Chaco | Argentina | 28,8
4 | Ahnighito / Carpa | N.O. Groenlandia | Groenlandia |
5 | Bacubirito | Sinaloa | México | 24

Otros[editar]

Allan Hills 84001, el meteorito de Marte del que se dijo que probaba la existencia de vida en ese planeta.

Meteorito Canyon Diablo, meteorito metálico usado por los norteamericanos nativos prehistóricos.

Campo del cielo, lluvia de meteoritos metálicos sobre la provincia del Chaco (Argentina) sobre una localidad denominada Campo del Cielo hace aproximadamente unos 4000 años.

Meteorito Nantan, meteorito metálico caído en China durante el 1518.

Meteorito Allende, meteorito caído en México el año 1969, unos meses antes del alunizaje, por eso muchos científicos se interesaron en probar sus técnicas de análisis en él para estar listos para analizar las muestras lunares, en esos análisis, se descubrió que contenía carbono, uno de los principales ingredientes de la vida, y descubrieron que tenía 30 millones de años más que la Tierra.

Cape York, uno de los meteoritos más grandes del mundo.

Meteorito del evento de Cheliábinsk registrado el 15 de febrero de 2013 en la ciudad rusa homónima dejando cientos de heridos.

Ensisheim, el meteorito más viejo cuya caída puede ser fechada exactamente (al 7 de noviembre de 1492).

Fukang es la pallasita más grande del mundo con una masa de más de 1000 kg. El meteorito fue subastado en Bonhams donde pidieron cerca de 3 millones de dólares. Al final no lo vendieron.[68]​

Kaidun, posiblemente originario de la luna marciana Phobos.

Orgueil, fue objeto de una falsificación en 1965 que implicó encajar una semilla adentro del meteorito.

Sayh al Uhaymir 169, originario de la Luna; cayó a la tierra como resultado de impactos de meteoritos en la Luna.

Sikhote-Alin, acontecimiento de impactos masivos de meteoritos metálicos que ocurrió el 12 de febrero de 1947.

El Tagish Lake, meteorito caído en Columbia Británica, Canadá en 2000.

Willamette, el meteorito más grande que se ha encontrado en los Estados Unidos.

La Piedra Negra en la pared de la Kaaba en La Meca se piensa que probablemente sea un meteorito.

Aparte de los meteoritos caídos sobre la Tierra, la roca apodada «Heat Shield Rock» es un meteorito que fue encontrado en Marte, y dos fragmentos minúsculos de asteroides fueron encontrados entre las muestras recogidas en la Luna por la misión Apolo 12 en 1969 y por el Apolo 15 en 1971.[69]​

Cráter de Chicxulub, en la península de Yucatán, en México.

Meteoritos en la ficción[editar]

1972: en su novela de ciencia ficción Cita con Rama, Arthur C. Clarke introduce la idea del programa Vigilancia Espacial, que existe actualmente y cuya inspiración y nombre provienen de esta narración.

1977: El martillo de Lucifer. Novela de ciencia ficción escrita por [}Larri Niven]] y Jerry Pournelle.

1993: El martillo de Dios. Novela de ciencia ficción escrita por Arthur C. Clarke.

1998: Armageddon (película). Dir. Michael Bay. Int. Bruce Willis, Liv Tyler, Ben Affleck, Billy Bob Thornton.

1998: Deep Impact (película). Dir. Mimi Leder. Int. Elijah Wood, Morgan Freeman, James Cromwell, Robert Duvall.

Véase también[editar]

Meteoro

Clasificación de meteoritos

Lluvia de meteoros

Baetylus

Lago Siljan

Leónidas (astronomía)

Gemínidas

Sistema Solar

ANSMET

Asteroides

Estrategias de mitigación de asteroides

Cráter de impacto

Notas[editar]

1. ↑ «Meteors in Earth's Atmosphere» (en inglés). Consultado el 5 de enero de 2012.

2. ↑ «What is a Meteor?» (en inglés). Consultado el 5 de enero de 2012.

3. ↑ «Meteoritical Bulletin Database».

4. ↑ «Meteoritical Society Guidelines for Meteorite Nomenclature». Archivado desde el original el 26 de mayo de 2008. Consultado el 12 de septiembre de 2007.

5. ↑ «Chapman et al. (2001)». Archivado desde el original el 4 de marzo de 2016.

6. ↑ «Make your own impact at the University of Arizona».

7. ↑ Bland P.A. and Artemieva, N A. (2006) The rate of small impacts on Earth. Meteoritics and Planetary Science 41, 607-631.

8. ↑ * Maier, W.D. et al. (2006) Discovery of a 25-cm asteroid clast in the giant Morokweng impact crater, South Africa. Nature 441, 203-206.

9. ↑ Sears, D. W. (1978) The Nature and Origin of Meteorites, Oxford Univ. Press, New York.

10. ↑ Ceplecha, Z. (1961) Multiple fall of Pribram meteorites photographed. Bull. Astron. Inst. Czechoslovakia, 12, 21-46 NASA ADS

11. ↑ McCrosky, R.E. et al. (1971) J. Geophys. Res. 76, 4090-4108

12. ↑ Campbell-Brown, M. D. and Hildebrand, A. (2005) A new analysis of fireball data from the Meteorite Observation and Recovery Project (MORP). Earth, Moon, and Planets 95, 489 - 499

13. ↑ * Oberst, J. et al. (2004) The multiple meteorite fall of Neuschwanstein: Circumstances of the event and meteorite search campaigns. Meteoritics & Planetary Science 39, 1627-1641 NASA ADS.

14. ↑ * Llorca, J. et al. (2005) The Villalbeto de la Peña meteorite fall: I. Fireball energy, meteorite recovery, strewn field and petrography. Meteoritics & Planetary Science 40, 795-804 NASA ADS.

15. ↑ * Trigo-Rodríguez, J.M. et al. (2006) The Villalbeto de la Peña meteorite fall: II. Determination of the atmospheric trajectory and orbit. Meteoritics & Planetary Science 41, 505-517 NASA ADS.

16. ↑ «Página en www.meteoritearticles.com».

17. ↑ Huss, G.I. and Wilson, I.E. (1973) A census of the meteorites of Roosevely County, Nuevo México. Meteoritics 8, 287-290 NASA ADS

18. ↑ Harvey, Ralph (2003) The origin and significance of Antarctic meteorites Chemie der Erde 63, 93-147

19. ↑ Bevan, A.W.R. and Binns, R.A. (1989) Meteorites from the Nullarbor region, Western Australia: I. A review of past recoveries and a procedure for naming new finds. Meteorites 24, 127-133 nNASA ADS

20. ↑ Bischoff A. and Geiger T. (1995) Meteorites from the Sahara: find locations, shock classification, degree of weathering and pairing. Meteoritics 30, 113-122. ADS

21. ↑ a b Jean-Pierre Luminet (2002). Le feu du ciel : Météores et astéroïdes tueurs. Éditions du Cherche Midi. p. 37-38. ISBN 2-7491-0030-5..

22. ↑ (en inglés)Massimo D’Orazio, Meteorite records in the ancient Greek and Latin literature : between history and myth, chapitre de l'ouvrage de Luigi Piccardi autor2=W. Bruce Masse (2007). Myth and Geology (en inglés). Geological Society. p. 350..

23. ↑ Lincoln LaPaz (1969). «Hunting Meteorites: Their Recovery, Use, and Abuse from Paleolithic to Present». Topics in Meteoritics (en inglés) (6): 84-94..

24. ↑ E. M. Antoniadi (juin 1939). «On Ancient Meteorites, and the Origin of the Crescent and Star Emblem». Journal of the Royal Astronomical Society of Canada (en inglés) 33: 177..

25. ↑ Las últimas publicaciones relativas e esta piedra tienden a desacreditar la hipótesis de su origen meteorítico. Alain Carion (1997). Les Météorites et leurs impacts. Masson. p. 19..

26. ↑ André Brahic (2010). De feu et de glace. Odile Jacob. p. 184..

27. ↑ Matthieu Gounelle (2013). Météorites. À la recherche de nos origines. Flammarion. p. 213..

28. ↑ Aristoteles, Les Météorologiques, livre I, chapitre VII-9.

29. ↑ Pline, Histoire Naturelle II, 149.

30. ↑ André Laks; Claire Louguet (2002). Qu'est-ce que la philosophie présocratique ?. Presses Univ. Septentrion. p. 358..

31. ↑ K. Yau et al. (1994). «Meteorite Falls in China and Some Related Human Casualty Events». Meteoritics (en inglés) 29: 864-871..

32. ↑ Aisha Khan (2006). Avicenna (Ibn Sina) : Muslim Physician And Philosopher of the Eleventh Century (en inglés). The Rosen Publishing Group. p. 78..

33. ↑ Les météorites. Mythes, superstitions & réalités, astrosurf.com.

34. ↑ Antoine de Jussieu (1723). «De l’Origine et des Usages de la Pierre de Foudre». Histoire et Mémoires de l'Académie Royale des Sciences de Paris: 6-9..

35. ↑ Odile Kammerer (1994). «Un prodige en Alsace à la fin du XVe siècle : la météorite d'Ensisheim». Actes des congrès de la Société des historiens médiévistes de l'enseignement supérieur public 25: 295..

36. ↑ Les météorites, cosmovisions.com.

37. ↑ Mahudel (1745). «Sur les Prétendues Pierres de Foudre». Histoire et Mémoires de l’Académie Royale des Inscriptions et Belles Lettres 12: 163-169..

38. ↑ John Wallis (1677). «Account of an unusual meteor seen at the same time in many distant places of England». Physica (en inglés (original en latín)): 865..

39. ↑ a b c d Smith, C., Russell, S. y Benedix, G. 2009. Meteorites. Natural History Museum, Londres. pp. 11-15.

40. ↑ Académie royale des sciences (1772). Histoire de l'Académie royale des sciences. Paris. p. 20..

41. ↑ Patrin (1802). «Considérations sur les Masses de Pierres et de Matières Métalliques qu’on Suppose Tombées de l'Atmosphère». Journal de Physique, de Chimie et d'Histoire Naturelle 55: 376-393..

42. ↑ Lavoisier, « Rapport sur une pierre qu'on prétend être tombée du ciel pendant un orage », Histoire, 1769, p. 20-21.

43. ↑ Joseph Izarn (1803). Des pierres tombées du ciel. Delalain. p. 57..

44. ↑ Jean-Paul Poirier (1999). Ces pierres qui tombent du ciel - Les météorites, du prodige à la science (en français). Éditions Le Pommier. p. 159. ISBN 2-7465-0024-8.

45. ↑ a b Thérèse Encrenaz; James Lequeux (2014). «8 «L'apport de la matière extraterrestre»». L'exploration des planète – De Galilée à nos jours... et au-delà. Pour la science (en francés). Paris: Belin. p. 145 (de 223). ISBN 978-2-70116195-2.

46. ↑ Ursula B. Marvin (1996). «Ernst Florens Friedrich Chladni (1756-1827) and the origins of modern meteorite research». Meteoritics (en inglés) 31: 545-588..

47. ↑ Gerald McCall; Richard John Howarth (2006). The history of meteoritics and key meteorite collections : Fireballs, Falls & Finds (en inglés). Geological Society. p. 167..

48. ↑ Brandon Barringer (1964). «Daniel Moreau Barringer (1860-1929) and His Crater (the beginning of the Crater Branch of Meteoritics)». Meteoritics (en inglés) 2: 183-200..

49. ↑ Denison Olmsted (1833). «Observations on the Meteors of November 13th, 1833». The American journal of science and arts (en inglés) 25: 363-411..

50. ↑ Philippe Jaussaud; Edouard Raoul Brygoo (2004). Du Jardin au Muséum en 516 biographies. Muséum national d'histoire naturelle. p. 168..

51. ↑ (en inglés) — PDF Lee Anne Willson, «Lawrence Smith and his meteorite collections», 2000, pag. 5.

52. ↑ P. M. Sears (293). «Notes on the Beginnings of Modern Meteoritics». Meteoritics (en inglés) 4 (2): 297..

53. ↑ Gerald Joseph Home McCall; A. J. Bowden autor3=Richard John Howarth (2006). The History of Meteoritics and Key Meteorite Collections: Fireballs, Falls and Finds (en inglés). Geological Society. p. 163..

54. ↑ Derek W. G. Sears (2004). The Origin of Chondrules and Chondrites (en inglés). Cambridge University Press. p. 4..

55. ↑ Matthieu Gounelle, « Météorites : des pierres à remonter le temps » sur Ciel et Espace Radio, 12 octobre 2009.

56. ↑ Clair Patterson (octobre de 1956). «Age of meteorites and the earth». Geochimica et Cosmochimica Acta (en inglés (original en latín)) 10 (4): 230-237. doi:10.1016/0016-7037(56)90036-9. .

57. ↑ Los angloparlantes tienen un término más específico para designar la ciencia de meteoritos, la meteoritics..

58. ↑ B. P. Weiss et al. (2010). «Paleomagnetic records of meteorites and early planetesimal differentiation». Space Science Reviews (en inglés) 152: 341-390. Archivado desde el original el 4 de marzo de 2016. Consultado el 2 de julio de 2020..

59. ↑ P. Ehrenfreund (27 de febrero de 2001). «Extraterrestrial amino acids in Orgueil and Ivuna: Tracing the parent body of CI type carbonaceous chondrites». Proceedings of the National Academy of Sciences (en inglés) 98 (5): 2138-2141. doi:10.1073/pnas.051502898..

60. ↑ Mathieu Gounelle; Georges Meynet (septembre de 2012). «Solar system genealogy revealed by extinct short-lived radionuclides in météorites». Astronomy & Astrophysics (en inglés) 545: A4. doi:10.1051/0004-6361/201219031.

61. ↑ «Meteorite Hits Page». Archivado desde el original el 31 de agosto de 2009.

62. ↑ in the World Meteorite Catalogue Database at the Natural History Museum

63. ↑ «http://web.archive.org/20030411173556/home.earthlink.net/~magellon/news1.html». Archivado desde el original el 11 de abril de 2003.

64. ↑ «Top 5 meteoritos -- National Geographic». www.nationalgeographic.es. Archivado desde el original el 18 de septiembre de 2016. Consultado el 13 de septiembre de 2016.

65. ↑ «Descubrieron en Chaco un meteorito de más de 30 toneladas». Consultado el 13 de septiembre de 2016.

66. ↑ «Top 5 meteoritos -- National Geographic». www.nationalgeographic.es. Archivado desde el original el 18 de septiembre de 2016. Consultado el 13 de septiembre de 2016.

67. ↑ «Descubrieron en Chaco un meteorito de más de 30 toneladas». Consultado el 13 de septiembre de 2016.

68. ↑ «Bonhams Auction of the Fukang Meteorite».

69. ↑ Meteoritical Bulletin: Search the Database

Referencias[editar]

Enlaces externos[editar]

Wikimedia Commons alberga una categoría multimedia sobre Meteoritos.

Fotos y videos del Meteorito en Rusia 2013

Consultar este término en Wikisource

Una Guía a Campo del Cielo

Meteorite.fr - Todo acerca de los Meteoritos

Catálogo de meteoritos de la Sociedad Meteoritica (fundada en 1933), organización sin ánimo de lucro que intenta catalogar todos los meteoritos.

Catálogo de meteoritos de IMCA (International Meteorite Collectors Association) cuyo objetivo es verificar la autenticidad de los meteoritos.

Cómo encontrar meteoritos

Meteorito causa cientos de heridos - Artículo en Rusia Hoy (enlace roto disponible en Internet Archive; véase el historial, la primera versión y la última).

Cada impacto de meteorito recordado en la Tierra de Tableau Software

# data[].attributes.attachment_link.title
(134340) Plutó - Viquipèdia, l'enciclopèdia lliure

# data[].attributes.attachment_link.description
(134340) Plutó és el planeta nan més gros (2.370 km de diàmetre, 44 km més que 136199 Eris) i, després d'Eris, el segon més massiu del sistema solar, cosa que en fa d'ell, el novè objecte més gros i el desè més massiu que gira directament al voltant del Sol.

# data[].attributes.attachment_link.readable_text
La tierra está sometida a movimientos de diversa índole. Los principales movimientos de la Tierra se definen con referencia al Sol y son: rotación, traslación, precesión, nutación, bamboleo de Chandler y la precesión del perihelio.

Es un movimiento que efectúa la Tierra girando sobre el eje terrestre, que corta a la superficie en dos puntos llamados polos. Este giro es de oeste a este, o sea que para un observador situado en el espacio sobre el polo norte terrestre, este movimiento es levógiro (contrario al de las manecillas del reloj). Una vuelta completa, tomando como referencia a las estrellas, dura 23 horas con 56 minutos 4,1 segundos y se denomina día sidéreo. Si tomamos como referencia al Sol, el mismo meridiano pasa frente a nuestra estrella cada 24 horas, llamado día solar. Los aproximadamente 3 minutos y 56 segundos de diferencia se deben a que en ese plazo de tiempo la Tierra ha avanzado en su órbita y debe girar algo más que un día sideral para completar un día solar.

La primera referencia tomada por el hombre fue el Sol, cuyo movimiento aparente, originado en la rotación de la Tierra, determina el día y la noche, dando la impresión que el cielo gira alrededor del planeta. En el uso coloquial del lenguaje se utiliza la palabra día para designar el período que en astronomía se llama día solar, y se corresponde con el tiempo solar.

Es el movimiento por el cual el planeta Tierra gira en una órbita elíptica alrededor del Sol en 365 días y algo menos de 6 horas. Para un observador situado en el espacio sobre el polo norte terrestre, este movimiento también es levógiro (contrario al de las manecillas del reloj), y lógicamente, visto desde polo sur terrestre, este movimiento es dextrógiro (como el de las manecillas del reloj). Como el calendario registra 365 días enteros, el comienzo de cada año se va adelantando, lo que se compensa aproximadamente (ya que no tiene en cuenta la precesión equinoccial. Ver más adelante) haciendo que uno de cada algo más de cuatro años, al que se denomina año bisiesto, tenga 366 días. La causa del movimiento de traslación es la acción de la gravedad y origina una serie de cambios que, al igual que el día, permiten la medición del tiempo. Tomando como referencia el Sol, resulta lo que se denomina año tropical, lapso necesario para que se repitan las estaciones del año. Dura 365 días, 5 horas, 48 minutos y 45 segundos. El movimiento que describe es una trayectoria elíptica de 930 millones de kilómetros, a una distancia media del Sol de prácticamente 150 millones de kilómetros, 1 ua ( unidad astronómica: 149 597 871 km) u 8,317 minutos luz. De esto se deduce que la Tierra se desplaza por su órbita a una velocidad media de 106 200 km/h (29,5 km/s).

La trayectoria u órbita terrestre es elíptica. El Sol ocupa uno de los focos de la elipse y, debido a la excentricidad de la órbita, la distancia entre el Sol y la Tierra varía a lo largo del año. En los primeros días de enero se alcanza la máxima proximidad al Sol, produciéndose el perihelio, cuando la distancia es de 147,5 millones de kilómetros,​ mientras que en los primeros días de julio se alcanza la máxima lejanía, denominado afelio, cuando la distancia es de 152,6 millones de kilómetros.

Como se observa en el gráfico de arriba, el eje terrestre forma un ángulo de unos 23,5º respecto a la normal de la eclíptica, fenómeno denominado oblicuidad de la eclíptica. Esta inclinación, combinada con la traslación, produce sendos largos períodos de varios meses de luz y oscuridad continuadas en los polos geográficos, además de ser la causa de las estaciones del año, derivadas de los cambios en el ángulo de incidencia de la radiación solar y en la duración de las horas de luz que esa oblicuidad produce.

La precesión de los equinoccios (el cambio lento y gradual en la orientación del eje de rotación de la Tierra) se debe al movimiento de precesión de la Tierra causado por el momento de fuerza ejercido por el sistema Tierra-Sol en función de la inclinación del eje de rotación terrestre con respecto al plano de la órbita terrestre (alrededor de 23°43' actualmente). Este movimiento se efectúa por completo cada 25 776 años (por lo que aproximadamente cada 130 siglos se invertirían las estaciones, pero la diferencia entre el año sidéreo y el año trópico es incorporada y corregida por el calendario gregoriano) y un observador en el espacio, situado sobre el polo norte, lo vería como un giro dextrógiro (en el mismo sentido del de las agujas del reloj).

La inclinación del eje terrestre varía de 23° a 27°, ya que depende (entre otras causas) de los movimientos telúricos. En febrero del 2010, se registró una variación del eje terrestre de 8 centímetros aproximadamente, por causa del terremoto de 8,8° Richter que afectó a Chile. En tanto que el maremoto y consecuente tsunami que azotó al sudeste asiático en el año 2004, desplazó 17,8 centímetros al eje terrestre.​

La precesión es aún más compleja si consideramos un cuarto movimiento: la nutación. Esto sucede con cualquier cuerpo simétrico o esferoide girando sobre su eje; un trompo ( peonza) es un buen ejemplo, pues cuando cae comienza la precesión. Como consecuencia del movimiento de caída, la púa del trompo se apoya en el suelo con más fuerza, de modo que aumenta la fuerza de reacción vertical, que finalmente llegará a ser mayor que el peso. Cuando esto sucede, el centro de masa del trompo comienza a acelerar hacia arriba. El proceso se repite, y el movimiento se compone de una precesión acompañada de una oscilación del eje de rotación hacia abajo y hacia arriba, que recibe el nombre de nutación.

Para el caso de la Tierra, la nutación es la oscilación periódica del polo de la Tierra alrededor de su posición media en la esfera celeste, debido a las fuerzas externas de atracción gravitatoria entre la Luna y el Sol con la Tierra. Esta oscilación es similar al movimiento de una peonza ( trompo) cuando pierde fuerza y está a punto de caerse.​

La Tierra se desplaza unos nueve segundos de arco cada 18,6 años, lo que supone que en una vuelta completa de precesión, la Tierra habrá realizado 1385 bucles. Para hacernos una idea de este movimiento, imaginemos que, mientras el eje de rotación describe el movimiento cónico de precesión, recorre a su vez una pequeña elipse o bucle en un periodo de 18,6 años.

En una vuelta completa de precesión (25 776 años) la Tierra realiza más de 1300 bucles de nutación. El movimiento de nutación de la Tierra fue descubierto por el astrónomo británico James Bradley.

Bamboleo de Chandler

Se trata de una pequeña oscilación del eje de rotación de la Tierra que añade 0,7 segundos de arco en un período de 433 días a la precesión de los equinoccios. Fue descubierto por el astrónomo estadounidense Seth Carlo Chandler en 1891, y actualmente no se conocen las causas que lo producen, aunque se han propuesto varias teorías (fluctuaciones climáticas causantes de cambios en la distribución de la masa atmosférica, posibles movimientos geofísicos bajo la corteza terrestre, variaciones de concentración salina en el mar, etc.).​ La suma del Bamboleo de Chandler y otros efectos menores se denomina movimiento polar.

Movimiento de precesión del perihelio

En el movimiento de traslación, la tierra describe una elipse en torno al Sol, que ocupa uno de los focos de dicha elipse, pero el otro foco no es estático, también gira lentamente un pequeño ángulo de 3,84 arcosegundos por siglo, alrededor del Sol, en el mismo sentido de la órbita y este giro del foco libre de la elipse se conoce como precesión apsidial o precesión o avance del perihelio, que es el momento de menor distancia de la Tierra al Sol. Lógicamente el afelio, o momento de mayor distancia de la Tierra al Sol, también sufre este avance, que, aun siendo angularmente igual, tangencialmente es mayor todavía. Este movimiento tiene un período de unos 34 285 714 años.

Variaciones orbitales

Referencias

# data[].attributes.attachment_link.title
Movimientos de la Tierra - Wikipedia, la enciclopedia libre

# data[].attributes.attachment_link.description
La tierra está sometida a movimientos de diversa índole. Los principales movimientos de la Tierra se definen con referencia al Sol y son: rotación, traslación, precesión, nutación, bamboleo de Chandler y la precesión del perihelio. Es un movimiento que efectúa la Tierra girando sobre el eje terrestre, que corta a la superficie en dos puntos llamados polos.

# data[].attributes.body
METEORI

# data[].attributes.attachment_link.title
Meteorito - Wikipedia, a enciclopedia libre

# data[].attributes.attachment_link.description
No espazo, estes corpos reciben o nome de meteoroides ("pequenos" asteroides, aproximadamente do tamaño dun canto rolado o de menor tamaño, que xeralmente son o resultado da colisión de dous ou máis asteroides). Ó entrar en contacto coa atmosfera, a fricción co aire causa que o corpo se quente, emitindo luz e formando un meteoro, bóla de lume ou estrela fugaz.

# data[].attributes.attachment_link.readable_text
Júpiter és el cinquè planeta del sistema solar segons la seva proximitat al Sol i el més gran de tots. Es tracta d'un gegant gasós amb una massa equivalent a una mil·lèsima part de la massa del Sol o dues vegades i mitja la massa de tots els altres planetes del sistema solar junts. Té un diàmetre de 142.984 km (unes 11 vegades el de la Terra). La seva òrbita se situa aproximadament a 5 UA (750.000.000 km) del Sol, entre les òrbites de Mart i Saturn. És un gegant gasós format principalment per hidrogen i heli sense una superfície interior definida. La seva característica més destacable és la Gran Taca Vermella, un enorme anticicló situat en les latituds tropicals de l'hemisferi sud.

Va ser descobert en l'antiguitat i rep el seu nom del pare dels déus de la mitologia clàssica, aquell que els grecs anomenaven Zeus i els romans Júpiter.

Té 79 satèl·lits naturals. És el segon planeta del sistema solar amb mes satèl·lits coneguts, després de Saturn, que en té 82. Els més importants són els quatre satèl·lits galileans: Io, Europa, Ganimedes i Cal·listo.

Júpiter és el més massiu dels planetes del sistema solar. La seva massa equival a unes 310 vegades la de la Terra i a unes 2,5 vegades la suma de les masses de tots els altres planetes. Tanmateix, s'han descobert més d'un centenar de planetes extrasolars amb masses semblants o superiors a la massa de Júpiter. També té el rècord de volum (1.400 vegades el de la Terra) i és el planeta amb la velocitat de rotació més ràpida. Per tant, té el període de rotació més curt (menys de 10 hores), cosa que dóna lloc a un lleuger aplatament fàcilment visible des de la Terra per telescopis amateurs.

La seva atmosfera està permanentment coberta de núvols estructurats en franges horitzontals de colors rogencs. Aquests tenen una forta dinàmica de vents zonals amb velocitats de fins a 150 m/s i mostren un alt grau de turbulència.

Generalment, és el quart objecte més brillant del cel (després del Sol, la Lluna i Venus), encara que a vegades Mart és més brillant que Júpiter.

Júpiter té una massa 2,5 vegades la massa de tots els planetes del sistema solar junts; és tan massiu que el seu baricentre amb el Sol se situa per sobre de la superfície solar a 1,068 radis solars del centre del Sol. Encara que el seu diàmetre és onze vegades més gran que el de la Terra, la seva densitat és considerablement més baixa. El volum de Júpiter és 1.321 vegades el de la Terra; tot i això, només és 318 vegades més massiu. Júpiter té un radi 0,10 vegades el radi solar, i té una massa de 0,001 vegades la massa solar, fent que tinguin aproximadament la mateixa densitat. La " massa de Júpiter" (M J o M Jup) s'usa habitualment com a unitat per a descriure les masses d'altres objectes, particularment els planetes extrasolars i nans marrons. Per exemple, el planeta extrasolar HD 209458 b té una massa de 0,69 M J, mentre COROT-7b té una massa de 0,015 M J.

Els models teòrics indiquen que si Júpiter tingués més massa de la que té actualment, el planeta podria encongir-se. Per canvis petits en la massa, el radi no canviaria de manera apreciable, per sobre dels 500 masses terrestres (1,6 masses de Júpiter) l'interior esdevindria tan comprimit sota l'augment de la força gravitacional que el volum del planeta començaria a disminuir a pesar de l'augment de matèria. Per això, es pensa que Júpiter té el diàmetre que un planeta per la seva composició i evolució pot arribar a tenir. S'especula que Júpiter podria assolir un dels diàmetres més amplis que un planeta d'aquestes característiques i evolució pot aconseguir. El procés de reducció del volum amb augment de massa podria continuar fins que s'arribés a una combustió estel·lar, com en les nanes marrons, amb una massa 50 vegades la de Júpiter. . Això ha portat alguns astrònoms a qualificar-lo "d'estrella fracassada", encara que no queda clar si els processos involucrats en la formació de planetes com Júpiter s'assemblen als processos de creació de sistemes estel·lars múltiples.

Tot i que Júpiter necessitaria una massa 75 vegades superior per a cremar l'hidrogen i convertir-se en una estrella, la nana vermella més petita només té un radi un 30% més gran que Júpiter. A pesar d'això, Júpiter irradia més calor que la que rep del Sol. La quantitat de calor produïda dins el planeta és pràcticament igual a la radiació solar total que rep. Aquesta radiació addicional es genera pel mecanisme de Kelvin-Helmholtz, per contracció adiabàtica. Aquest procés produeix un encongiment del planeta d'uns 2 cm per any. Quan es formà el planeta, Júpiter era molt més calent i tenia el doble del diàmetre actual.

L' atmosfera de Júpiter està composta bàsicament per hidrogen (90%) i heli (10%) en nombre d' àtoms i 75%/24% en massa, amb l'1% restant format per altres substàncies. Les capes interiors de l'atmosfera contenen materials més densos i dóna una distribució de 71%/24%/5%, respectivament. L'atmosfera conté quantitats significatives de metà, amoníac, deuteri, età, vapor d' aigua i "roca" i traces de carboni, sulfur d'hidrogen, neó, oxigen, fosfà i sofre.

La capa de núvols superior està formada probablement per cristalls d'amoníac congelat. El color rogenc ve donat per algun tipus d'agent colorant desconegut encara, i se'n suggereixen compostos de sofre o fòsfor. Per davall dels núvols visibles, Júpiter té molt possiblement núvols més densos d'un compost químic format per amoníac i hidrogensulfur d'amoni (NH ₄SH). A una pressió entorn de 5-6 bars, existeix possiblement una capa encara més densa de núvols d'aigua. Una de les proves de l'existència dels núvols, la constituïx l'observació de descàrregues elèctriques compatibles amb tempestats profundes a aquests nivells de pressió. Les tempestes convectives poden a vegades estendre's des dels 5 bars fins als 300-500 mbar, uns 150 km en vertical.

Bandes i zones

L' atmosfera de Júpiter està dividida en cinturons foscos anomenats bandes i regions clares anomenades zones, tots aquests en la direcció dels paral·lels. Les bandes i zones delimiten un sistema de corrents de vents alternants en direcció amb la latitud i en general de gran intensitat, per exemple, els vents a l'equador bufen a velocitats entorn de 100 m/s (360 km/h). En la banda equatorial Nord, els vents poden arribar a bufar a 150 m/s (540 km/h).

La Gran Taca Vermella

Júpiter té una enorme formació meteorològica en la seva atmosfera anomenada la Gran Taca Vermella. És fàcilment observable pels telescopis dels astrònoms aficionats donades les seves grans dimensions, el doble del diàmetre de la Terra. El científic anglès Robert Hooke va observar, fa més de 300 anys, una gran formació meteorològica que podria ser la Gran Taca Vermella. Meteorològicament, la Gran Taca vermella és un enorme anticicló molt estable en el temps. Els vents en la perifèria del vèrtex tenen una intensitat pròxima als 400 km/h.

En l'interior del planeta, l' hidrogen i l' heli es comprimeixen progressivament. L'hidrogen molecular, H ₂, es comprimeix de tal manera que es transforma en un líquid de caràcter metàl·lic a profunditats d'uns 10.000 km respecte a la superfície. Més avall, s'espera l'existència d'un nucli rocós format principalment per materials gelats. L'existència de les diferents capes ve determinada per l'estudi del potencial gravitatori del planeta mesurat per les diferents sondes espacials. Si existís el nucli intern, provaria la teoria de formació planetària a partir d'un disc de planetesimals. Júpiter és tan massiu que encara no s'ha alliberat de la calor acumulada en la seva formació i conté, per tant, una important font interna de calor que ha sigut mesurada de manera precisa i equival a 5,4 W/m ². Açò significa que l'interior del planeta està mesclat de manera eficaç, almenys fins a nivells pròxims als núvols d'aigua a 5 bars.

Júpiter té una magnetosfera extensa i de molta intensitat. El camp magnètic de Júpiter és l'estructura de major mida en el sistema solar: podria veure's des de la Terra ocupant un espai equivalent al de la lluna plena a pesar d'estar molt més lluny. Les partícules carregades són capturades pel camp magnètic jovià i conduïdes cap a les regions polars on produïxen impressionants aurores. Per un altre costat, les partícules expel·lides pels volcans de la lluna Ió formen un pol de rotació en què el camp magnètic atrapa material addicional que és conduït a través de les línies de camp sobre l'atmosfera superior del planeta.

Les sondes i van confirmar l'existència del camp magnètic jovià i la seva intensitat, més de 10 vegades superior a la terrestre i contenint més de 20.000 vegades l'energia associada al camp terrestre. Les Pioneer van descobrir que l' ona de xoc de la magnetosfera joviana s'estén a 26 milions de quilòmetres del planeta amb la cua magnètica estenent-se més enllà de l'òrbita de Saturn.

Les variacions del vent solar originen ràpides variacions en la grandària de la magnetosfera. Aquest aspecte va ser estudiat per les sondes i . També es va descobrir que els àtoms carregats eren expulsats de la magnetosfera joviana amb gran intensitat i eren capaços d'aconseguir l'òrbita de la Terra. També es van trobar corrents elèctrics fluint de Júpiter a algunes de les seues llunes, particularment Ió i també en menor grau Europa.

Els quatre grans satèl·lits de Júpiter van ser descoberts per Galileo Galilei l'any 1610, raó per la qual se'ls anomena " satèl·lits galileians". Van ser els primers satèl·lits a ser descoberts, a part de la Lluna. El descobriment d'aquests satèl·lits va constituir un punt d'inflexió en la llarga disputa entre el sistema geocèntric i el copernicà (heliocèntric). En aquest últim, era molt més fàcil explicar el moviment i la mateixa existència d'uns objectes que clarament no giraven al voltant de la Terra.

Les observacions des de telescopis terrestres i les diferents sondes espacials que han passat prop de Júpiter han ampliat el nombre total de satèl·lits coneguts fins a 79. Els satèl·lits de Júpiter reben els noms d'amants del déu Zeus ( Júpiter) de la mitologia grega. Des dels temps de Galileu i fins a mitjan segle xx, se'ls denominava per nombres romans segons el seu ordre de proximitat al planeta.

Júpiter té un tènue sistema d'anells que va ser descobert per la sonda Voyager 1 el 1979. Els anells són inestables a escales de temps d'uns 1.000 anys i, per aquest fet, han de ser contínuament regenerats, potser per l'impacte de micrometeorits amb els satèl·lits de Júpiter. Hi ha un anell principal i dos anells més tènues cap a l'exterior denominats anells de Gossamer. En l'interior de l'anell principal, hi ha un halo de material difús. Els anells pareixen estar compostos de partícules fosques de pols.

Les teories de formació del planeta són de dos tipus: formació a partir d'un nucli de gels d'una massa entorn de 10 vegades la massa terrestre capaç d'atraure i acumular el gas de la nebulosa protosolar o formació primerenca per col·lapse gravitatori directe. Ambdós models tenen implicacions molt distintes per als models generals de formació del sistema solar i dels sistemes de planetes extrasolars.

Júpiter ha sigut visitat per diverses missions espacials de la NASA. Les missions i van realitzar una exploració preliminar amb sobrevols del planeta en els anys 70. Les missions i van visitar Júpiter el 1979 i revolucionaren el coneixement que es tenia del planeta i les seves llunes i descobriren també el seu sistema d'anells. El 1995, la missió Galileu, que constava d'una sonda i un orbitador, va iniciar una exploració del planeta de 7 anys. Al desembre de l'any 2000, la missió espacial Cassini-Huygens va realitzar un sobrevol llunyà de Júpiter en el seu viatge amb destinació a Saturn.

Juntament amb el Sol, la influència gravitacional de Júpiter ha ajudat a donar forma al sistema solar. Les òrbites de la majoria de planetes del sistema solar es troben més a prop del pla orbital de Júpiter que del pla equatorial solar ( Mercuri és l'únic planeta més a prop de l'equador solar en la inclinació orbital), els buits de Kirkwood en el cinturó d'asteroides són en la seva majoria deguts a Júpiter, i el planeta pot haver estat responsable del bombardeig intens tardà de la història de l'interior del sistema solar.

A més de les seves llunes, el camp gravitatori de Júpiter controla nombrosos asteroides que s'han anat assentant a les regions dels punts de Lagrange, precedint i seguint Júpiter en la seva òrbita al voltant del Sol. Són coneguts com els asteroides troians, i estan dividits entre "grecs" i "troians", commemorant els bàndols de la Ilíada. El primer d'aquests, 588 Achilles, va ser descobert per Max Wolf el 1906; se n'han descobert més de dos mil. El més gran n'és el 624 Hektor.

Júpiter ha estat anomenat l' aspiradora del sistema solar a causa del seu immens pou gravitatori i la ubicació a prop de l'interior del sistema solar. Rep els impactes més freqüents de cometes, d'entre els planetes del sistema solar. Durant molt de temps, s'havia cregut que el planeta havia fet de refugi dels planetes interiors, resguardant-los dels impactes de cometes. No obstant això, simulacions informàtiques recents suggereixen que la presència de Júpiter no causa un decreixement net en el nombre de cometes que arriben a l'interior del sistema solar, ja que la gravetat de Júpiter pertorba les òrbites dels cometes en el mateix grau, aproximadament, d'atracció que de repulsió.

La majoria de cometes de curt període pertanyen a la família de Júpiter definida com a cometes amb semieixos majors més petits que els de Júpiter. La família de cometes de Júpiter, es creu que es va formar en el cinturó d'astroides fora de l'òrbita de Neptú. Durant les trobades amb Júpiter, les seves òrbites són pertorbades, adquirint un període més petit i llavors són arrodonides per la interacció gravitacional regular amb el Sol i Júpiter.

Entre el 16 i el 22 de juliol del 1994, vint fragments del cometa Shoemaker-Levy 9 van impactar contra l'atmosfera de Júpiter. Aquest fet va ser aprofitat per a obtenir informació sobre la composició d'elements del planeta. El cometa havia estat disgregat per les forces de marea degudes a l'acció de la gravetat de Júpiter durant un pas anterior del cometa per les proximitats del planeta.

Possibilitat de vida

El 1953, l' experiment d'Urey-Miller va demostrar que una combinació de descàrregues elèctriques i els composts químics existents en l'atmosfera primordial de la Terra podria formar composts orgànics (incloent-hi aminoàcids) que podrien servir com a blocs constructors de la vida. L'atmosfera simulada incloïa aigua, metà, amoníac i hidrogen molecular; tot de molècules que encara es troben a l'atmosfera de Júpiter. Tanmateix, aquesta té una potent circulació vertical d'aire, que podria desplaçar aquests compostos químics a les regions més internes. Les altes temperatures presents en aquesta zona trencarien aquestes molècules, cosa que hi faria impossible la formació de vida.

Es considera altament improbable que hi hagi cap vida semblant a la terrestre a Júpiter, ja que hi ha una quantitat molt petita d'aigua a l'atmosfera i l'única superfície sòlida és el nucli i es troba a una gran profunditat, sota una extraordinària pressió atmosfèrica. Tanmateix, el 1976, abans de les missions Voyager, es va fer la hipòtesi que una vida basada en l' amoníac -o l' aigua- podria evolucionar en l'atmosfera de Júpiter. Aquesta hipòtesi estava fonamentada en l'ecologia dels oceans terrestres, en què al cim hi ha plàncton fotosintètic, peixos a nivells més baixos menjant-se aquestes criatures, i depredadors marins que cacen els peixos.

Bibliografia

Bagenal, F.; Dowling, T. E.; McKinnon, W. B. (editors). Jupiter: The planet, satellites, and magnetosphere. Cambridge: Cambridge University Press, 2004. ISBN 0521818087.

Beebe, Reta. Jupiter: The Giant Planet. Second. Washington, D.C.: Smithsonian Institution Press, 1996. ISBN 1560986859.

The New Solar System, J.K. Beatty, C. Collins Petersen i A. Chaikin, Cambridge University Press i Sky Publishing Corporation, ISBN 0-933346-86-7 (1999).

The Giant Planet Júpiter, J.H. Rogers, Cambridge University Press, ISBN 0-521-41008-8 (1995).

Júpiter : The Planet, Satellites and Magnetosphere, Ed. F. Bagenal, T.E. Dowling, W.B. McKinnon, D. Jewitt, C. Murray, J. Bell, R. Lorentz, F. Nimmo, Cambridge University Press (2004).

1. Orbital elements refer to the barycenter of the Jupiter system, and are the instantaneous ↑ osculating values at the precise J2000 epoch. Barycenter quantities are given because, in contrast to the planetary centre, they do not experience appreciable changes on a day-to-day basis from to the motion of the moons.

2. ↑ Williams, Dr. David R. "3,00 Jupiter Fact Sheet". NASA, 16-11-2004. [Consulta: 8 agost 2007].3,01 3,02 3,03 3,04 3,05 3,06 3,07 3,08 3,09 3,10 3,11 3,12 3,13 3,14

3. ↑ Seidelmann, P. Kenneth; Archinal, B. A.; A'hearn, M. F.; et.al. "4,0 Report of the IAU/IAGWorking Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006". Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy, 90, 2007, pàg. 155-180. DOI: 10.1007/s10569-007-9072-y [Consulta: 28 agost 2007].4,1 4,2 4,3

4. ↑ 5,0 5,1 5,2 5,3 5,4 5,5 5,6 Es refereix al nivell d'un bar de pressió atmosfèrica

5. ↑ NASA: Solar System Exploration: Planets: Jupiter: Facts & Figures

6. Seidelmann, P. K.; Abalakin, V. K.; Bursa, M.; Davies, M. E.; de Burgh, C.; Lieske, J. H.; Oberst, J.; Simon, J. L.; Standish, E. M.; Stooke, P.; Thomas, P. C. "↑ Report of the IAU/IAG Working Group on Cartographic Coordinates and Rotational Elements of the Planets and Satellites: 2000". HNSKY Planetarium Program, 2001. [Consulta: 2 febrer 2007].

7. Anonymous "↑ Probe Nephelometer". Galileo Messenger. NASA/JPL, 6, març 1983 [Consulta: 12 febrer 2007].

8. Eric, Burgess "By Jupiter: Odysseys to a Giant" (en anglès). ↑ Columbia University Press [Nova York], 1982.

9. Frank H., Shu "The physical universe: an introduction to astronomy" (en anglès). ↑ University Science Books, 12a ed., 1982, pàg. 426.

10. Davis, Andrew M.; Turekian, Karl K. "Meteorites, comets, and planets" (en anglès). ↑ Elsevier, 1, 2005, pàg. 624.

11. Error en el ↑ títol o la url.Jean Schneider. "" (en anglès), 01-10-2009.

12. ↑ Seager, S.; Kuchner, M.; Hier-Majumder, C. A.; Militzer, B. "Mass-Radius Relationships for Solid Exoplanets" (en anglès). 13,0 The Astrophysical Journal, 669, 2, 18-02-2011, pàg. 1279-1297. arXiv: 0707.2895. DOI: 10.1086/521346.13,1

13. Guillot, Tristan "↑ Interiors of Giant Planets Inside and Outside the Solar System" (en anglès). Science, 286, 5437, 28-08-2007, pàg. 72-77. DOI: 10.1126/science.286.5437.72. PMID: 10506563.

14. Burrows, A.; Hubbard, W. B.; Saumon, D.; Lunine, J. I. "An expanded set of brown dwarf and very low mass star models" (en anglès). ↑ Astrophysical Journal, 406, 1, 1993, pàg. 158-71. Bibcode: 1993ApJ...406..158B. DOI: 10.1086/172427.

15. Didier, Queloz "↑ VLT Interferometer Measures the Size of Proxima Centauri and Other Nearby Stars" (en anglès). European Southern Observatory, 19-11-2002.

16. Linda T., Elkins-Tanton "Jupiter and Saturn" (en anglès). ↑ Chelsea House [Nova York], 2006.

17. Guillot, T.; Stevenson, D. J.; Hubbard, W. B.; Saumon, D. "Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere" (↑ PDF ) (en anglès). Cambridge University Press. Bagenal, F.; Dowling, T. E.; McKinnon, W. B, 2004.

18. Bodenheimer, P. "Calculations of the early evolution of Jupiter" (en anglès). ↑ Icarus, pàgina=319-25, 3, 1974, pàg. 319. Bibcode: 1974Icar...23..319B. DOI: 10.1016/0019-1035(74)90050-5.

19. Kerr, Richard A. "↑ Did Jupiter and Saturn Team Up to Pummel the Inner Solar System?". Science, 306, 5702, 2004, pàg. 1676. DOI: 10.1126/science.306.5702.1676a. PMID: 15576586 [Consulta: 28 agost 2007].

20. ↑ Llista de Troians de Júpiter

21. Lovett, Richard A. "↑ Stardust's Comet Clues Reveal Early Solar System". National Geographic News, 15-12-2006 [Consulta: 8 gener 2007].

22. Nakamura, T.; Kurahashi, H. "↑ Collisional Probability of Periodic Comets with the Terrestrial Planets: An Invalid Case of Analytic Formulation". Astronomical Journal, 115, 2, 1998, pàg. 848-854. DOI: 10.1086/300206 [Consulta: 28 agost 2007].

23. Quinn, T.; Tremaine, S.; Duncan, M. "↑ Planetary perturbations and the origins of short-period comets". Astrophysical Journal, Part 1, 355, 1990, pàg. 667-679. DOI: 10.1086/168800 [Consulta: 17 febrer 2007].

24. "↑ Life on Jupiter". Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy & Spaceflight. [Consulta: 9 març 2006].

25. Sagan, C.; Salpeter, E. E. "Particles, environments, and possible ecologies in the Jovian atmosphere". ↑ The Astrophysical Journal Supplement Series, 32, 1976, pàg. 633-637. DOI: 10.1086/190414.

# data[].attributes.attachment_link.description
Júpiter és el cinquè planeta del sistema solar segons la seva proximitat al Sol i el més gran de tots. Es tracta d'un gegant gasós amb una massa equivalent a una mil·lèsima part de la massa del Sol o dues vegades i mitja la massa de tots els altres planetes del sistema solar junts.

# data[].attributes.attachment_link.title
Asteroide - Viquipèdia, l'enciclopèdia lliure

# data[].attributes.attachment_link.description
L' 1 de gener del 1801, l' astrònom sicilià Giuseppe Piazzi descobrí per casualitat el primer asteroide ( Ceres), mentre elaborava un catàleg d' estels. Al descobriment de Piazzi en seguiren d'altres, però cap de tan gran com Ceres. L'any 1807 ja se'n coneixien quatre.

# data[].attributes.body
AGUJERO NEGRO

# data[].attributes.attachment_link.readable_text
Podría pasarle a cualquiera. Tal vez estás tratando de encontrar un nuevo planeta habitable para la humanidad, o quizá sólo saliste a dar un largo paseo y resbalaste.

Sean cuales sean las circunstancias, en algún momento podemos encontramos frente a la pragunta: ¿qué sucede cuando alguien cae en un agujero negro?
Lee también: Qué se ve dentro de un agujero negro
Probablemente piensas que acabarías aplastado, o tal vez hecho añicos. Pero la realidad es mucho más extraña que eso.

En el instante en el que entraras en el agujero negro, la realidad se dividiría en dos. En una de ellas serías incinerado inmediatamente. Y en la otra te sumergirías en el agujero, totalmente ileso.

Y es que los agujeros negros son lugares en los que las leyes de la física que conocemos pierden sentido. Vas a tener que tener un poco de paciencia para entenderlo...
Lee también: ¿Viajaremos alguna vez por atajos intergalácticos?
La curvatura del tiempo y el espacio

El físico teórico alemán Albert Einstein nos enseñó que la gravedad es efecto o consecuencia de la geometría curva del espacio-tiempo. Los cuerpos dentro de un campo gravitatorio siguen una trayectoria espacial curva, aun cuando en realidad pueden estar moviéndose según líneas de universo lo más "rectas" posibles a través un espacio-tiempo curvado.

Así que, debido a un objeto suficientemente denso, el espacio-tiempo puede curvarse tanto que termina conformando un agujero a través de la propia estructura de la realidad.

Una estrella grande que se quedó sin combustible puede producir el tipo de densidad necesaria para crear el agujero en cuestión. Como se dobla bajo su propio peso y explosiona hacia dentro, el espacio-tiempo se curva junto a ella.

Así, el campo gravitatorio se vuelve tan fuerte que ni siquiera la luz puede escapar de él. Y, como consecuencia, la zona en la que solía estar la estrella oscurece por completo; se vuelve un agujero negro.

El límite exterior del agujero es su horizonte de sucesos, el punto en el que la fuerza gravitatoria contrarresta precisamente los esfuerzos de la luz para escapar de ella. De ir más allá de éste, ya no habría escapatoria posible.

El horizonte de sucesos se llena de energía. Los efectos cuánticos en el borde crean corrientes de partículas calientes que se irradian en el universo. Esto se conoce como radiación de Hawking, por el físico Stephen Hawking, quien predijo el fenómeno. Con el tiempo suficiente el agujero negro irradiará toda su masa y desaparecerá.

Cuanto más te adentres en el agujero negro, más curvo se hará el espacio, hasta que, en el centro, se convertirá en infinitamente curvo. Es la particularidad del fenómeno. El espacio y el tiempo dejan de ser ideas con sentido y las leyes de la física, tal como las conocemos, ya no son aplicables.

Así que, ¿qué es lo que ocurre si accidentalmente caes en uno de estas aberraciones cósmicas?

Dos visiones

Comencemos preguntando a tu compañera espacial - la llamaremos Anne -, quien mira con horror cómo te sumerges en el agujero mientras ella se mantiene a salvo en el exterior. Desde donde ella flota las cosas están a punto de enrarecerse.

A medida que aceleras hacia el horizonte de eventos, Anne comienza a ver que te estiras y contraes, como si mirara a través de una lupa gigante.

Es más, cuanto más cerca estás del horizonte más lentamente pareces avanzar, como a cámara lenta.

Quieres decirle que estás bien, pero no puedes gritarle, ya que no hay aire en el espacio.

Quizá podrías enviarle señales en morse con la luz de tu iPhone (hay una aplicación para eso).

Sin embargo, tus palabras le llegan cada vez más lentamente, mientras la frecuencia de las ondas de luz son cada vez más bajas: "Bien, b i e n, b i e n...".

Al llegar al horizonte, Anne te ve congelado, como si alguien hubiera pulsado el botón de pausa.

Y tú sigues allí, inmóvil, tendido en la superficie del horizonte mientras el calor, cada vez mayor, comienza a engullirte.

Según Anne, estás siendo borrado lentamente por el estiramiento del espacio, la interrupción del tiempo y el fuego de la radiación Hawking. Antes incluso de cruzar hacia la oscuridad del agujero negro, eres reducido a ceniza.

Pero antes de planear tu funeral, olvidémonos de Anne y miremos la escena desde tu punto de vista.

Nada

Ahora, ocurre algo aún más extraño: nada.

Navegas directamente hacia el destino más siniestro de la naturaleza sin ni siquiera recibir un golpe, un empujón, sin que nada te tire.

Esto se debe a que estás en caída libre y, por lo tanto, no hay gravedad. Algo que Einstein llamaba su "pensamiento más feliz".

Aunque si el agujero negro fuera más pequeño tendrías un problema. La fuerza de gravedad sería mucho más fuerte en tus pies que en tu cabeza, por lo que te estirarías como un espagueti.

Pero tienes suerte y es un agujero enorme, millones de veces mayor que el sol. Así que las fuerzas que podrían volverte espagueti son suficientemente débiles como para ignorarlas.

De hecho, en un agujero negro suficientemente grande podrías vivir el resto de tu existencia de forma bastante normal.

¿Pero cuán normal sería en realidad, dado que estarías siendo absorbido a través de la ruptura de la continuidad del espacio-tiempo, arrastrado contra tu voluntad, sin opción de volver atrás?

Pero cuando piensas en ello, todos conocemos el sentimiento, no por nuestra experiencia con el espacio sino con el tiempo. Éste sólo avanza, nunca retrocede. Y esto no es solo una analogía.

Los agujeros negros deforman el espacio y el tiempo de una forma tan extrema que dentro del horizonte de estos fenómenos ambas dimensiones intercambian papeles.

En cierto sentido, es el tiempo lo que realmente tira hacia adentro. No se puede dar la vuelta y escapar del agujero, del mismo modo que no se puede regresar al pasado.

En este punto querrás parar y preguntarte a ti mismo lo siguiente: "¿Qué diablos ocurre con Anne? ¿Si te estás congelando dentro del agujero negro, por qué insiste en que te quemaste por la radiación antes de llegar al horizonte? ¿Está alucinando?".

Pues no, no está alucinando.

Cuestión de información

Es más, Anne está siendo perfectamente razonable. Desde su punto de vista estás siendo reducido a cenizas en el horizonte.

De hecho, las leyes de la naturaleza requieren que permanezcas fuera del agujero negro como se ve desde la perspectiva de Anne.

Esto se debe a la física cuántica exige que la información nunca se puede perder. Cada bit de información que da cuenta de tu existencia tiene que permanecer en el exterior del horizonte, para que no se rompan las leyes de la física de Anne.

Pero por otro lado las leyes de la física también dictan que navegues a través del agujero sin que te encuentres con partículas calientes ni nada fuera de lo normal. De lo contrario, estarías violando el pensamiento más feliz de Einstein y su teoría de la relatividad.

Así que las leyes de la física necesitan que estés a ambos lados del agujero; fuera convertido en una pila de cenizas y dentro vivito y coleando.

Sin embargo, una tercera ley dice que la información no puede ser clonada. Así que tienes que estar en dos lugares pero sólo puede haber una copia tuya.

De alguna manera, las leyes de la física nos apuntan hacia una conclusión que parece bastante absurda.

Los físicos llamaron a este enigma exasperante la paradoja de información del agujero negro. Pero por suerte, en la década de 1990 encontraron una manera de resolverlo

Ojos que no ven

Leonard Susskind, profesor de física teórica de la Universidad de Stanford, Estados Unidos, se dio cuenta de que no había tal paradoja porque nadie nunca ve tu clon.

Anne sólo ve una copia de ti. Tú sólo ves una copia tuya. Y Anne y tú nunca comparan los apuntes.

Además, no hay un tercer observador que pueda ver el interior y el exterior del agujero simultáneamente. Así que ninguna ley de la física se rompe.

A menos que quieras saber cuál de las dos historias es la verdadera. ¿Estás realmente vivo o muerto?

El gran secreto que los agujeros negros revelaron es que no existe ese concepto de realidad. Lo real depende de quién pregunte. Así, existe la realidad de Anne y la tuya. Fin de la historia.

Bueno, casi.

Espeluznante acción a distancia

En verano de 2012 los físicos Ahmed Almheiri, Donald Marolf, Joe Polchinski y James Sully, conocidos como AMPS, idearon un experimento mental que amenazaba con hacer añicos todo lo que creíamos saber acerca de los agujeros negros.

Estos científicos se dieron cuenta de que la solución de Susskind se basaba en el hecho de que cualquier desacuerdo entre Anne y tú estaba mediado por el horizonte de sucesos.

No importaba si Anne vio la versión desafortunada, tú siendo dispersado en el espacio por la radiación Hawking, porque el horizonte le impedía ver la otra versión, tú flotando dentro del agujero negro.
¿Pero qué si hubiera una manera de que ella averiguara lo que hay al otro lado del horizonte sin cruzarlo?
La relatividad ordinaria diría que eso no es algo absolutamente imposible, sino que la mecánica cuántica hace las reglas un poco difusas.

Según ésta, Anne podría echar un vistazo al otro lado del horizonte usando un truco que Einstein llamó "espeluznante acción a distancia".

Esto ocurre cuando dos conjuntos de partículas que están separados en el espacio se "mezclan" misteriosamente. Son parte de un todo indivisible, por lo que la información necesaria para describirlas no se puede encontrar uno solo de los conjuntos, sino en los espeluznantes enlaces que hay entre ellas.

La idea del colectivo AMPS consistía en algo así:

Digamos que Anne recogía cierta información cerca del horizonte y llamémosla A.

Si su historia fuera correcta y tú fueras un fracasado, A se mezclaría con un poco de información B, que es también parte de la caliente nube de radiación.

Por otro lado, si tu historia es la verdadera y está vivo y bien en el otro lado del horizonte de sucesos, entonces A debió haberse mezclado con una información algo diferente, C, que se encuentra en algún lugar del interior del agujero negro.

Aquí viene lo bueno: cada bit de información sólo puede ser mezclado una vez. Eso significa que A sólo puede combinarse con B o con C, no con ambos.

Entonces, ¿qué?

Así que volvemos a estar donde empezamos: ¿Qué ocurre cuando caes en un agujero negro? ¿Te deslizas al interior y vives una vida normal, gracias a una realidad que, extrañamente, depende de quien la ve? ¿O nada más llegar al horizonte de sucesos colisionas con un cortafuegos mortal?

Nadie conoce la respuesta y se ha convertido en una de las cuestiones más polémicas de la física fundamental.

Si la verdadera naturaleza de la realidad yace oculta en alguna parte, el mejor lugar en el que buscarla es en un agujero negro.

Aunque quizá sea mejor mirar desde fuera. Al menos hasta que aclaren la cuestión del fuego.

O enviar a Anne dentro. De todas formas, ahora es su turno.
Lee la historia original en inglés en BBC Earth

# data[].attributes.attachment_link.title
El extraño destino que enfrentarías si cayeras en un agujero negro

# data[].attributes.attachment_link.description
Podría pasarle a cualquiera. Tal vez estás tratando de encontrar un nuevo planeta habitable para la humanidad, o quizá sólo saliste a dar un largo paseo y resbalaste. Sean cuales sean las circunstancias, en algún momento podemos encontramos frente a la pragunta: ¿qué sucede cuando alguien cae en un agujero negro?

# data[].attributes.attachment_link.title
Agujero negro supermasivo - Wikipedia, la enciclopedia libre

# data[].attributes.attachment_link.description
Estudios científicos sugieren fuertemente que la Vía Láctea tiene un agujero negro supermasivo en el centro galáctico, llamado Sagitario A*. Se cree que muchas, si no todas las galaxias, albergan un agujero negro supermasivo en su centro.

# data[].attributes.attachment_link.title
Urà (planeta) - Viquipèdia, l'enciclopèdia lliure

# data[].attributes.attachment_link.description
Urà és el setè planeta des del Sol, el tercer més gran i el quart amb major massa del Sistema Solar. S'anomena en honor de la divinitat grega del cel Urà ( grec antic Οὐρανός) el pare de Cronos ( Saturn) i l'avi de Zeus ( Júpiter).

# data[].attributes.attachment_link.title
Sistema solar - Viquipèdia, l’enciclopèdia lliure

# data[].attributes.attachment_link.description
Planetes i planetes nans del sistema solar amb mides a escala, però amb distàncies reduïdes

# data[].attributes.attachment_link.readable_text
Una galaxia (del griego γαλαξίας 'lácteo') es un conjunto de estrellas, nubes de gas, planetas, polvo cósmico, materia oscura y energía unidas gravitatoriamente en una estructura más o menos definida. La palabra "galaxia" procede de los griegos, los cuales atribuían el origen de la Vía Láctea a las gotas de leche derramadas en el universo por la diosa Hera mientras alimentaba al infante Hércules.​ La cantidad de estrellas que forman una galaxia es enorme y varía desde las galaxias enanas, con 10 ⁷, hasta las galaxias gigantes, con 10 ¹⁴ estrellas.[cita requerida] Formando parte de una galaxia existen subestructuras como las nebulosas, los cúmulos estelares y los sistemas estelares múltiples.

Históricamente, las galaxias se han clasificado de acuerdo a su forma aparente (morfología visual). Una forma común es la galaxia elíptica que, como lo indica su nombre, tiene el perfil luminoso de una elipse. Las galaxias espirales tienen forma circular pero con estructura de brazos curvos envueltos en polvo. Las galaxias inusuales se llaman galaxias irregulares y son, normalmente, el resultado de perturbaciones provocadas por la atracción gravitacional de galaxias vecinas. Estas interacciones entre galaxias vecinas, que pueden provocar la fusión de galaxias, pueden inducir el intenso nacimiento de estrellas. Finalmente, tenemos las galaxias pequeñas, que carecen de una estructura coherente y también se las llama galaxias irregulares.

Según estudios publicados en 2016, se estima que existen al menos 2 billones (2 millones de millones) de galaxias en el universo observable, esto es, diez veces más de lo que se creía anteriormente.​ La mayoría de las galaxias tienen un diámetro entre cien y cien mil parsecs y están usualmente separadas por distancias del orden de un millón de parsecs. El espacio intergaláctico está compuesto por un tenue gas, cuya densidad media no supera un átomo por metro cúbico.[cita requerida] Muchas de las galaxias están dispuestas en una jerarquía de agregados, llamados cúmulos, que a su vez pueden formar agregados más grandes, llamados supercúmulos. Estas estructuras mayores están dispuestas en hojas o en filamentos rodeados de inmensas zonas de vacío en el universo.

Se especula que la materia oscura constituye el 90 % de la masa en la mayoría de las galaxias. Sin embargo, la naturaleza de este componente no está demostrada, y de momento aparece solo como un recurso teórico para sustentar la estabilidad observada en las galaxias. La materia oscura fue propuesta inicialmente en 1933 por el astrónomo suizo Fritz Zwicky, pues la rotación observada en las galaxias indicaba la presencia de una gran cantidad de materia que no emitía luz. No obstante, existen muchas otras galaxias además de la nuestra. Las estimaciones en torno a su número rondan los 2 billones solamente en el universo observable.​ El Telescopio Espacial Hubble observó una pequeña porción del espacio durante 12 días y descubrió 10 000 galaxias, de todo los tamaños, formas y colores.

A veces las galaxias se acercan demasiado y chocan entre sí. La Vía Láctea algún día colisionará con Andrómeda, su vecina galáctica más cercana. La Colisión Vía Láctea-Andrómeda tendrá lugar dentro de cinco mil millones de años, dando lugar a una galaxia que probablemente será de tipo espiral llamada Lactómeda. Las galaxias son tan grandes y están tan expandidas en los extremos que, aunque se choquen entre sí, los planetas y los sistemas solares a menudo no llegan a colisionar.

En 1610, Galileo Galilei usó un telescopio para estudiar la cinta lechosa en el cielo nocturno llamada Vía Láctea, y descubrió que está compuesta por una inmensa cantidad de pequeñas estrellas.​ En el año 1755, Immanuel Kant teorizó sobre la estructura y las agrupaciones de estrellas en el tratado Historia general de la naturaleza y teoría del cielo, basado en un trabajo previo de Thomas Wright. Kant afirmaba que la Vía Láctea era un sistema formado por miles de sistemas solares como el nuestro, agrupados en una estructura de orden superior y de características similares a las de los sistemas planetarios, sensiblemente plana, de forma elíptica, en movimiento de rotación alrededor de un centro y regidas por la misma mecánica celeste. También supuso que, por el punto de vista desde el que observamos la Vía Láctea y por la densidad de estrellas visibles que agrupa, nuestro sol se encuentra en su mismo plano y forma parte de ella.​ Desde un planteamiento completamente teórico, Kant afirmó que era lógico suponer la existencia de otros planetas y satélites orbitando alrededor de otras estrellas, y que debían existir otras "Vías Lácteas" separadas a distancias de un orden de magnitud comparable a su vasto tamaño. Según su razonamiento, estas galaxias o universos isla teóricos serían visibles desde la Tierra como nubes ovaladas de luz tenue, sin que fuera posible distinguir las estrellas individuales dentro de ellas. Kant las identifica con ciertos tipos de nebulosas, que Pierre Louis Maupertuis describió como "pequeños lugares cuya luz es sólo un poco mayor que la oscuridad del espacio celestial, todas ellas con el aspecto de elipses más o menos abiertas, pero cuya luz es mucho más débil que cualquier otra que conozcamos en el cielo".​

Hacia el final del siglo XVIII, las galaxias no habían sido descubiertas. Charles Messier compiló un catálogo ( catálogo Messier) que contenía 103 objetos astronómicos, que él denominó "nebulosas y cúmulos de estrellas". Más tarde William Herschel elaboró un catálogo que contenía unos 2500 "objetos del espacio profundo". En 1845, Lord Rosse construyó un nuevo telescopio, con el cual consiguió distinguir las "nebulosas" elípticas de las circulares. Este telescopio permitía ver de manera parcial para poder distinguir[aclaración requerida] en algunas de estas "nebulosas" fuentes puntuales individuales de luz, confirmando de manera parcial las anteriores conjeturas de Kant.

En 1917, Heber D. Curtis había observado la nova S Andrómeda, en la "nebulosa" de Messier M31. Buscando en los registros fotográficos, encontró otras 11 novas y observó que, en promedio, estas novas eran 10 órdenes de magnitud más débiles que las ocurridas en nuestra galaxia. Como resultado de esta observación pudo predecir que dichas novas se debían encontrar a una distancia de 150 000 parsecs. Heber se convirtió en un célebre defensor de la hipótesis de los "universos isla", que sostenía que las "nebulosas espirales" eran realmente galaxias independientes.

En 1920 ocurrió el gran debate entre Harlow Shapley y Heber Curtis en torno a la naturaleza de nuestra galaxia, las "nebulosas espirales" y la dimensión del universo. Para defender la afirmación de que M31 era una galaxia externa, Curtis argumentaba que las líneas obscuras observadas en dicha "nebulosa" eran similares a las nubes de polvo que se observan en la nuestra, Vol. 5 (1925). Usar un nuevo telescopio le permitió a Edwin Hubble resolver las partes exteriores de algunas "nebulosas espirales" como colecciones de estrellas individuales. Más aún, Hubble pudo identificar en esas estrellas algunas variables cefeidas y éstas le permitieron estimar la distancia a dichas "nebulosas". Resultó que estaban demasiado alejadas para ser parte de la Vía Láctea. En 1936, Hubble organizó un sistema de clasificación de galaxias que todavía se usa en nuestros días: la secuencia de Hubble.

El primer intento de describir la forma que tiene la Vía Láctea fue llevado a cabo por William Herschel en 1785, contando cuidadosamente el número de estrellas en distintas regiones del cielo. En 1920 Kapteyn, usando un refinamiento de la técnica empleada por Herschel, sugirió la imagen de una pequeña galaxia elipsoidal (15 kiloparsecs de diámetro), con el Sol cerca del centro. Con un método diferente, basado en la distribución de los cúmulos globulares, realizado por Harlow Shapley, emergió una imagen radicalmente distinta: un disco plano con un diámetro aproximado de 70 kiloparsecs y con el Sol alejado de su centro. Ninguno de los dos análisis tomó en cuenta la absorción de la luz y el polvo interestelar presentes en el plano galáctico. Robert Julius Trumpler tomó en cuenta estos efectos en 1930, estudiando cúmulos abiertos y produciendo la imagen que actualmente se acepta de nuestra galaxia: la Vía Láctea es una galaxia espiral con un diámetro aproximado de 30 kiloparsecs.

En 1944 Hendrick van de Hulst predijo que, debido a la presencia de hidrógeno interestelar, podría detectarse la emisión de microondas de 21 cm de longitud por parte de este gas. Esta radiación, detectada en 1951, ha permitido realizar mejoras en el estudio de la dinámica de galaxias, en tanto que no es bloqueada por la presencia de polvo. El efecto Doppler puede usarse para estudiar el movimiento de este gas en la galaxia. Con la mejora de los radiotelescopios se han podido trazar nubes de gas de hidrógeno en otras galaxias.

En 1970, Vera Rubin hizo un estudio sobre la velocidad de rotación de las galaxias. El resultado de este y otros estudios es que la masa conjunta de las estrellas, polvo y gases detectados en una galaxia es insuficiente para sostener la velocidad de rotación de la misma. Para explicar esta discrepancia se ha postulado la existencia de materia oscura, inobservable, pero cuya masa contribuya con la gravedad necesaria para mantener las velocidades de rotación observadas.

A partir de 1990, el estudio de galaxias ha mejorado sustancialmente con el telescopio espacial Hubble y otros telescopios espaciales, que cuentan con cámaras sensibles al infrarrojo, ultravioleta, rayos X y rayos gamma.

Nuestra galaxia, la Vía Láctea, pertenece a un Grupo Local de unas cuarenta y seis galaxias dominadas por la Vía Láctea y la Galaxia de Andrómeda. Este cúmulo se encuentra en el límite de un "superconglomerado" que comprende casi cinco mil galaxias. El supercúmulo, a su vez, pertenece a otra enorme concentración de galaxias reunidas en masas compactas y suaves.

Las galaxias tienen cuatro configuraciones distintas: elípticas, espirales, lenticulares e irregulares. Una descripción algo más detallada, basada en su apariencia, es la provista por la secuencia de Hubble, propuesta en el año 1936. Este esquema, que solo descansa en la apariencia visual, no toma en cuenta otros aspectos, tales como la tasa de formación de estrellas o la actividad del núcleo galáctico.

Galaxias elípticas

Galaxia con forma de elipse. Pueden ser nombradas desde E0 hasta E7, donde el número significa lo ovalada que es la galaxia; así, E0 sería una forma de esfera y E7 de plato o disco. También se puede decir que el número indica su excentricidad multiplicada por 10.

Su apariencia muestra escasa estructura y, típicamente, tienen relativamente poca materia interestelar. En consecuencia, estas galaxias también tienen un escaso número de cúmulos abiertos, y la tasa de formación de estrellas es baja. Por el contrario, estas galaxias están dominadas por estrellas viejas, de larga evolución, que orbitan en torno al núcleo en direcciones aleatorias. En este sentido, tienen cierto parecido a los cúmulos globulares.

Las galaxias más grandes son gigantes elípticas. Se cree que la mayoría de las galaxias elípticas son el resultado de la colisión y fusión de galaxias. Estas pueden alcanzar tamaños enormes y con frecuencia se las encuentra en conglomerados mayores de galaxias, cerca del núcleo.

Las galaxias espirales son discos rotantes de estrellas y materia interestelar, con una protuberancia central compuesta principalmente por estrellas más viejas. A partir de esta protuberancia se extienden unos brazos en forma espiral, de brillo variable. Hay dos tipos normales y barradas.

Galaxia de forma espiral con brazos de formación estelar. Las letras minúsculas indican cuán sueltos se encuentran los brazos, siendo "a" los brazos más apretados y "c" los más dispersos.

Galaxias espirales barradas (SBa-c): Galaxia espiral con una banda central de estrellas. Las letras minúsculas tienen la misma interpretación que las galaxias espirales.

Galaxias Espirales Intermedias (SABa-c): Una galaxia que, de acuerdo a su forma, se clasifica entre una galaxia espiral barrada y una galaxia espiral sin barra.

Las galaxias lenticulares constituyen un grupo de transición entre las galaxias elípticas y las espirales, y se dividen en tres subgrupos: SO1, SO2 y SO3. Poseen un disco, una condensación central muy importante y una envoltura extensa.

Incluyen las lenticulares barradas (SBO), que comprenden tres grupos: en el primero (SBO-1), la barra es ancha y difusa; en el segundo (SBO-2) es más luminosa en las extremidades que en el centro; y en el tercero (SBO-3) es ya muy brillante y bien definidas.

Una galaxia irregular es una galaxia que no encaja en ninguna clasificación de galaxias de la secuencia de Hubble. Son galaxias sin forma espiral ni elíptica.

Hay dos tipos de galaxias irregulares. Una galaxia Irr-I (Irr I) es una galaxia irregular que muestra alguna estructura pero no lo suficiente para encuadrarla claramente en la clasificación de la secuencia de Hubble. Una galaxia Irr-II (Irr II) es una galaxia irregular que no muestra ninguna estructura que pueda encuadrarla en la secuencia de Hubble.

Las galaxias enanas irregulares suelen etiquetarse como dI. Algunas galaxias irregulares son pequeñas galaxias espirales distorsionadas por la gravedad de un vecino mucho mayor.

Del total de galaxias observadas hasta la fecha solo un 4.7 % de las galaxias brillantes reciben el nombre de galaxia irregular.

Las galaxias activas son galaxias que liberan grandes cantidades de energía y/o materia al medio interestelar mediante procesos que no están relacionados con los procesos estelares ordinarios. Aproximadamente un 10 % de las galaxias pueden clasificarse como galaxias activas.

La mayor parte de la energía emitida por las galaxias activas proviene de una pequeña y brillante región del núcleo de la galaxia, y en muchos casos se observan líneas espectrales de emisión anchas y/o estrechas, que evidencian la existencia de grandes masas de gas girando alrededor del centro de la galaxia.

Los tipos más importantes de galaxias activas son:

Galaxia Seyfert

Son galaxias espirales que se caracterizan por tener un núcleo puntual muy brillante. Según su espectro se distinguen:

Galaxia Seyfert Tipo I: poseen líneas anchas de emisión.

Galaxia Seyfert Tipo II: poseen líneas estrechas de emisión.

También se observa que estas galaxias emiten débilmente en radio.

Galaxias "Starburst"

Son galaxias en las que se están formando enormes cantidades de estrellas, muchas de las cuales, al morir, explotan produciendo supernova, pese a que este fenómeno forma parte de la evolución estelar y formalmente este grupo no estaría en nuestra clasificación. Esta formación anormalmente alta de estrellas podría estar ligado a mecanismos internos del núcleo de la galaxia.

Radiogalaxias

Las radiogalaxias suelen estar asociadas a galaxias tipo E con núcleo activo. Emiten a longitudes de onda de radio y algunas pueden ser relativamente débiles. Suelen ser galaxias que se extienden por amplias zonas del espacio. Presentan un núcleo brillante y normalmente suelen estar rodeadas por dos chorros de partículas de grandes dimensiones. Además, en muchas de ellas se ha detectado radiación sincrotrón.

Los cuásares tienen aparentemente el mismo aspecto de una estrella; de ahí su nombre, que proviene de la contracción inglesa quasi-stellar.

En esencia, los cuásares consisten en un núcleo no resuelto y muy luminoso con fuertes líneas de emisión anchas y estrechas. En los cuásares más cercanos se observa una nubosidad difusa, revelando que este tipo de objetos no son más que núcleos de galaxias activas muy lejanas de las que únicamente somos capaces de detectar su núcleo.

Se sabe que la masa de estos objetos es muy elevada y que generalmente presentan una forma estructurada.

Formación y evolución

La formación y evolución de las galaxias son una de las áreas de investigación más activas de los estudios astrofísicos. Algunas ideas ya están ampliamente aceptadas. Las simulaciones informáticas han predicho las estructuras y distribución actuales que se ven en las galaxias.

Los modelos cosmológicos actuales de los inicios del universo se basan en la teoría del Big Bang. Unos 300 000 años después de este acontecimiento, comenzaron a formarse los átomos de hidrógeno y helio en un nuevo suceso denominado recombinación. Casi todo el hidrógeno era neutro (no estaba ionizado) y absorbía con facilidad la luz. Todavía no se habían formado estrellas; por este motivo, este periodo se llama Edad Oscura. Fue a partir de las fluctuaciones de densidad (o irregularidades anisotrópicas) en esta materia primordial que las estructuras más grandes empezaron a aparecer.​​ Como resultado, las masas de materia bariónica se condensaron dentro de halos de materia oscura fría. Estas estructuras primordiales se convertirían con el tiempo en las galaxias que vemos en la actualidad.

Galaxias tempranas

Las pruebas de una aparición temprana de las galaxias se encontró en 2006 cuando se descubrió que la galaxia IOK-1 tenía un corrimiento al rojo anormalmente alto (6,96) correspondiente a solo 750 millones de años después del Big Bang. Esto la convertía en la galaxia más lejana y antigua nunca vista.​ Mientras que algunos científicos sostienen que otros objetos como Abell 1835 IR1916 tienen corrimientos al rojo más altos y, por lo tanto, están en una etapa más temprana de la evolución del universo, la edad y composición de IOK-1 se ha establecido con mayor fiabilidad. En diciembre de 2012 varios astrónomos informaron de que UDFj-39546284 era el objeto astronómico conocido más distante, con un valor de corrimiento al rojo de 11,9. Se estima que el objeto empezó a existir unos 380 millones de años ​ después del Big Bang;​ es decir, la luz que nos llega ha recorrido unos 13 420 millones de años luz. La existencia de estas tempranas protogalaxias sugiere que deben haberse formado en la llamada Edad Oscura.​

El 5 de mayo de 2015 se anunció que la galaxia EGS-zs8-1 era la galaxia más distante y antigua conocida, formada unos 670 millones de años después del Big Bang. La luz de EGS-zs8-1 ha necesitado 13 000 millones de años para llegar a la Tierra y se encuentra ahora a 30 000 millones de años luz de distancia debido a la expansión del universo.​​

Formación de las primeras galaxias

El proceso detallado por el cual se formaron las primeras galaxias es una cuestión abierta en astrofísica. Las teorías se pueden dividir en dos categorías: de arriba abajo y de abajo arriba. En las teorías de arriba abajo, como el modelo ELS (de Eggen, Lynden-Bell y Sandage), las protogalaxias se forman en un colapso simultáneo a gran escala durante aproximadamente cien millones de años.​ En las teorías de abajo arriba, como el modelo SZ (de Searle y Zinn), se forman primero pequeñas estructuras parecidas a cúmulos globulares y, después, varios de estos objetos se unen para formar un galaxia más grande.​

Una vez que las protogalaxias comienzan a formarse y contraerse, aparecen las primeras estrellas del halo (llamadas estrellas de población III). Estas estrellas están compuestas casi enteramente de hidrógeno y helio y pueden haber sido enormes. De ser así, estas gigantes estrellas habrían consumido rápidamente su combustible para convertirse en supernovas y liberar elementos pesados en el medio interestelar.​ Esta primera generación de estrellas reionizó el hidrógeno neutro circundante creando una burbuja en expansión a través de la cual la luz podía viajar con facilidad.​

En junio de 2015, un equipo de astrónomos presentó pruebas de estrellas de población III en la galaxia Cosmos Redshift 7 (o CR7) con un corrimiento al rojo de 6,6. Este tipo de estrellas (esto es, con un elevado corrimiento al rojo) es probable que hayan existido en el universo más temprano y pueden haber comenzado la producción de elementos químicos más pesados que el hidrógeno, necesarios para la posterior formación de planetas y la vida tal y como la conocemos.​​

Tras mil millones de años de formación, comienzan a aparecer las estructuras clave de una galaxia: los cúmulos globulares, el agujero negro central supermasivo y un bulbo formado por estrellas de población II pobres en metal. La creación del agujero negro supermasivo parece desempeñar un papel clave en la regulación activa del crecimiento de las galaxias al limitar la cantidad total de materia adicional añadida.​ Durante este temprano periodo, las galaxias experimentan un gran estallido de formación estelar.​

En los siguientes dos mil millones de años, la materia acumulada se asienta en un disco;​ la galaxia continuará absorbiendo el material que cae de nubes a alta velocidad y galaxias enanas a lo largo de su vida.​ Esta materia es principalmente hidrógeno y helio. El ciclo estelar de nacimiento y muerte aumenta lentamente la abundancia de elementos pesados, lo que permite con el tiempo la formación de planetas.​

La evolución de las galaxias puede estar afectada significativamente por interacciones y colisiones. Cada galaxia al evolucionar, al paso de millones de años, cambia de color e iluminación gracias al cambio de las estrellas. Las fusiones de galaxias eran comunes en épocas tempranas; la mayoría de las galaxias tenían un aspecto peculiar.​ Teniendo en cuenta la distancia entre las estrellas, la gran mayoría de los sistemas estelares de galaxias en colisión no se ven afectados. Sin embargo, la acción de la gravedad sobre el gas y el polvo interestelar de los brazos espirales produce largas hileras de estrellas conocidas como colas de marea. Ejemplos de estas formaciones se pueden ver en NGC 4676 ​ y las galaxias de las Antenas.​

La Vía Láctea y la cercana galaxia de Andrómeda se mueven una hacia la otra a unos 130 km/s; dependiendo de los movimientos laterales, las dos podrían chocar en unos cinco o seis millones de años. A pesar de que la Vía Láctea nunca ha colisionado con una galaxia tan grande como la de Andrómeda, cada vez hay más pruebas de pasadas colisiones de la Vía Láctea con pequeñas galaxias enanas.​

Tales interacciones a gran escala son raras. A medida que pasa el tiempo, las fusiones de dos sistemas de igual tamaño se vuelven menos comunes. La mayoría de galaxias brillantes han permanecido sin cambios en los últimos miles de millones de años; la tasa neta de formación estelar probablemente también alcanzó su máximo hace aproximadamente diez mil millones de años.​

Las galaxias espirales, como la Vía Láctea, producen nuevas generaciones estelares siempre y cuando tengan densas nubes moleculares de hidrógeno en sus brazos espirales.​ Las galaxias elípticas están desprovistas en gran parte de ese gas, por lo que forman pocas estrellas nuevas.​ El suministro de materias para la formación de estrellas es finito; una vez que las estrellas han convertido el suministro disponible de hidrógeno en elementos pesados, la formación de nuevas estrellas llegará a su fin.​​

Se espera que la actual era de formación estelar continúe durante los próximos cien mil millones de años para declinar después de entre diez y cien billones de años cuando las estrellas más pequeñas y de más larga vida, las diminutas enanas rojas, comiencen a desvanecerse. Al final de esta era estelar las galaxias estarán compuestas de objetos compactos: enanas marrones, enanas blancas -frías ( enanas negras) o en proceso de enfriamiento-, estrellas de neutrones y agujeros negros. Con el tiempo, como consecuencia de la relajación gravitatoria, todas las estrellas, o bien caerán al centro de supermasivos agujeros negros, o bien serán arrojadas al medio intergaláctico como resultado de las colisiones.​​

Los estudios de cielo profundo muestran que las galaxias se encuentran a menudo en grupos y cúmulos. Las galaxias solitarias que no han interactuado de forma apreciable con otra de masa comparable en los últimos mil millones de años son relativamente escasas. Se ha encontrado que solo el 5 % de las galaxias estudiadas se puede considerar realmente aisladas; no obstante, estas formaciones aisladas pueden haber interactuado e incluso haberse fusionado con otras galaxias en el pasado y pueden tener todavía en órbita pequeñas galaxias satélite. Las galaxias aisladas pueden producir estrellas a velocidad superior a la normal, ya que no hay galaxias cercanas que las estén despojando del gas.​ En ocasiones se usa la expresión galaxia de campo para referirse a una galaxia aislada, aunque también se emplea para describir las galaxias que pertenecen a grupos sin ser miembros de cúmulos.

Véase también

1. "Hubble Reveals Observable Universe Contains 10 Times More Galaxies Than Previously Thought". NASA. 13 de octubre de 2016.

2. "Nueva estimación del número de galaxias con z < 8 decuplica su número". La Ciencia de la Mula Francis. 17 de octubre de 2016.

3. "Galileo Galilei" (en inglés). School of Mathematics and Statistics University of St Andrews, Scotland. noviembre de 2002.

4. Kant, Immannuel (1755). "Parte uno". Historia general de la naturaleza y teoría del cielo. traducido al inglés por Ian Johnston.

5. Kant. op. cit. "There are small places whose light is somewhat more than the darkness of empty celestial space, which all are alike in the fact that they display more or less open ellipses, but their light is much weaker than any other that we are aware of in the heavens (M. de Maupertuis)".

6. ESO (2014). Construction Secrets of a Galactic Metropolis. eso.org.

7. ESO (2010). Artist's impression of a young galaxy accreting material. eso.org.

8. González, G. (1998). The Stellar Metallicity - Planet Connection. Proceedings of a workshop on brown dwarfs and extra-solar planets, Tenerife, España.

9. Kennicutt Jr., R. C.; Tamblyn, P.; Congdon, C. E. (1994). Past and future star formation in disk galaxies. Astrophysical Journal 435 (1): pp. 22-36.

10. Knapp, G. R. y otros (1999). Panel Discussion:Star Formation in Early Type Galaxies. Astronomical Society of the Pacific: pp. 142-149.

Bibliografía

Lara Garrido, Lucas (2007) Introducción a la Física del Cosmos.

# data[].attributes.attachment_link.title
Galaxia - Wikipedia, la enciclopedia libre

# data[].attributes.attachment_link.description
Una galaxia (del griego γαλαξίας 'lácteo') es un conjunto de estrellas, nubes de gas, planetas, polvo cósmico, materia oscura y energía unidas gravitatoriamente en una estructura más o menos definida.

# data[].attributes.attachment_link.authors[].name
Colaboradores de los proyectos Wikimedia

# data[].attributes.attachment_link.description
El Sol (del latín sol, solis, ‘dios Sol invictus’ o ‘sol’, a su vez de la raíz protoindoeuropea sauel-, ‘luz’)[4]​ es una estrella de tipo-G de la secuencia principal y clase de luminosidad V que se encuentra en el centro del sistema solar y constituye la mayor fuente de radiación electromagnética d…

# data[].attributes.body
METEORITO

# data[].attributes.attachment_link.readable_text
Meteorito metálico Cabin Creek.

Un meteorito es un meteoroide que alcanza la superficie de un planeta debido a que no se desintegra por completo en la atmósfera. La luminosidad dejada al desintegrarse se denomina meteoro.

El término meteoro viene del griego μετέωρος meteoros, que significa «fenómeno en el cielo». Se emplea para describir el destello luminoso que acompaña la caída de materia del sistema solar sobre la atmósfera terrestre. Dicho destello se produce por la incandescencia temporal que sufre el meteoroide a causa de la presión de choque (el aire atmosférico se comprime al chocar con el cuerpo y, al aumentar la presión, aumenta la temperatura, que se transfiere al meteoroide), no de la fricción.[1]​[2]​ Esto ocurre generalmente a alturas entre 80 y 110 kilómetros sobre la superficie de la Tierra.

Este término se emplea también en la palabra meteoroide, con la que nos referimos a la propia partícula sin ninguna relación con el fenómeno que produce cuando entra en la atmósfera de la Tierra. Un meteoroide es materia que gira alrededor del Sol o cualquier objeto del espacio interplanetario que es demasiado pequeño para ser considerado como un asteroide o un cometa. Las partículas que son más pequeñas todavía reciben el nombre de micrometeoroides o granos de polvo estelar, lo que incluye cualquier materia interestelar que pudiera entrar en el sistema solar. Un meteorito es un meteoroide que alcanza la superficie de la Tierra sin que se haya vaporizado completamente.

Generalmente, un meteorito en la superficie de cualquier cuerpo celeste es un objeto que ha venido desde otra parte del espacio. Los meteoritos también se han encontrado en la Luna y Marte.

Los meteoritos cuya caída se produce delante de testigos o que se logran recuperar instantes después de ser observados durante su tránsito en la atmósfera son llamados «caídas». El resto de los meteoritos se conocen como hallazgos. A la fecha (mediados de 2020), existen aproximadamente 1050 caídas atestiguadas que produjeron especímenes en las diversas colecciones del mundo. En contraste, existen más de 31.000 hallazgos de meteoritos bien documentados.[3]​

Los meteoritos se nombran siempre como el lugar en donde fueron encontrados,[4]​ generalmente una ciudad próxima o alguna característica geográfica. En los casos donde muchos meteoritos son encontrados en un mismo lugar, el nombre puede ser seguido por un número o una letra (ejemplo: Allan Hills 84001 o Dimmitt (b)).

Categorías[editar]

Tradicionalmente los meteoritos se han dividido en tres amplias categorías:

1. Meteorito pedregoso (rocas), integradas principalmente por los minerales de silicato; aerolito o litito.

1. Condrita

2. Acondrita

2. Meteorito metálico, se componen en gran parte de hierro-níquel; siderito.

3. Meteorito pedregoso-metálico, que contienen grandes cantidades de material metálico y rocoso; litosiderito.

Los modernos esquemas de clasificación dividen los meteoritos en grupos según su estructura, composición química e isotópica, y mineralogía.

Escala de Turín, es un método de clasificación del peligro de impacto asociado a los objetos de tipo NEO (Near Earth Objects, objetos cercanos a la Tierra), entre los que se encuentran asteroides y cometas.

Fenómeno de caída de meteoritos[editar]

La mayoría de los meteoroides se desintegran al incorporarse en la atmósfera de la Tierra; no obstante, se estima que 100 meteoritos de diverso tamaño (desde pequeños guijarros hasta grandes rocas del tamaño de una pelota de baloncesto) entran en la superficie terrestre cada año; normalmente solo 5 o 6 de estos son recuperados y son descubiertos por científicos. Pocos meteoritos son lo bastante grandes para crear cráteres que evidencien un impacto. En vez de esto, solo llegan a la superficie a su velocidad terminal (caída libre), y la mayoría tan solo crea un hoyo pequeño (véase:capacidad de penetración). Sin embargo, algunos de los meteoritos que caen han causado daño a inmuebles, ganado, e incluso a la gente.

Los grandes meteoroides podrían chocar con la Tierra con una fracción de su velocidad cósmica, originando un cráter de hipervelocidad de impacto. El tamaño y tipo del cráter dependerá del tamaño, de la composición, del grado de fragmentación, y del ángulo entrante del meteorito. La fuerza de tales colisiones tiene el potencial de causar una destrucción extensa.[5]​[6]​ Los choques a hipervelocidad más frecuentes, normalmente son causados por un meteorito metálico, los cuales son más resistentes y transitan intactos en la atmósfera terrestre. Algunos ejemplos de cráteres causados por meteoroides metálicos incluyen al cráter Barringer, los cráteres de Wabar, y el cráter de Wolfe Creek, ya que en estos cráteres se encontró un meteorito metálico o sus fragmentos. En contraste, incluso los cuerpos pedregosos o helados que son relativamente grandes (como los cometas pequeños o los asteroides) y que llegan a pesar millones de toneladas, son frenados en la atmósfera, y por lo tanto no hacen cráteres de impacto.[7]​ Aunque tales acontecimientos no son frecuentes, pueden provocar una considerable conmoción; el famoso evento de Tunguska probablemente resultó de tal incidente.

Grandes objetos pedregosos (de centenares de metros en diámetro o más y que logran pesar decenas de millones de toneladas o más) pueden alcanzar la superficie y causar grandes cráteres, sin embargo, estos son muy raros. Estos acontecimientos generalmente son tan enérgicos que el meteoro impactor se destruye por completo sin dejar ningún meteorito. (El primer vestigio de un meteorito pedregoso encontrado en asociación con un gran cráter de impacto fue el cráter de Morokweng en Sudáfrica,[8]​ descubierto en mayo de 2006).

Existen varios fenómenos bien documentados sobre caídas de meteoritos que fueron atestiguados, aun cuando estos fueron demasiado pequeños para producir cráteres de hipervelocidad.[9]​ La estela de fuego que se genera mientras el meteoroide pasa a través de la atmósfera puede lucir muy brillante, llegando a rivalizar en intensidad con el Sol, aunque la mayoría son muy difusos y no se pueden apreciar incluso durante la noche. Se han reportado avistamientos en diversos colores, que incluyen al amarillo, el verde y el rojo. Los flashes y las explosiones de luz pueden ocurrir mientras el objeto se desintegra. A menudo, durante las caídas de meteoritos se escuchan explosiones, detonaciones, y rugidos que pueden ser causadas por explosiones sónicas, así como ondas expansivas que resultan de la fragmentación del cuerpo. Estos sonidos pueden ser escuchados sobre amplias áreas que llegan a abarcar varios miles de kilómetros cuadrados. Otros sonidos que se producen pueden ser chiflidos y silbidos, pero son pobremente comprendidos. No es inusual que después del paso de la estela de fuego, en la atmósfera se rezague un rastro de polvo por cierto tiempo.

Mientras que los meteoroides se calientan durante su paso a través de la atmósfera, sus superficies se derriten y experimentan la ablación térmica. Durante este proceso pueden ser esculpidos en varias formas, dando por resultado profundas «huellas digitales», en forma de muescas sobre sus superficies llamadas los regmagliptos. Si el meteoroide mantiene una orientación fija por cierto tiempo sin tambalearse, puede desarrollar una «nariz en forma de cono» o una forma cónica. Al sufrir la desaceleración, la capa superficial fundida se solidifica en una fina corteza de fusión, la cual en la mayoría de los meteoritos es negra (en algunas acondritas, la corteza de fusión puede ser ligeramente rojiza). En los meteoritos pedregosos, la zona afectada por el calor tan solo abarca unos pocos milímetros de espesor; en los meteoritos metálicos (los cuales son mejores conductores de calor), la estructura de metal puede ser afectada por el calor hasta 1 centímetro debajo de la superficie. Se ha reportado que cuando aterrizan los meteoritos, son un poco cálidos al tacto, pero nunca son extremadamente calientes. No obstante, los informes varían grandemente, ya que algunos meteoritos son avistados "quemándose" durante su aterrizaje, mientras que otros se avistan formando una capa de hielo sobre su superficie.

Los meteoroides que experimentan la fragmentación en la atmósfera pueden caer como una lluvia de meteoritos, las cuales pueden variar desde tan solo unas pocas rocas, hasta miles de guijarros. El área sobre la cual cae una lluvia de meteoritos se conoce como “campo de dispersión”. Los campos de dispersión comúnmente tienen forma elíptica, donde su eje mayor siempre es paralelo con la dirección de vuelo del meteoroide. En la mayoría de los casos, los meteoritos más grandes de una lluvia son encontrados un poco más lejos que el resto de las rocas dentro del campo de dispersión.

Tipos de meteoritos[editar]

Meteorito Phnom Penh (condrita L6).

Aproximadamente, un 86 % de los meteoritos que caen sobre la Tierra son condritas, los cuales adquieren su nombre de las pequeñas partículas redondas que contienen. Estas partículas, o cóndrulos, se componen principalmente de minerales de silicato que parecen haberse fundido mientras se encontraban flotando libremente en el espacio. Las condritas también contienen pequeñas cantidades de materia orgánica, que incluye los aminoácidos, y granos presolares. Típicamente, las condritas tienen 4550 millones de años de antigüedad y se piensa que representan materiales del cinturón de asteroides que nunca conformaron grandes cuerpos. Al igual que los cometas, los asteroides condríticos son algunos de los materiales más antiguos del sistema solar. A menudo se considera a las condritas como los «bloques de construcción de los planetas».

Meteorito marciano ALH84001 (acondrita).

Cerca de un 8 % de los meteoritos que caen sobre la Tierra son acondritas, de las cuales algunas son similares a las rocas ígneas terrestres. La mayoría de las acondritas son rocas antiguas y se piensa que representan material cristal de los asteroides. Una gran familia de acondritas pudo haberse originado en el asteroide 4 Vesta. Otras se derivan de diferentes asteroides. Dos pequeños grupos de acondritas son especiales, ya que estos son más jóvenes y no parecen provenir del cinturón de asteroides. Uno de estos grupos proviene de la Luna, e incluye rocas similares a las que fueron traídas a la Tierra por los programas Apolo y Luna. El otro grupo tiene una alta probabilidad de ser originario de Marte y son los únicos materiales de otros planetas que han sido recobrados por el ser humano.

Alrededor del 5 % de los meteoritos que caen son metálicos, formados por dos aleciones de hierro-níquel, la kamacita y la taenita. Se cree que la mayoría de los meteoritos metálicos provienen del centro de algunos asteroides que alguna vez estuvieron fundidos en uno solo. Al igual que en la Tierra, el metal más denso estuvo separado del material de silicato y ubicado hacia el centro del asteroide, formando una base. Después de que el asteroide se solidificó, este se fragmentó en una colisión contra otros asteroides. Debido a la ausencia de hierro en las áreas de hallazgos, tales como la Antártida, en donde se ha encontrado mucho material, se piensa que aunque el hierro constituye aproximadamente el 5 % de las rocas recuperadas, puede ser que realmente sean considerablemente mucho menos comunes que lo supuesto previamente.

Meteorito pedregoso-metálico Pallasovka (pallasite).

Los meteoritos pedregoso-metálicos constituyen el 1 % restante. Son una mezcla de los metales hierro-níquel y minerales de silicato. Se piensa que un tipo de meteorito llamado palasitas, se originó en la zona límite sobre las regiones base donde se originaron los meteoritos metálicos. Otro tipo de meteoritos pedregoso-metálicos son los mesosideritas.

Recuperación de meteoritos[editar]

Caídas[editar]

La mayoría de las caídas se recobran por avistamientos de las bolas de fuego o el descubrimiento del impacto en los suelos. Sin embargo, un pequeño número de estos se ha podido avistar con cámaras automáticas y se ha recobrado siguiendo una ruta calculada para el punto de impacto. El primero de estos fue el meteorito de Příbram, el cual cayó en esta ciudad de Checoslovaquia (ahora la República Checa) en 1959.[10]​ En este caso, se usaron dos cámaras para fotografiar meteoros y capturaron imágenes de la bola de fuego. Las imágenes fueron usadas para determinar la ubicación de las rocas en el suelo y más significativamente, para calcular por primera vez una órbita aproximada de un meteorito recuperado.

Después de la caída de Pribram, otros países establecieron programas de observación automatizada teniendo como objetivo estudiar el ingreso de los meteoritos. Uno de estos fue la Red Prairie (Prairie Network), operada por el Observatorio Astrofísico Smithsoniano a desde 1963 hasta 1975 en el oeste de los EE. UU., este programa también observó una caída de meteorito, el "Lost City chondrite", permitiendo su recuperación y un cálculo de su órbita.[11]​ Otro programa fue creado en Canadá, el Proyecto de Observación y Recuperación de Meteoritos (Meteorite Observation and Recovery Project) funcionó de 1971 a 1985. Este también recuperó un solo meteorito, el Innisfree, en 1977.[12]​ Finalmente, observaciones operadas por la Red Europea de Bólidos (European Fireball Network, descendiente del programa checo original que recuperó el Pribram), consiguió calcular y descubrir el meteorito de Neuschwanstein en 2002.[13]​ Recientemente la Red Española de Investigación sobre Bólidos y Meteoritos ha recuperado los meteoritos Villalbeto de la Peña y Puerto Lápice, las últimas dos caídas acaecidas en España.[14]​

Precisamente del estudio del vídeo y las fotografías obtenidas de la bola de fuego que produjo la caída del meteorito Villalbeto de la Peña también se obtuvo la órbita en el Sistema Solar.[15]​

El 15 de febrero de 2013 cayó en Cheliábinsk, en los Montes Urales (Rusia), un meteorito que medía aproximadamente 17 metros de alto por 15 metros de ancho, con una masa de 10 000 toneladas en el momento de su ingreso a la atmósfera. La bola incandescente provocó 1491 heridos por la onda expansiva y daños económicos que superaron los 1000 millones de rublos (aproximadamente 33 millones de dólares).

Hallazgos[editar]

Hasta el siglo XX, solamente algunos hallazgos de cientos de meteoritos habían sido realizados por arqueólogos. De estos, el 80 % fueron meteoritos metálicos y metalo-rocosos, que se distinguen fácilmente de las rocas terrestres. Hasta hoy en día, se descubren cada año pocos meteoritos rocosos que se puedan considerar como hallazgos "accidentales". Ahora existen más de 30 000 hallazgos de meteoritos en las colecciones del mundo que comenzaron con los descubrimientos de Harvey H. Nininger.

Campo del Cielo meteorite, El Chaco fragment, back2.

Los grandes llanos de Estados Unidos[editar]

La estrategia de Nininger para buscar meteoritos fue buscar en los grandes llanos de los Estados Unidos, donde la tierra está en gran parte cultivada y el suelo contenía muy pocas rocas. Entre los años 20 y los 50, viajó a través de la región, educando a la gente local sobre como lucían los meteoritos y qué hacer si ellos encontrasen uno; por ejemplo, al despejar un campo. El resultado fue el descubrimiento de más de 200 nuevos meteoritos, sobre todo del tipo pedregoso.[16]​

Al final de los años 60, los grandes llanos del condado de Roosevelt en Nuevo México fueron un lugar particularmente bueno para encontrar meteoritos. Después del descubrimiento de algunos meteoritos en 1967, una campaña de conciencia pública dio lugar al hallazgo de casi 100 nuevos especímenes, donde muchos fueron encontrados por una sola persona, Ivan Wilson. En total, fueron encontrados casi 140 meteoritos en la región desde 1967. En el área de los hallazgos, la tierra había estado cubierta originalmente por una capa de tierra suelta. Durante un periodo de erosión, el suelo flojo fue eliminado, saliendo de él todo tipo de rocas y meteoritos que estaban presentes en la superficie.[17]​

Antártida[editar]

Entre 1912 y 1964, los grupos de búsqueda en la Antártida encontraron algunos meteoritos. Posteriormente, en 1969, la «Décima Expedición de Investigación Antártica Japonesa» encontró nueve meteoritos en un campo de hielo azul cerca de las montañas de Yamato. Con este descubrimiento, se descubrió que el movimiento de las hojas del hielo pudo actuar para concentrar los meteoritos en ciertas áreas. Después de que en 1973 fuese encontrada en el mismo lugar una docena de otros especímenes, se lanzó una expedición japonesa en 1974, dedicada a la búsqueda de meteoritos. Este equipo recuperó casi 700 meteoritos. Un poco después, los Estados Unidos comenzaron su propio programa para buscar meteoritos antárticos, operando a lo largo de las montañas Transantárticas en el otro lado del continente: el ANSMET (ANtarctic Search for METeorites, Búsqueda de Meteoritos en la Antártida). A finales de los ochenta, también los equipos europeos (comenzando con un consorcio llamado EUROMET); y la continuación de un programa italiano, el Programma Nazionale di Ricerche in Antartide también llevaron a cabo búsquedas sistemáticas de meteoritos antárticos. Recientemente, un programa chino, la Exploración Científica Antártica de China, ha conducido búsquedas altamente exitosas de meteoritos desde el año 2000. Los esfuerzos combinados de todas estas expediciones han producido más de 23 000 especímenes de meteoritos clasificados desde 1974, sin contar los millares que aún no se han clasificado. Para más información vea el artículo de Harvey (2003).[18]​

Australia[editar]

Al mismo tiempo que las concentraciones de meteoritos eran descubiertas en el frío desierto de Antártida, los coleccionistas descubrieron que también podían ser encontrados muchos meteoritos es el cálido desierto de Australia. Algunas docenas de meteoritos se han encontrado en la región Nullarbor del oeste y sur de Australia. Búsquedas sistemáticas entre 1971 y el presente han recuperado 500 o más,[19]​ de los cuales aproximadamente 300 están bien clasificados. Los meteoritos pueden ser encontrados en esta región debido a que el suelo presenta una planicie cubierta de roca moldeada. En un clima extremadamente árido, ha habido relativamente muy poca sedimentación sobre la superficie por decenas de miles de años, permitiendo que los meteoritos se acumulen sin que sean enterrados o destruidos. Los meteoritos oscuros entonces pueden ser reconocidos entre los más pálidos guijarros y rocas terrestres.

El Sahara y la creciente comercialización[editar]

Entre 1986 y 1987, un equipo alemán que instalaba estaciones sísmicas para la exploración de mantos petrolíferos descubrió 65 meteoritos en una planicie del desierto a cerca de 100 km al sureste de Dirj (Daraj), Libia. Este fue el primer indicio de que un vasto número de meteoritos podían ser encontrados en ciertas partes del Sahara. Unos años más tarde, un ingeniero anónimo que era un fanático del desierto observó algunas fotografías de meteoritos encontradas en la Antártida, y recordó haber observado rocas similares en zonas que había recorrido al norte de África. En 1989, regresó a Argelia y recobró cerca de 100 meteoritos de por lo menos 5 localidades. En los siguientes 4 años, él y otros seguidores encontraron por lo menos 400 meteoritos más en las mismas locaciones, y en algunas nuevas áreas en Argelia y Libia. Los lugares donde encontraron los meteoritos eran en zonas conocidas como regs (desiertos) o hamadas, que son áreas planas cubiertas tan solo por guijarros y pequeñas cantidades de arena.[20]​ En estos lugares, los meteoritos oscuros pueden ser avistados fácilmente, donde se han preservado muy bien debido al clima árido.

Aun cuando los meteoritos habían sido vendidos comercialmente y recogidos por aficionados durante muchas décadas, hasta la época de los hallazgos de Sahara a final de 1980 y principio de la década de los 90, la mayoría de los meteoritos fueron depositados o comprados por los museos y las instituciones similares donde fueron exhibidos y se hicieron disponibles para la investigación científica. Sin embargo, la rápida disponibilidad de una gran cantidad meteoritos que se podían encontrar con relativa facilidad en los lugares que eran fácilmente accesibles, llevó al rápido incremento de la colección comercial de meteoritos. Este proceso fue acelerado en 1997 cuando los meteoritos provenientes de la Luna y Marte fueron encontrados en Libia. Al final de la década de los años 90, se habían lanzado expediciones privadas de búsqueda de meteorito a través del Sahara. Aun así, algunos especímenes de meteoritos recuperados de esta manera también se depositan en colecciones para investigación, pero la mayoría del material se vende a los coleccionistas privados. Estas expediciones ahora han traído un número mayor de 2000 meteoritos clasificados encontrados en Argelia y Libia.

Cuando se corrió la voz en los países árabes sobre el beneficioso comercio de meteoritos, se crearon los primeros mercados de meteoritos, especialmente en Marruecos, apoyados por nómadas y gente local quienes escarbaron en el desierto en búsqueda de especímenes para vender. De esta manera, millares de meteoritos se han distribuido, de los cuales la mayoría no se tiene información sobre cómo, cuándo, o dónde se descubrieron. Estos son los llamados «Meteoritos del Noroeste de África».

Omán[editar]

En 1999, los cazadores de meteoritos descubrieron que el desierto al sur y el centro de Omán también era favorable para la recolección de muchos especímenes. Los llanos de grava en las regiones Dhofar y Al Wusta en Omán, al sur de los desiertos de arena de Rub al-Jali, habían rendido cerca de 2000 meteoritos a fecha de mediados de 2006. Entre estos se incluyen una gran cantidad de meteoritos lunares (como el Dhofar 911) y marcianos (como el NWA 2737), haciendo de Omán una zona particularmente importante para los científicos y los coleccionistas. Las primeras expediciones en Omán fueron hechas principalmente por traficantes de meteoritos, no obstante los equipos internacionales, omaníes y científicos europeos ahora también han recogido especímenes.

Historia de las representaciones y del estudio de los meteoritos[editar]

Moneda de Émèse en bronce que representa el templo del dios solar Heliogábalo y su betilo con un águila en relieve.

Del objeto sagrado al objeto científico[editar]

Si llueven piedras, es porque los vientos las levaron primero.S'il pleut des pierres, c'est que les vents les ont d'abord enlevées.

Plinio el Viejo Extracto de Historia Natural, libro II, capítulo XXXVIII ...desde el latín: De aere; Quare lapidibus pluat. (Del aire: por qué llueven piedras)

La historia de las representaciones de los meteoritos muestra la evolución histórica de las diferentes percepciones de estos objetos, desde ser objetos sagrados hasta objetos explicados por la ciencia.

A lo largo de los siglos, los meteoritos han sido venerados como objetos sagrados por varias culturas y civilizaciones antiguas.[22]​ La caída espectacular de un meteorito —con su luz intensa y a veces fenómenos sonoros, como en el meteorito de Nōgata descubierto en 861, el más antiguo recolectado que aún se conserva— siempre ha despertado la imaginación humana, evocando miedo, respeto o adoración. Entrañó la búsqueda de esos objetos caídos del cielo para convertirlos en objetos sagrados del poder y de las ceremonias religiosas,[23]​ como los betilos que constituyen los ónfalos de los griegos en Delfos[24]​ o de la piedra Negra de la Kaaba en La Meca.[25]​ Los meteoritos de hierro también se utilizaron desde el principio como joyas y armas, como atestigua una daga de hierro meteórico encontrada en la tumba de Tutankamón.[26]​ Entre los inuit, la Edad del Hierro comenzó a partir de la caída del meteorito de Cape York, al usar los nativos las esquirlas de hierro extraídas de ese tipo de meteorito para fabricar hojas de cuchillo y puntas de arpón.[27]​

La primera mención de un meteorito en el corpus escrito occidental se debe a Anaxágoras, quien cita la caída de meteoritos en Creta en 1478 a. C.[28]​ Aunque su predicción de la caída de un meteorito cerca de Aigos Potamos después del paso de un cometa en 476 a. C. sea legendario,[29]​ fue el primero en formular una hipótesis sobre su origen, pensando audazmente que ese meteorito provendría del Sol y lo consideró una piedra en llamas.[30]​ Los autores en la antigua China registran la caída de rocas en sus obras sin dar ninguna razón.[31]​ Los autores en lengua árabe hacen lo mismo, como Avicena en la sección de geología de su Libro de la Curación, el polímata persa no dudó en afirmar que caían del cielo dos tipos de piedra (hierros y piedras) y realizar experimentos de fusión de meteoritos para ver si eran metálicos.[32]​

En la Edad Media, la iglesia cristiana combatió el culto de los meteoritos y exigió que esos símbolos paganos se retiraran y destruyeran.[33]​[34]​ La concepción aristotélica del cielo prevalecía (los fragmentos de roca o de metal no pueden caer del cielo y no hay pequeños objetos celestes más allá de la Luna), por lo que los meteoritos se consideraban tanto una ilusión óptica (tesis de Guillaume de Conches), como artefactos terrestres (del tipo productos de la metalurgia) o como fenómenos atmosféricos causados por fragmentos de montañas arrancadas, por lavas expulsadas por los volcanes (la lluvia de meteoritos en Siena el 9 de julio de 1794 fue así atribuida a la proximidad del Vesubio), por la acción de un rayo o de un trueno, de ahí su designación particular de «piedra de rayo» (que podría confundirse erróneamente con fulgurita) o «piedra de trueno» (ejemplo la piedra del trueno de Ensisheim en 1492, la caída más antigua de que hay constancia en Europa).[35]​ Del mismo modo, su nombre general no era fijo, el meteorito se denominaba indistintamente aerolito («piedra de aire»), uranolita («piedra de cielo»), etc.

Hasta el siglo XVIII, los estudiosos consideraban absurda la idea de que los meteoritos eran rocas llegadas del espacio exterior, especialmente porque los relatos antiguos y medievales de caídas de meteoritos a menudo asociaban esos fenómeno con la larga serie de prodigia, miracula (prodigios y milagros, como la lluvia de animales, de leche, de sangre, de fuego y azufre, etc.) y omina (presagios como la lluvia de piedras en el día del nacimiento de Carlos el Calvo),[36]​ lo que despertaba el escepticismo de los académicos europeos que se negaban a estudiar esas supersticiones. Los escasos ejemplares analizados resultaron ser más a menudo fósiles, herramientas prehistóricas supuestamente formadas por rayos o rocas comunes (su análisis generalmente destaca especies minerales terrestres como la pirita o la marcasita).[37]​

John Wallis, después de observar una lluvia de meteoritos en Inglaterra en 1676, sugirió que podía deberse a la reentrada atmosférica de los cometas.[38]​ El estudio de tres aerolitos caídos en Francia —Coutances en 1750, en Lucé en 1768 y en Aire-sur-la-Lys en 1769— supuso el inicio del estudio moderno de los meteoritos. Empezó con el caído en Lucé[39]​ cuyas circunstancias fueron descritas en detalle por el abate Bachelay quien entrevistó a los lugareños que vieron el suceso. El informe resultante fue enviado a la Academia de Ciencias de Francia.[39]​ La Academia respondió al llamado formando una comisión que investigó el meteorito, formada por Fougeroux de Bondaroy, Cadet de Gassicourt y Antoine Lavoisier. Tras realizar los análisis químicos la comisión llegó a la conclusión correcta de que el meteorito contenía pirita pero explicó erróneamente que la corteza negra del meteorito se debía a que la roca había sido fundida por un relámpago y era una «piedra de rayo».[40]​[39]​ El fallo de los científicos de la comisión influyó a naturalistas en toda Europa que tendieron a rechazar su origen en caídas.[39]​

En el siglo XVIII y principios del XIX, la mayoría de los eruditos todavía pensaban que los meteoritos se formaban en la atmósfera, de acuerdo con la hipótesis más comúnmente aceptada de Eugène Louis Melchior Patrin en 1801:[41]​ los meteoritos resultaban de la circulación de los fluidos gaseosos atmosféricos, que por la combinación de las moléculas gaseosas se solificaban. Se habían formulado otras hipótesis en la misma línea, como la formación durante una tormenta eléctrica por la acción de un rayo según Lavoisier (1769),[42]​ o la formación a partir de las nubes según el médico Joseph Izarn (1803).[43]​

El origen extraterrestre interestelar había sido avanzado por el físico alemán Chladni[44]​[45]​ en su obra Über den Ursprung der von Pallas gefundenen und anderer ihr ähnlichen Eisenmassen und über einige damit in Verbindung stehende Naturerscheinungen en 1794 [Del origen de la masa de hierro encontrada por Pallas y otros similares, y sobre algunos fenómenos naturales en relación con ellos],[46]​ siendo reforzada su tesis por el análisis químico y mineralógico de varios meteoritos llevados a cabo en 1802 por Edward Charles Howard y Jacques Louis de Bournon[45]​ que pusieron en evidencia en especial los cóndrulos.[47]​

El estudio científico completo de los meteoritos (análisis químico y recopilación de testimonios) no apareció realmente hasta 1803, fecha del meticuloso informe de Jean-Baptiste Biot a la Academia de Ciencias de París,[21]​ realizado a solicitud del ministro Chaptal, sobre el meteorito L'Aigle que había caído el mismo año.

Un cambio notable en la comprensión de los meteoritos se dio a principios del siglo XIX cuando se admitió la existencia de cráteres de impacto en la superficie de la tierra, como en el caso del cráter Meteor.[48]​ El astrónomo Denison Olmsted observó en 1833 que el radiante del enjambre de estrellas fugaces de las Leónidas no era arrastrado por la rotación de la Tierra, por lo que invalidaba definitivamente el origen terrestre y atmosférico de los meteoritos.[49]​ Auguste Daubrée sistematizó la clasificación de los meteoritos a finales del siglo XIX.[50]​

Si bien ilustres científicos catastrófistas (Jean-Baptiste Biot, Siméon Denis Poisson, John Lawrence Smith en 1855) todavían estaban a favor de la hipótesis lunar de Pierre-Simon de Laplace (meteoritos llamados «piedras de Luna» resultantes de la erupción de volcanes lunares),[51]​ la mayoría fue aceptando gradualmente la hipótesis extraterrestre de Chladni.[52]​ Los intensos debates provocaron la constitución de colecciones de meteoritos para su mejor estudio: la mayoría de los museos de historia natural comenzaron a adquirir ejemplares a mediados del siglo XIX: el Museo Nacional de Historia Natural de París, el Museo de Historia Natural de Londres y la Smithsonian Institution de Washington, que hoy tienen las colecciones de meteoritos más importantes del mundo, lo deben a ese esfuerzo.[53]​

Con la hipótesis extraterrestre de Chladni ya bien establecida, hasta la década de 1950 se debatió sobre el origen exacto de los meteoritos (¿medio interestelar, interplanetario?), cuando se dio un consenso emergente sobre que la principal fuente de los meteoritos eran los asteroides; pero en la década de 1980 llegó el descubrimiento de meteoritos marcianos y meteoritos lunares.[54]​

Estudios actuales[editar]

Diferenciación entre la Tierra y un cuerpo parental.

En un corto tiempo de unas pocas décadas, el disponer de análisis de laboratorio cada vez más detallados, la propia exploración espacial y las nuevas observaciones astronómicas dieron un vuelco al conocimiento del Sistema Solar.

La datación de meteoritos se llevó a cabo por radiocronología (datación ²⁰⁷Pb-²⁰⁶Pb) utilizando espectrómetros de masa de ionización secundaria o de plasma.[55]​ Después de varios fracasos, el primero en fechar con éxito un meteorito fue el geoquímico Clair Cameron Patterson, quien estimó en 1956 la edad de un meteorito ferroso en 4550 millones de años, una tiempo correspondientes a la edad de la Tierra y de la formación del sistema solar.[56]​

El estudio de los diferentes minerales presentes en una condrita (salida de un cuerpo parental no diferenciado) son idénticos a aquellos que se pueden encontrar sobre un planeta (cuerpo diferenciado) como la Tierra. De hecho, si se aplasta un fragmento de condrita hasta reducirlo a polvo, y después se acerca un imán para separar las partículas magnéticas de las que no lo son, se obtienen por un lado las partículas de hierro/níquel que constituyen el núcleo de un planeta como la Tierra y, por otro lado, principalmente silicatos idénticos a los presentes en el manto y la corteza terrestre. Estos estudios han llevado a los cosmoquímicos[57]​ a profundizar en el tema y, en particular, a explicar mejor el fenómeno de la diferenciación planetaria.[58]​

El análisis químico de ciertas condritas carbonáceas (meteorito de Orgueil), que se sospecha que no provendrían de asteroides, sino de núcleos de cometas, o de acondritas (meteoritos probablemente de origen marciano, como el ALH 84001), revela la presencia de aminoácidos que son los «ladrillos» elementales de la vida y parecerían reforzar (si su origen quedara bien probado) la teoría de la panspermia que sostiene que la Tierra fue fecundada desde el exterior, por medios extraterrestres.[59]​ Los meteoritos marcianos permiten a los científicos comenzar a conocer más sobre la geología marciana incluso antes de que se hayan reportado muestras de ese planeta, lo cual es posible gracias a programas de investigación terrestre como ANSMET (ANtarctic Search for METeorites, Búsqueda de Meteoritos en la Antártida). Los conocimientos adquiridos gracias a estos meteoritos muy raros ayudará a esos mismos científicos en su investigación cuando finalmente tengan muestras tomadas del planeta rojo durante las misiones planificadas para los próximos años.

En cuanto a los meteoritos de origen lunar, brindan la oportunidad a los científicos que no tienen a su disposición muestras traídas por las misiones Apolo para trabajar en la historia de la formación de este satélite terrestre, en particular en la hipótesis del impacto gigante según la cual la Luna se habría originado por la colisión entre la Tierra y un cuerpo celeste del tamaño de Marte, llamado Théia, que se habría desprendido y proyectado de las eyecciones del manto terrestre, de las que una buena parte habría permanecido en órbita alrededor de este, volviendo a reacrecentarse para formar la Luna. Se trataría entonces del mayor meteorito que jamás hubiese cruzado la trayectoria de la Tierra, dando a luz a nuestro satélite.

La presencia de isótopos radiactivos del ²⁶Al y de hierro ⁶⁰Fe en inclusiones meteoríticas al comienzo del Sistema Solar permite, a partir de observaciones astronómicas de estrellas jóvenes, modelizar el entorno estelar del Sol primitivo: en menos de 20 millones de años, tres generaciones de estrellas, formadas por la compresión de gas después de las ondas de choque producidas por las supernovas de acuerdo con el escenario de Little Bang, se habrían sucedido en una nube molecular gigante para formar el Sistema Solar.[60]​

El primer caso moderno conocido de un meteorito espacial que golpea a una persona[61]​ ocurrió el 30 de noviembre de 1954 en Sylacauga, Alabama. El meteorito Sylacauga, una piedra condrita de 4 kilogramos,[62]​ atravesó la azotea y golpeó a Anna Hodges después de que entrara por su recámara y rebotara en su aparato de radio. Esto le provocó a la mujer una grave contusión en su cadera. Desde entonces, varias personas han afirmado[63]​ haber sido golpeados por «meteoritos», pero no se tiene constancia de que ningún meteorito lo haya hecho desde entonces.

Meteoritos famosos[editar]

N.º | Nombre | Lugar | País | Peso (t)[64]​[65]​
1 | Hoba | Otjozondjupa | Namibia | 66
2 | Gancedo | S.O. del Chaco | Argentina | 30,8
3 | El Chaco | S.O. del Chaco | Argentina | 28,8
4 | Ahnighito / Carpa | N.O. Groenlandia | Groenlandia |
5 | Bacubirito | Sinaloa | México | 24

Por peso[editar]

N.º | Nombre | Lugar | País | Peso (t)[66]​[67]​
1 | Hoba | Otjozondjupa | Namibia | 66
2 | Gancedo | S.O. del Chaco | Argentina | 30,8
3 | El Chaco | S.O. del Chaco | Argentina | 28,8
4 | Ahnighito / Carpa | N.O. Groenlandia | Groenlandia |
5 | Bacubirito | Sinaloa | México | 24

Otros[editar]

Allan Hills 84001, el meteorito de Marte del que se dijo que probaba la existencia de vida en ese planeta.

Meteorito Canyon Diablo, meteorito metálico usado por los norteamericanos nativos prehistóricos.

Campo del cielo, lluvia de meteoritos metálicos sobre la provincia del Chaco (Argentina) sobre una localidad denominada Campo del Cielo hace aproximadamente unos 4000 años.

Meteorito Nantan, meteorito metálico caído en China durante el 1518.

Meteorito Allende, meteorito caído en México el año 1969, unos meses antes del alunizaje, por eso muchos científicos se interesaron en probar sus técnicas de análisis en él para estar listos para analizar las muestras lunares, en esos análisis, se descubrió que contenía carbono, uno de los principales ingredientes de la vida, y descubrieron que tenía 30 millones de años más que la Tierra.

Cape York, uno de los meteoritos más grandes del mundo.

Meteorito del evento de Cheliábinsk registrado el 15 de febrero de 2013 en la ciudad rusa homónima dejando cientos de heridos.

Ensisheim, el meteorito más viejo cuya caída puede ser fechada exactamente (al 7 de noviembre de 1492).

Fukang es la pallasita más grande del mundo con una masa de más de 1000 kg. El meteorito fue subastado en Bonhams donde pidieron cerca de 3 millones de dólares. Al final no lo vendieron.[68]​

Kaidun, posiblemente originario de la luna marciana Phobos.

Orgueil, fue objeto de una falsificación en 1965 que implicó encajar una semilla adentro del meteorito.

Sayh al Uhaymir 169, originario de la Luna; cayó a la tierra como resultado de impactos de meteoritos en la Luna.

Sikhote-Alin, acontecimiento de impactos masivos de meteoritos metálicos que ocurrió el 12 de febrero de 1947.

El Tagish Lake, meteorito caído en Columbia Británica, Canadá en 2000.

Willamette, el meteorito más grande que se ha encontrado en los Estados Unidos.

La Piedra Negra en la pared de la Kaaba en La Meca se piensa que probablemente sea un meteorito.

Aparte de los meteoritos caídos sobre la Tierra, la roca apodada «Heat Shield Rock» es un meteorito que fue encontrado en Marte, y dos fragmentos minúsculos de asteroides fueron encontrados entre las muestras recogidas en la Luna por la misión Apolo 12 en 1969 y por el Apolo 15 en 1971.[69]​

Cráter de Chicxulub, en la península de Yucatán, en México.

Meteoritos en la ficción[editar]

1972: en su novela de ciencia ficción Cita con Rama, Arthur C. Clarke introduce la idea del programa Vigilancia Espacial, que existe actualmente y cuya inspiración y nombre provienen de esta narración.

1977: El martillo de Lucifer. Novela de ciencia ficción escrita por [}Larri Niven]] y Jerry Pournelle.

1993: El martillo de Dios. Novela de ciencia ficción escrita por Arthur C. Clarke.

1998: Armageddon (película). Dir. Michael Bay. Int. Bruce Willis, Liv Tyler, Ben Affleck, Billy Bob Thornton.

1998: Deep Impact (película). Dir. Mimi Leder. Int. Elijah Wood, Morgan Freeman, James Cromwell, Robert Duvall.

Véase también[editar]

Meteoro

Clasificación de meteoritos

Lluvia de meteoros

Baetylus

Lago Siljan

Leónidas (astronomía)

Gemínidas

Sistema Solar

ANSMET

Asteroides

Estrategias de mitigación de asteroides

Cráter de impacto

Notas[editar]

1. ↑ «Meteors in Earth's Atmosphere» (en inglés). Consultado el 5 de enero de 2012.

2. ↑ «What is a Meteor?» (en inglés). Consultado el 5 de enero de 2012.

3. ↑ «Meteoritical Bulletin Database».

4. ↑ «Meteoritical Society Guidelines for Meteorite Nomenclature». Archivado desde el original el 26 de mayo de 2008. Consultado el 12 de septiembre de 2007.

5. ↑ «Chapman et al. (2001)». Archivado desde el original el 4 de marzo de 2016.

6. ↑ «Make your own impact at the University of Arizona».

7. ↑ Bland P.A. and Artemieva, N A. (2006) The rate of small impacts on Earth. Meteoritics and Planetary Science 41, 607-631.

8. ↑ * Maier, W.D. et al. (2006) Discovery of a 25-cm asteroid clast in the giant Morokweng impact crater, South Africa. Nature 441, 203-206.

9. ↑ Sears, D. W. (1978) The Nature and Origin of Meteorites, Oxford Univ. Press, New York.

10. ↑ Ceplecha, Z. (1961) Multiple fall of Pribram meteorites photographed. Bull. Astron. Inst. Czechoslovakia, 12, 21-46 NASA ADS

11. ↑ McCrosky, R.E. et al. (1971) J. Geophys. Res. 76, 4090-4108

12. ↑ Campbell-Brown, M. D. and Hildebrand, A. (2005) A new analysis of fireball data from the Meteorite Observation and Recovery Project (MORP). Earth, Moon, and Planets 95, 489 - 499

13. ↑ * Oberst, J. et al. (2004) The multiple meteorite fall of Neuschwanstein: Circumstances of the event and meteorite search campaigns. Meteoritics & Planetary Science 39, 1627-1641 NASA ADS.

14. ↑ * Llorca, J. et al. (2005) The Villalbeto de la Peña meteorite fall: I. Fireball energy, meteorite recovery, strewn field and petrography. Meteoritics & Planetary Science 40, 795-804 NASA ADS.

15. ↑ * Trigo-Rodríguez, J.M. et al. (2006) The Villalbeto de la Peña meteorite fall: II. Determination of the atmospheric trajectory and orbit. Meteoritics & Planetary Science 41, 505-517 NASA ADS.

16. ↑ «Página en www.meteoritearticles.com».

17. ↑ Huss, G.I. and Wilson, I.E. (1973) A census of the meteorites of Roosevely County, Nuevo México. Meteoritics 8, 287-290 NASA ADS

18. ↑ Harvey, Ralph (2003) The origin and significance of Antarctic meteorites Chemie der Erde 63, 93-147

19. ↑ Bevan, A.W.R. and Binns, R.A. (1989) Meteorites from the Nullarbor region, Western Australia: I. A review of past recoveries and a procedure for naming new finds. Meteorites 24, 127-133 nNASA ADS

20. ↑ Bischoff A. and Geiger T. (1995) Meteorites from the Sahara: find locations, shock classification, degree of weathering and pairing. Meteoritics 30, 113-122. ADS

21. ↑ a b Jean-Pierre Luminet (2002). Le feu du ciel : Météores et astéroïdes tueurs. Éditions du Cherche Midi. p. 37-38. ISBN 2-7491-0030-5..

22. ↑ (en inglés)Massimo D’Orazio, Meteorite records in the ancient Greek and Latin literature : between history and myth, chapitre de l'ouvrage de Luigi Piccardi autor2=W. Bruce Masse (2007). Myth and Geology (en inglés). Geological Society. p. 350..

23. ↑ Lincoln LaPaz (1969). «Hunting Meteorites: Their Recovery, Use, and Abuse from Paleolithic to Present». Topics in Meteoritics (en inglés) (6): 84-94..

24. ↑ E. M. Antoniadi (juin 1939). «On Ancient Meteorites, and the Origin of the Crescent and Star Emblem». Journal of the Royal Astronomical Society of Canada (en inglés) 33: 177..

25. ↑ Las últimas publicaciones relativas e esta piedra tienden a desacreditar la hipótesis de su origen meteorítico. Alain Carion (1997). Les Météorites et leurs impacts. Masson. p. 19..

26. ↑ André Brahic (2010). De feu et de glace. Odile Jacob. p. 184..

27. ↑ Matthieu Gounelle (2013). Météorites. À la recherche de nos origines. Flammarion. p. 213..

28. ↑ Aristoteles, Les Météorologiques, livre I, chapitre VII-9.

29. ↑ Pline, Histoire Naturelle II, 149.

30. ↑ André Laks; Claire Louguet (2002). Qu'est-ce que la philosophie présocratique ?. Presses Univ. Septentrion. p. 358..

31. ↑ K. Yau et al. (1994). «Meteorite Falls in China and Some Related Human Casualty Events». Meteoritics (en inglés) 29: 864-871..

32. ↑ Aisha Khan (2006). Avicenna (Ibn Sina) : Muslim Physician And Philosopher of the Eleventh Century (en inglés). The Rosen Publishing Group. p. 78..

33. ↑ Les météorites. Mythes, superstitions & réalités, astrosurf.com.

34. ↑ Antoine de Jussieu (1723). «De l’Origine et des Usages de la Pierre de Foudre». Histoire et Mémoires de l'Académie Royale des Sciences de Paris: 6-9..

35. ↑ Odile Kammerer (1994). «Un prodige en Alsace à la fin du XVe siècle : la météorite d'Ensisheim». Actes des congrès de la Société des historiens médiévistes de l'enseignement supérieur public 25: 295..

36. ↑ Les météorites, cosmovisions.com.

37. ↑ Mahudel (1745). «Sur les Prétendues Pierres de Foudre». Histoire et Mémoires de l’Académie Royale des Inscriptions et Belles Lettres 12: 163-169..

38. ↑ John Wallis (1677). «Account of an unusual meteor seen at the same time in many distant places of England». Physica (en inglés (original en latín)): 865..

39. ↑ a b c d Smith, C., Russell, S. y Benedix, G. 2009. Meteorites. Natural History Museum, Londres. pp. 11-15.

40. ↑ Académie royale des sciences (1772). Histoire de l'Académie royale des sciences. Paris. p. 20..

41. ↑ Patrin (1802). «Considérations sur les Masses de Pierres et de Matières Métalliques qu’on Suppose Tombées de l'Atmosphère». Journal de Physique, de Chimie et d'Histoire Naturelle 55: 376-393..

42. ↑ Lavoisier, « Rapport sur une pierre qu'on prétend être tombée du ciel pendant un orage », Histoire, 1769, p. 20-21.

43. ↑ Joseph Izarn (1803). Des pierres tombées du ciel. Delalain. p. 57..

44. ↑ Jean-Paul Poirier (1999). Ces pierres qui tombent du ciel - Les météorites, du prodige à la science (en français). Éditions Le Pommier. p. 159. ISBN 2-7465-0024-8.

45. ↑ a b Thérèse Encrenaz; James Lequeux (2014). «8 «L'apport de la matière extraterrestre»». L'exploration des planète – De Galilée à nos jours... et au-delà. Pour la science (en francés). Paris: Belin. p. 145 (de 223). ISBN 978-2-70116195-2.

46. ↑ Ursula B. Marvin (1996). «Ernst Florens Friedrich Chladni (1756-1827) and the origins of modern meteorite research». Meteoritics (en inglés) 31: 545-588..

47. ↑ Gerald McCall; Richard John Howarth (2006). The history of meteoritics and key meteorite collections : Fireballs, Falls & Finds (en inglés). Geological Society. p. 167..

48. ↑ Brandon Barringer (1964). «Daniel Moreau Barringer (1860-1929) and His Crater (the beginning of the Crater Branch of Meteoritics)». Meteoritics (en inglés) 2: 183-200..

49. ↑ Denison Olmsted (1833). «Observations on the Meteors of November 13th, 1833». The American journal of science and arts (en inglés) 25: 363-411..

50. ↑ Philippe Jaussaud; Edouard Raoul Brygoo (2004). Du Jardin au Muséum en 516 biographies. Muséum national d'histoire naturelle. p. 168..

51. ↑ (en inglés) — PDF Lee Anne Willson, «Lawrence Smith and his meteorite collections», 2000, pag. 5.

52. ↑ P. M. Sears (293). «Notes on the Beginnings of Modern Meteoritics». Meteoritics (en inglés) 4 (2): 297..

53. ↑ Gerald Joseph Home McCall; A. J. Bowden autor3=Richard John Howarth (2006). The History of Meteoritics and Key Meteorite Collections: Fireballs, Falls and Finds (en inglés). Geological Society. p. 163..

54. ↑ Derek W. G. Sears (2004). The Origin of Chondrules and Chondrites (en inglés). Cambridge University Press. p. 4..

55. ↑ Matthieu Gounelle, « Météorites : des pierres à remonter le temps » sur Ciel et Espace Radio, 12 octobre 2009.

56. ↑ Clair Patterson (octobre de 1956). «Age of meteorites and the earth». Geochimica et Cosmochimica Acta (en inglés (original en latín)) 10 (4): 230-237. doi:10.1016/0016-7037(56)90036-9. .

57. ↑ Los angloparlantes tienen un término más específico para designar la ciencia de meteoritos, la meteoritics..

58. ↑ B. P. Weiss et al. (2010). «Paleomagnetic records of meteorites and early planetesimal differentiation». Space Science Reviews (en inglés) 152: 341-390. Archivado desde el original el 4 de marzo de 2016. Consultado el 2 de julio de 2020..

59. ↑ P. Ehrenfreund (27 de febrero de 2001). «Extraterrestrial amino acids in Orgueil and Ivuna: Tracing the parent body of CI type carbonaceous chondrites». Proceedings of the National Academy of Sciences (en inglés) 98 (5): 2138-2141. doi:10.1073/pnas.051502898..

60. ↑ Mathieu Gounelle; Georges Meynet (septembre de 2012). «Solar system genealogy revealed by extinct short-lived radionuclides in météorites». Astronomy & Astrophysics (en inglés) 545: A4. doi:10.1051/0004-6361/201219031.

61. ↑ «Meteorite Hits Page». Archivado desde el original el 31 de agosto de 2009.

62. ↑ in the World Meteorite Catalogue Database at the Natural History Museum

63. ↑ «http://web.archive.org/20030411173556/home.earthlink.net/~magellon/news1.html». Archivado desde el original el 11 de abril de 2003.

64. ↑ «Top 5 meteoritos -- National Geographic». www.nationalgeographic.es. Archivado desde el original el 18 de septiembre de 2016. Consultado el 13 de septiembre de 2016.

65. ↑ «Descubrieron en Chaco un meteorito de más de 30 toneladas». Consultado el 13 de septiembre de 2016.

66. ↑ «Top 5 meteoritos -- National Geographic». www.nationalgeographic.es. Archivado desde el original el 18 de septiembre de 2016. Consultado el 13 de septiembre de 2016.

67. ↑ «Descubrieron en Chaco un meteorito de más de 30 toneladas». Consultado el 13 de septiembre de 2016.

68. ↑ «Bonhams Auction of the Fukang Meteorite».

69. ↑ Meteoritical Bulletin: Search the Database

Referencias[editar]

Enlaces externos[editar]

Wikimedia Commons alberga una categoría multimedia sobre Meteoritos.

Fotos y videos del Meteorito en Rusia 2013

Consultar este término en Wikisource

Una Guía a Campo del Cielo

Meteorite.fr - Todo acerca de los Meteoritos

Catálogo de meteoritos de la Sociedad Meteoritica (fundada en 1933), organización sin ánimo de lucro que intenta catalogar todos los meteoritos.

Catálogo de meteoritos de IMCA (International Meteorite Collectors Association) cuyo objetivo es verificar la autenticidad de los meteoritos.

Cómo encontrar meteoritos

Meteorito causa cientos de heridos - Artículo en Rusia Hoy (enlace roto disponible en Internet Archive; véase el historial, la primera versión y la última).

Cada impacto de meteorito recordado en la Tierra de Tableau Software

# data[].attributes.attachment_link.authors[].name
Colaboradores de los proyectos Wikimedia

# data[].attributes.attachment_link.description
El Sol (del latín sol, solis, ‘dios Sol invictus’ o ‘sol’, a su vez de la raíz protoindoeuropea sauel-, ‘luz’)[4]​ es una estrella de tipo-G de la secuencia principal y clase de luminosidad V que se encuentra en el centro del sistema solar y constituye la mayor fuente de radiación electromagnética d…

# data[].attributes.body
LAS COMETAS

# data[].attributes.attachment_link.readable_text
Un cometa es un cuerpo menor del Sistema Solar que órbita alrededor de este en forma elíptica y con grandes excentricidades. Compuesto básicamente por hielo, que al acercase al Sol se activa y se produce la sublimación de este. La sublimación no es más que la volatización de los componentes del cometa, es decir un cambio de estado de sólido a gas sin pasar por el estado líquido. Fruto de esta sublimación es la aparición en el cometa de la cola cometaria entre otras características.
Cometa C/2001 Q4 en estado de sublimación, puede observarse la claramente el núcleo y las diversas partes de la cola cometaria- cortesía NASA
En 1950 un astrónomo especialista en cometas, Fred L. Wipple, propuso que los cometas eran "bolas sucias de hielo", este gran experto no iba mal encaminado y de hecho fue el precursor del estudio cometario, por tanto podemos decir que los cometas están compuestos de: hielo seco, agua, amoniaco, metano, hierro, magnesio, sodio y silicatos. Todos estos componentes cuando el cometa está muy lejos del Sol están en estado sólido, al acercarse al Sol se produce la sublimación y por tanto la volatización de estos elementos. Los elementos volátiles se separan del núcleo y son proyectados hacia atrás, en dirección opuesta al Sol empujados por el viento solar. Por tanto el cometa pierde masa conforme va teniendo pasos alrededor del Sol, según el método de Wipple el número de moléculas que se pierden por segundo es proporcional a r-n, siendo "r" la separación Sol-cometa y "n" un valor típico que se toma como 3.0 ( Festou,1985).

Wallis y Wickramasinghe (1985) estimaron que la perdida de masa de un cometa seguía la siguiente relación:
M = 4pR²q-(n-1.5)
siendo R el radio del núcleo cometario, q el perihelio y n=3.0

Entonces cuanto menor sea q, más rápidamente se desgasta el cometa, esto correspondería para los cometas de período corto. Los de mayor período tendrían un menor desgaste como es lógico. Sin embargo la vida de estos objetos también depende del albedo superficial, ya que el calentamiento por el Sol es diferente según la composición, estructura y forma del cometa. La forma del cometa suele ser irregular, y de un tamaño de varios kilómetros, hasta un tamaño de unos 70 km para los más grandes.

Hay diversos modelos que explican la formación inicial de los núcleos cometarios, según estos modelos estos se formaron por agregación y acumulación de materiales.

Básicamente los modelos son los siguientes:

Conglomerado helado de Whipple, desarrollado por Fred Whipple (1950).

Acumulación de escombros primitivos, desarrollado por Littleton (1948).

Agregación de hielo y silicatos en el disco protoplanetarios, modelo de Wednschilling (2004).

Pero el modelo aceptado en la actualidad es el modelo de Weidnschilling (2004), el cual explica que los núcleos cometarios se formaron en el disco protoplanetario a través de la acreción de material orgánico, hielos y silicatos, esa aglomeración inicial dio lugar a cuerpos kilométricos. La misión de la NASA Impacto Profundo ( Deep Impact)[1] arrojó luz sobre la formación de los cometas, el objetivo fue en el año 2006 el cometa Tempel 1. El impacto contra el cometa reveló que tenía siete capas de diversos hielos, lo que daría una señal de que los cometas se irían formando paulatinamente de cuerpos más pequeños. La sonda de la ESA Rosetta también nos está desvelando más misterios de los cometas desde que su modulo Philae se posó en el cometa 67P / Churyumov-Gerasimenko en noviembre de 2014. El punto elegido fue el llamado punto "J", un lugar donde se pudo detectar bien la actividad del cometa y estudiar su núcleo.
Punto de aterrizaje del modulo Philae en el cometa 67P, imagen cortesía ESA: http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Rosetta/J_marks_the_spot_for_Rosetta_s_lander Cometa HaleHop-Dibujo en Foto cortesía de la Sociedad de Meteoros y cometas de España (SOMYCE)
Cuando observamos un cometa no vemos más que el reflejo de la luz del Sol por parte de este, veríamos básicamente un núcleo central brillante y una cola alargada ciertamente difusa, pero el cometa tiene otras partes que con grandes telescopios podemos observar. Las partes de este son las siguientes: el núcleo, la coma, la cola iónica, la cola de polvo y la envoltura de hidrógeno.

Hablaremos de cada una de ellas en detalle.

El núcleo: El núcleo es la parte central y más brillante del cometa, desde este, por efecto del viento y radiación solar, se eyectan los componentes iónicos y el polvo cometario hacia el coma y la cola.

Como hemos visto la teoría más aceptada de la estructura interna del núcleo es un conglomerado de materiales primordiales, estos son una especie de pila de escombros, lo que es compatible con una de las características importantes de los cometas que son sus frecuentes ruptuoras o "outbourst". El tamaño del núcleo es difícil de precisar con observaciones desde la Tierra, ya que son objetos muy tenues y cubiertos por la atmósfera de la coma. Esta atmósfera provoca que la luz reflejada por el Sol en el cometa se disperse y no se aprecie con claridad el tamaño de objeto. Una solución para esto es tratar de observar el cometa cuando empieza a activarse, o enviar alguna sonda al cometa, como se ha hecho en estos momentos con la sonda Rosetta.

Pero utilizando técnicas de radiometría para analizar la emisión térmica del núcleo se puede calcular la inercia térmica y la rugosidad de la superficie, una vez determinado el albedo. Otra técnica es usar la ocultación estelar, esta metodología se usa para probar la validez de los anteriores métodos calculando el tamaño y comparándolo con el obtenido con esos procedimientos. Con el método de ocultación de estrellas podemos incluso observar la hidrodinámica del polvo y el gas de la coma, y localizar regiones activas en la superficie del cometa.

La coma: se describe como la nube de gas y polvo que rodea al núcleo cometario.

Esta tiene dos partes: la coma de colisión y la coma molecular. La coma de colisión es la región interna de la coma donde se producen la colisiones de las partículas que afectan a la termodinámica y química del gas, zona donde se produce la tasa de producción de gas, tasa que aumenta a medida que el cometa se acerca al Sol.

La coma molecular es la zona donde están las moléculas que han sobrevivido a la fotodisociación, podemos observar en algunos cometas la coma del agua y la del hidrógeno atómico.

La coma de un cometa, podemos observar la coma de agua y la de hidrógeno atómico. Fuente Wikipedia

La cola iónica: esta formada por los iones expulsados por el núcleo hacia la coma, y que posteriormente son acelerados por el viento solar. Su dirección de desplazamiento visual en el espacio es antisolar, es esa dirección debido a la presencia del campo magnetico solar los iones son encauzados en dirección radial al campo magnetico solar. Esta cola puede llegar a los millones de kilómetros de extensión, aparece en todos los cometas, aunque en algunos presenta poca visibilidad. Esta es más preceptible conforme está más cerca del Sol y aparece siempre mucho después de la aparición de la cola de polvo.

La cola de polvo: Al producirse la sublimación en la superficie del núcleo, el polvo del núcleo es liberado y eyectado hacia fuera por el gas que está expandiéndose. El movimiento del polvo dependerá de la forma del núcleo y de la interacción entre el gas y el polvo, interacción que tiene lugar en la coma cerca de la superficie. Una vez que el grano de polvo es expulsado hacia la cola, la presión de radiación y la fuerza gravitatoria del Sol colocan a las partículas repartidas por el espacio en función de su forma y de su masa.

La envoltura de Hidrógeno: Alrededor del cometa se desarrolla una tenue envoltura de hidrógeno, debido a que por procesos químicos al absorber luz ultravioleta se escapa hidrógeno que se queda en una especie de envoltura alrededor del cometa, pero tan sólo puede ser observada desde el espacio.

Los cometas se pueden clasificar de muchas formas, según su tamaño, su edad o su órbita. Básicamente podemos decir que hay tres tipos de cometas:

Cometas de la familia de Júpiter (FJ), de período corto, cuyas órbitas tiene períodos orbitales menores de 20 años así como pequeñas inclinaciones orbitales.

Cometas tipo Halley (HT) con períodos entre 20 y 200 años, sería de período medio.

Y los cometas de periodo largo (LP) con períodos de más de 200 años. Estos últimos cometas provienen de la nube de Oort, los dos primeros del cinturón transneptuniano.

Cometa Enano: 0 - 1,5 Km. Cometa Pequeño: 1,5 - 3 Km. Cometa Mediano: 3-6 Km. Cometa Grande: 6-10 Km. Cometa Gigante: 10-50 Km.
Otra clasificación complementaria que se usa a modo de estadística de tamaños es la siguiente:

Tipo de cometa Diámetro (km.)

Cometa "Goliat": >50 Km.

Por ejemplo el cometa Encke (4 km) es un cometa mediano y el cometa Halley (12 Km) se le puede clasificar como cometa gigante. Los cometas son todo un espectáculo para los aficionados a la astronomía y para la astrofísica, púes de su estudio podemos conocer desde la composición de la nube de Oort hasta la formación del Sistema Solar.
http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Rosetta/J_marks_the_spot_for_Rosetta_s_lander [1] Deep Impact :sonda espacial lanzada el 12 de enero de 2005. Fue diseñada para estudiar el interior del cometa 9P/Tempel , mediante la liberación de un impactador en el cometa.
-SOMYCE (Sociedad de Observadores de Meteoros y Cometas de España): http://www.somyce.org

-La S onda Rosetta y su módulo de aterrizaje Philae:

# data[].attributes.attachment_link.title
Los Cometas: Definición y clasificaciones.

# data[].attributes.attachment_link.description
Un cometa es un cuerpo menor del Sistema Solar que órbita alrededor de este en forma elíptica y con grandes excentricidades. Compuesto básicamente por hielo, que al acercase al Sol se activa y se produce la sublimación de este. La sublimación no es más que la volatización de los componentes del cometa, es decir un...

# data[].attributes.attachment_link.title
Estrella - Viquipèdia, l'enciclopèdia lliure

# data[].attributes.attachment_link.description
Un estel, estrela o estrella i antigament i dialectalment estela, és un astre massiu i lluminós format per plasma, que es manté en equilibri per mor de la seva pròpia gravetat, de forma semblant a l' equilibri hidroestàtic.

# data[].attributes.attachment_link.title
Saturn (planeta) - Viquipèdia, l'enciclopèdia lliure

# data[].attributes.attachment_link.description
Saturn és el sisè planeta en ordre de proximitat al Sol i el segon més gran del sistema solar, després de Júpiter. Es classifica com un gegant gasós o jovià, que significa 'semblant a Júpiter'. S'anomena així en honor al déu romà Saturnus, equivalent al déu grec Kronos (el pare tità de Zeus), al babiloni Ninurta i a l'hindú Shani.

# data[].attributes.attachment_link.readable_text
El primer meteorito metálico español. Cayó en Quesa en agosto de 1898 ante el asombro de los pastores de las inmediaciones. Con casi once kilos de peso, provocó un agujero de medio metro. El médico del pueblo recibió la piedra como regalo y la vendió a un museo de Viena, aunque también hay fragmentos en Madrid, Berlín y Chicago.

lola bernabeu valencia Mientras los hermanos Asensio en Ciudad Real sopesan la idea de vender el meteorito que utilizaban para prensar jamones, ya en 1898 un médico de la Costera vendió una roca extraterrestre al Museo de Historia Natural de Viena. El alcalde de Quesa, Jesús Requena, confirmó ayer que el meteorito caído en su localidad a finales del siglo XIX está muy presente en el imaginario colectivo y admitió que a lo largo de los últimos años se han planteado varias veces solicitar alguna de las piezas en qué está dividido para hacer una exposición temporal en el pueblo.
El alcalde, consciente de la dificultad de la tarea, afirma: "la idea casi la hemos descartado ya" pero no se rinden y han planteado como propuesta alternativa, hacer una réplica con la ayuda de las imágenes y de las piezas originales si los museos en los que están les permiten tomar referencias. A pesar de todo: "nos hace ilusión que una piedra que podemos decir que es nuestra está repartida por medio mundo: en Estados Unidos, en Austria, en España..." añade Jesús Requena, en declaraciones a Agustí Garzó.
La roca que cayó en Quesa, de casi once kilos, está dividida en seis trozos. Tres de los fragmentos, los de mayor tamaño, se encuentran en el Museo de Historia Natural de Viena, institución a la que el médico de la localidad vendió la pieza. Allí forma parte de la mayor coleccion de meteoritos del mundo. Los otros tres trozos se encuentran en Madrid, en el Museo Nacional de Ciencias Naturales, y en Chicago y Berlín.
Los investigadores españoles de finales del XIX que tuvieron acceso al meteorito, dispusieron de fragmentos muy pequeños para su estudio. En Madrid hay exactamente 8,67 gramos y un molde de escayola de la pieza principal.

La caída del meteorito
"A las nueve de la noche del día 1º de agosto de 1898, con un cielo despejado, se vió cruzar el espacio en una vasta extensión de la provincia de Valencia en dirección NE. á SO. una brillantísima ráfaga luminosa, dejando tras sí una estela brillante" según el acta redactada por el médico y catedrático de Historia Natural de la Universidad de Valencia Eduardo Boscá, en los anales de la Sociedad Española de Historia Natural.
Un meteorito de 10.670 gramos acababa de caer en las cercanías de Bodilla, en Quesa. Los pastores que trabajaban en las inmediaciones del lugar declararon que oyeron dos fuertes y simultáneas detonaciones, "parecidas a cañonazos, y luego un breve rumor como de una tormenta".
El médico de la zona, Eduardo Marín, visitó el lugar seis días más tarde y vió el agujero de medio metro de diámetro y 40 centímetros de profundidad. El señor Cucharón fue quien recogió el meteorito, y los vecinos, conocedores de los intereses y aficiones del médico, decidieron entregárselo. Marín se puso en contacto con su amigo Boscá y le contó todo lo sucedido. El catedrático había visto la noche del impacto la brillante ráfaga de luz cruzando el espacio cuando se encontraba con unos amigos en la puerta de una alquería del Cabanyal. Tras el realto del médico días más tarde, envió una nota a la Sociedad de Historia Natural y se dio comienzo así a las investigaciones.
Varios especialistas estudiaron la piedra. Boscá y el doctor Peset en Valencia, el catedrático Salvador Calderón en Madrid y el profesor alemán de Minerología E. Cohen. Las conclusiones del análisis llevaron a definir el meteorito de Quesa como una ataxita, pero según el informe de Cohen, correspondía a un grupo poco conocido y "representa una subdivisión nueva dentro de él".
Como particularidad de esta pieza se resaltó que constituye el primer caso de hierro meteórico caído en España del que se tiene noticia, ya que hasta el momento todos los meteoritos del país que poseía en aquel entonces el Museo de Ciencias de Madrid, hoy Museo Nacional de Ciencias Naturales, eran de composición pétrea. Según se insinúa en el informe de 1899 de Boscá, podría haber más fragmentos, pues unos pastores aseguraron haber oído ruidos de explosión después del primer impacto.

No existe legislación específica que indique a quién pertenecen los meteoritos

No hay leyes que impidan quedarse con algo que viene del cielo. Es imposible saber si los meteoritos que caen en España pertenecen al Estado, a la comunidad autónoma, al municipio, a los dueños de la tierra donde caen o a los que los encuentran. La ley aprobada en 2007 sobre Patrimonio Natural y Biodiversidad reconoce estas rocas extraterrestres como patrimonio geológico, pero en el articulado de dicha ley no se encuentra ninguna especificación de sanción por apropiación indebida. De esto se deduce que actualmente la propiedad privada de estas rocas del espacio y, por tanto, su compra-venta, son totalmente legales. Esta falta de regulación específica que los investigadores del CSIC achacan a un desinterés por parte de los organismos oficiales convierte al país en un paraíso para los cazameteoritos extranjeros. España no es una excepción en la falta de especificidad legal en este tema en Europa. Solo algunos países como Suiza o Dinamarca, disponen que las rocas extraterrestres que caen en su terrotorio deben entregarse al Estado.
L. BeRNABEU valencia

# data[].attributes.attachment_link.description
Mientras los hermanos Asensio en Ciudad Real sopesan la idea de vender el meteorito que utilizaban para prensar jamones, ya en 1898 un médico de la Costera vendió una roca extraterrestre al Museo de Historia Natural de Viena. El alcalde de Quesa, Jes

# data[].attributes.body
planeta mart

# data[].attributes.attachment_link.authors[].name
Colaboradores de los proyectos Wikimedia

# data[].attributes.attachment_link.title
Marte (planeta) - Wikipedia, la enciclopedia libre

# data[].attributes.attachment_link.description
«Planeta rojo» redirige aquí. Para la película de Antony Hoffman, véase Planeta rojo (película).

# data[].attributes.attachment_link.title
Planeta - Viquipèdia, l'enciclopèdia lliure

# data[].attributes.attachment_link.description
Actualment, els planetes que millor coneixem són els del nostre sistema solar que són vuit: Mercuri, Venus, la Terra, Mart, Júpiter, Saturn, Urà i Neptú. Però s'han descobert altres planetes. Es coneixen com a . Són planetes que orbiten al voltant d'altres estrelles que no són el Sol.

# data[].attributes.body
LA VIA LACTEA

# data[].attributes.attachment_link.authors[].name
Colaboradores de los proyectos Wikimedia

# data[].attributes.attachment_link.title
Vía Láctea - Wikipedia, la enciclopedia libre

# data[].attributes.attachment_link.description
Centro Galáctico de la Vía Láctea visto desde el Observatorio Paranal.

# data[].attributes.attachment_link.keywords[]
fotos astronomia sistema solar planetes satèl·lits asteroides cometes univers estrella galaxia telescopi educacio sol terra lluna mercuri venus mart jupiter saturn urà neptú plutó sedna

# data[].attributes.attachment_link.description
Nocions elementals sobre el Sistema Solar, per a estudiants, professors i curiosos. Textos senzills i fotos interessants

# data[].attributes.body
EL PLANETA MERCURIO

# data[].attributes.attachment_link.title
Mercurio (planeta) - Wikipedia, a enciclopedia libre

# data[].attributes.attachment_link.description
Xa antes da Mariner 10, sabíase que Mercurio tiña unha alta densidade. A súa densidade é de 5,44 g/cm³ e é comparable á densidade da Terra, de 5,52g/cm³. Nun estado non comprimido a densidade de Mercurio é 5,5 g/cm³ en tanto a da Terra é apenas de 4,0 g/cm³.

# data[].attributes.attachment_link.authors[].name
Colaboradores de los proyectos Wikimedia

# data[].attributes.attachment_link.title
Saturno (planeta) - Wikipedia, la enciclopedia libre

# data[].attributes.attachment_link.description
Imagen de Saturno construida a través de un mosaico de fotos tomadas en 2008 por la sonda espacial Cassini

# data[].attributes.attachment_link.readable_text
La Luna es el único satélite natural de la Tierra. Con un diámetro ecuatorial de 3474,8 km, es el quinto satélite más grande del sistema solar, mientras que en cuanto al tamaño proporcional respecto a su planeta es el satélite más grande: un cuarto del diámetro de la Tierra y 1/81 de su masa. Es, además, después de Ío, el segundo satélite más denso. Se encuentra en relación síncrona con la Tierra, siempre mostrando la misma cara hacia el planeta. El hemisferio visible está marcado con oscuros mares lunares de origen volcánico entre las brillantes montañas antiguas y los destacados astroblemas.

A pesar de ser, en apariencia, el objeto más brillante en el cielo después del Sol, su superficie es en realidad muy oscura, con una reflexión similar a la del carbón. Su prominencia en el cielo y su ciclo regular de fases han hecho de la Luna un objeto con importante influencia cultural desde la antigüedad, tanto en el lenguaje como en el calendario, el arte o la mitología. La influencia gravitatoria de la Luna produce las mareas y el aumento de la duración del día. La distancia orbital de la Luna, cerca de treinta veces el diámetro de la Tierra, hace que se vea en el cielo con el mismo tamaño que el Sol y permite que la Luna cubra exactamente al Sol en los eclipses solares totales.

La Luna es el único cuerpo celeste en el que el ser humano ha realizado un descenso tripulado. Aunque el programa Luna de la Unión Soviética fue el primero en alcanzar la Luna con una nave espacial no tripulada, el programa Apolo de Estados Unidos realizó las únicas misiones tripuladas al satélite terrestre hasta la fecha, comenzando con la primera órbita lunar tripulada por el Apolo 8 en 1968, y seis alunizajes tripulados entre 1969 y 1972, siendo el primero el Apolo 11 en 1969, y el último el Apolo 17. Estas misiones regresaron con más de 380 kg de roca lunar, que han permitido alcanzar una detallada comprensión geológica de los orígenes de la Luna -se cree que se formó hace 4 500 000 000 (cuatro mil quinientos millones) de años después de un gran impacto-, la formación de su estructura interna y su posterior historia.

En 1970 la Unión Soviética puso en la superficie el primer vehículo robótico controlado desde la Tierra: Lunojod 1. El rover fue enviando fotografías y vídeos de la superficie que recorrió (10 km.) durante casi un año.​

Desde la misión Apolo 17, en 1972, ha sido visitada únicamente por sondas espaciales no tripuladas, en particular por el astromóvil soviético Lunojod 2. Desde 2004, Japón, China, India, Estados Unidos y la Agencia Espacial Europea han enviado orbitadores. Estas naves espaciales han confirmado el descubrimiento de agua helada fijada al regolito lunar en cráteres que se encuentran en la zona de sombra permanente y están ubicados en los polos. Se han planeado futuras misiones tripuladas a la Luna, pero no se han puesto en marcha aún.

La Luna se mantiene, bajo el Tratado sobre el espacio ultraterrestre, libre para la exploración de cualquier nación con fines pacíficos.

La palabra que designa al satélite de la Tierra, "luna", procede del latín. En esta lengua era originalmente la forma femenina de un adjetivo en -no- *leuk-s-no, 'luminoso'. Por lo tanto, la palabra "luna" significa 'luminosa', 'la que ilumina'. Este adjetivo latino deriva de la raíz *lūc-/lŭc- ('brillar', 'ser luminoso'), de donde proceden igualmente luceo ('lucir'), lumen ('lumbre'), lux ('luz'), etc. A su vez, esta raíz procede de la raíz indoeuropea *leuk-, que se encuentra en otras lenguas en términos relacionados con la luz, como el griego λευκός ( leukós), 'blanco', o λύχνος ( lýjnos), 'lámpara'.​ Probablemente, el epíteto *leuksno-/ *louksno-, 'la luminosa', ya era utilizado para designar a la luna en protoindoeuropeo.

En protoindoeuropeo también existió un nombre masculino para la Luna, formado sobre la raíz *mēns-, del que se conservan formas en varias lenguas, como el griego μήν, μηνός ( mên, mēnós, 'mes'); e incluso manteniendo el sentido primitivo, como en el inglés Moon o en lenguas itálicas como el umbro (ablativo singular) "menzne" ('Luna'). En latín, esta forma *mēns- ha evolucionado semánticamente para designar el 'mes', que en origen seguía las fases de la luna. De "luna" procede el término "lunes", que en su original latino designaba al 'día de la luna' ( dies lunae).​

Asimismo, el término griego Selene (en griego antiguo Σελήνη Selênē, nombre de la diosa mitológica asociada a la Luna) ha pervivido en el español y en otros idiomas como una forma culta para expresar determinados conceptos relacionados con la Luna; como, por ejemplo: las palabras " selenografía", que designa la cartografía lunar; o " selenita", el gentilicio de los supuestos habitantes del satélite; o " selenio", elemento químico llamado así por analogía con el telurio, cuyo nombre procede de la tierra ( télos).

La Luna es un satélite excepcionalmente grande en comparación con su planeta, la Tierra: un cuarto del diámetro del planeta y 1/81 de su masa.​ Es el segundo satélite más grande del Sistema Solar en relación con el tamaño de su planeta, siendo Caronte el más grande en relación con el planeta enano Plutón. La superficie de la Luna es menos de una décima parte de la Tierra, lo que representa cerca de un cuarto del área continental de la Tierra. Sin embargo la Tierra y la Luna siguen siendo consideradas un sistema planeta-satélite, en lugar de un sistema doble planetario, ya que su baricentro, está ubicado cerca de 1700 km (aproximadamente un cuarto del radio de la Tierra) bajo la superficie de la Tierra.​

Representación gráfica de la teoría del gran impacto.

Varios mecanismos han sido propuestos para explicar la formación de la Luna hace 4527±10 millones de años. Esta edad se ha calculado según la datación del isótopo de las rocas lunares, entre 30 y 50 millones de años luego del origen del sistema solar.​ Entre ellos están: la fisión de la Luna desde la corteza terrestre debido a fuerzas centrífugas,​ que deberían haber requerido también un giro inicial de la Tierra;​ la atracción gravitacional de la Luna en estado de formación,​ que hubiera requerido una extensión inviable de la atmósfera para disipar la energía de la Luna, que se encontraba pasando;​ y la coformación de la Luna y la Tierra juntas en el disco de acreción primordial, que no explica la depleción de hierro en estado metálico.​ Estas hipótesis tampoco pueden explicar el fuerte momento angular en el sistema Tierra-Luna.​

La hipótesis general hoy en día es que el sistema Tierra-Luna se formó como resultado de un gran impacto: un cuerpo celeste del tamaño de Marte colisionó con la joven Tierra, expulsando material en órbita alrededor de esta, el cual se fusionó para formar la Luna.​ Se cree que en el Sistema Solar primitivo eran frecuentes impactos gigantescos como este. Los modelados de un gran impacto por simulaciones computacionales concuerdan con las mediciones del momento angular del sistema Tierra-Luna y el pequeño tamaño del núcleo lunar; a su vez demuestran que la mayor parte de la materia de la Luna proviene del objeto que impactó, no de la joven Tierra.​ Además, ciertos meteoritos demuestran que las composiciones isotópicas del oxígeno y el tungsteno de otros cuerpos del Sistema Solar interior tales como Marte y (4) Vesta son muy distintas de las de la Tierra, mientras que la Tierra y la Luna tienen composiciones isotópicas prácticamente idénticas. La mezcla de materia evaporada tras el impacto entre la Tierra y la Luna pudo haber equiparado las composiciones,​ aunque esto es debatido.​

La importante cantidad de energía liberada en el gran impacto y la subsecuente fusión del material en la órbita de la Tierra pudo haber derretido la capa superficial de la Tierra, formando un océano de magma.​​ La recién formada Luna pudo también haber tenido su propio océano de magma lunar; las estimaciones de su profundidad varían entre 500 km y el radio entero de la Luna.

En astronomía, una distancia lunar (LD) es la medida de la distancia desde la Tierra a la Luna. La distancia media entre la Tierra y la Luna es 384 400 kilómetros​ (1.26 segundos a velocidad de la luz). La distancia real varía a lo largo de la órbita de la Luna.

Se realizan mediciones de alta precisión de la distancia a la Luna midiendo el tiempo que tarda la luz en viajar entre las estaciones LIDAR en la Tierra y los retrorreflectores colocados en la Luna.

La Luna se aleja de la Tierra a una tasa promedio de 3,8 cm por año, como lo detectó el experimento de medición lunar láser.​​​ La tasa de la recesión se considera anormalmente alta.​ Por coincidencia, la diagonal de los cubos de los retrorreflectores en la Luna también es de 3,8 cm.​​

La primera persona que midió la distancia a la Luna fue el astrónomo y geógrafo Hiparco en el año 150 a. C., para lo que se basó en el dato del diámetro de la Tierra calculado por Eratóstenes 100 años antes, y obtuvo una distancia de 348 000 km. Para este cálculo utilizó la curvatura de la sombra que proyecta la Tierra sobre la Luna en un eclipse lunar, un método ideado por Aristarco de Samos.​ Es notable el pequeño error, dada las limitaciones de la época, que es de solamente de unos 36 000 km, lo que representa menos de 10 %.

El catálogo de objetos cercanos de la NASA incluye las distancias a la Tierra de asteroides y cometas medidas en distancias lunares.​

La Luna tarda en dar una vuelta alrededor de la Tierra 27 d 7 h 43 min si se considera el giro respecto al fondo estelar (revolución sideral), pero 29 d 12 h 44 min si se la considera respecto al Sol (revolución sinódica) y esto es porque en este lapso la Tierra ha girado alrededor del Sol (ver mes). Esta última revolución rige las fases de la Luna, eclipses y mareas lunisolares.

Revolución sinódica: es el intervalo de tiempo necesario para que la Luna vuelva a tener una posición análoga con respecto al Sol y a la Tierra. Su duración es de 29 d 12 h 44 min 2,78 s. También se le denomina lunación o mes lunar.

Revolución sideral: es el intervalo de tiempo que le toma a la Luna volver a tener una posición análoga con respecto a las estrellas. Su duración es de 27 d 7 h 43 min 11,5 s.

Revolución trópica: es el lapso necesario para que la Luna vuelva a tener igual longitud celeste. Su duración es de 27 d 7 h 43 min 4,7 s.

Revolución draconítica: es el tiempo que tarda la Luna en pasar dos veces consecutivas por el nodo ascendente. Su duración es de 27 d 5 h 5 min 36 s.

Revolución anomalística: es el intervalo de tiempo que transcurre entre 2 pasos consecutivos de la Luna por el perigeo. Su duración es de 27 d 13 h 18 min 33 s.

Fases de la Luna vistas desde el hemisferio norte (desde el hemisferio sur su orden es inverso).

El hecho de que la Luna salga aproximadamente una hora más tarde cada día se explica conociendo la órbita de la Luna alrededor de la Tierra. La Luna completa una vuelta alrededor de la Tierra aproximadamente en unos 28 días. Si la Tierra no rotase sobre su propio eje, sería muy fácil detectar el movimiento de la Luna en su órbita. Este movimiento hace que la Luna avance alrededor de 12° en el cielo cada día. Si la Tierra no rotara, lo que se vería sería la Luna cruzando la bóveda celeste de oeste a este durante dos semanas, y luego estaría dos semanas ausente (durante las cuales la Luna sería visible en el lado opuesto del Globo).

Sin embargo, la Tierra completa un giro cada día (la dirección de giro es también hacia el este). Así, cada día le lleva a la Tierra alrededor de 50 minutos más para estar de frente con la Luna nuevamente (lo cual significa que se puede ver la Luna en el cielo). El giro de la Tierra y el movimiento orbital de la Luna se combinan, de tal forma que la salida de la Luna se retrasa del orden de 50 minutos cada día.

Teniendo en cuenta que la Luna tarda aproximadamente 28 días en completar su órbita alrededor de la Tierra, y esta tarda 24 horas en completar una revolución alrededor de su eje, es sencillo calcular el "retraso" diario de la Luna.

Mientras que en 24 horas la Tierra habrá realizado una revolución completa, la Luna solo habrá recorrido un 1/28 de su órbita alrededor de la Tierra, lo cual expresado en grados de arco da:

Si ahora se calcula el tiempo que la Tierra en su rotación tarda en recorrer este arco,

da los aproximadamente 50 minutos que la Luna retrasa su salida cada día.

Para notar el movimiento de la Luna en su órbita, hay que tener en cuenta su ubicación en el momento de la puesta de Sol durante algunos días. Su movimiento orbital la llevará a un punto más hacia el este en el cielo en el crepúsculo cada día.

La Luna gira sobre un eje de rotación que tiene una inclinación de 88,3° con respecto al plano de la eclíptica de la Tierra, por tanto casi perpendicular. Dado que la duración de los dos movimientos es la misma, la Luna presenta a la Tierra constantemente el mismo hemisferio. La Luna tarda 27,32 días en dar una vuelta sobre sí misma.

Al desplazarse en torno del Sol, la Tierra arrastra a su satélite y la forma de la trayectoria que esta describe es una curva de tal naturaleza que dirige siempre su concavidad hacia el Sol.

La velocidad con que la Luna se desplaza en su órbita alrededor de la Tierra es de 1 km/s.

Debido a la excentricidad de la órbita lunar, la inclinación del eje de rotación de la Luna con respecto al plano de la eclíptica y al movimiento de rotación de la Tierra en el curso de una revolución sideral, se logra ver, desde la Tierra, un 59 % de la superficie de la Luna -en vez del 50 %-, como si estuviese animado de ligeros balanceos de este a oeste y de norte a sur. Estos movimientos aparentes se conocen con el nombre de libraciones.

Se debe a que el movimiento de rotación de la Luna es uniforme mientras que su velocidad angular no lo es. Es máxima en el perigeo y mínima en el apogeo. Debido a esa Libración el satélite tiene un balanceo de oriente a poniente, gracias al cual se logra ver la superficie convexa correspondiente a la de un huso de 7°.

Es debido a la inclinación del eje de rotación de la Luna con respecto al plano de su órbita y a la eclíptica. Dicho eje forma un ángulo de 88° 30′ con el plano de la eclíptica y como el de la órbita lunar es de 5° con respecto a la eclíptica, entonces el ángulo formado con el eje de rotación de la Luna con el plano de su órbita es de 6° 30′. Por lo tanto, no solo pueden verse el polo norte y el polo sur de la Luna sino que se logra ver 6° 30′ más allá del polo sur. Esta libración es una especie de cabeceo de norte a sur en un tiempo que no es igual a una revolución sideral pues es de 27,2 días.

Se debe al hecho de que el radio terrestre no es despreciable con respecto a la distancia a la Luna. El valor de esta libración es de casi un grado, valor aproximado a su grado de paralaje.

La Luna por su tamaño es el quinto satélite del Sistema Solar. No obstante si se adopta como criterio de comparación el cociente de masas con su planeta resulta que Ganímedes es 1/12500 la masa de Júpiter, Titán es 1/4700 la masa de Saturno y la Luna es 1/81,3 la masa de la Tierra. De esta manera se podría considerar el sistema Tierra-Luna como un sistema binario.

Es la denominación que algunos científicos dan al sistema Tierra-Luna debido al desmesurado tamaño que presenta el satélite con relación al planeta, de solamente 81 veces menor masa y únicamente 3,6 veces menor de diámetro (si el planeta fuese del tamaño de una pelota de baloncesto, la Luna sería como una pelota de tenis).

Esta afirmación se apoya en las relaciones existentes entre los distintos planetas del Sistema Solar y sus satélites, variando estas entre las 3,6/1 veces menor de la Luna y las 8924/1 del satélite XIII Leda con relación a Júpiter.

Otras relaciones son: V Miranda 105/1 con relación a Urano, II Deimos 566/1 con relación a Marte o I Ío de 39/1 con relación a Júpiter.

También se apoya esta denominación en la inexistencia de más satélites naturales que orbiten a la Tierra, pues lo habitual es que no exista ninguno (caso de Mercurio o Venus) o que existan multitud de ellos como sucede en los planetas del tipo joviano.

Así, cuando se dice que la Tierra describe una elipse en torno al Sol, en realidad se debe decir que la órbita la describe el centro del sistema Tierra-Luna. Ambos astros, unidos por un eje invisible, forman algo así como una haltera disimétrica que gira en torno a su centro de gravedad.

Debido a que la masa de la Tierra es muy superior a la de la Luna, ese centro, denominado baricentro, que divide a la masa común en dos partes iguales, está situado en el interior del globo terrestre, a unos 4683 km de su centro. Así, 26 veces al año, la Luna pasa alternativamente de uno al otro lado de la órbita terrestre.

De esas consideraciones, se desprende que los movimientos de la Luna son mucho más complejos de lo que se supone, siendo necesario para determinar con exactitud los movimientos reales de la Luna tener en cuenta nada menos que 1.475 irregularidades en los movimientos lunares diferentes y que incluyen las perturbaciones de su órbita debidas a la atracción ejercida por los demás astros del sistema solar, especialmente Venus (el más cercano) y Júpiter (el de mayor masa), así como entre otros la aceleración secular del movimiento de la Luna.

La Luna describe alrededor de la Tierra una trayectoria elíptica de baja excentricidad, a una distancia media de 384 400 kilómetros y en el mismo sentido (antihorario) al movimiento de traslación terrestre alrededor del Sol. La distancia entre la Tierra y su satélite natural varía, así como también lo hace la velocidad en la órbita.​

Dado que la rotación lunar es uniforme y su traslación no, pues sigue las leyes de Kepler, se produce una Libración en longitud que permite ver un poco más de la superficie lunar al Este y al oeste, que de no ser así no se vería. El plano de la órbita lunar está inclinado respecto a la eclíptica unos 5° por lo que se produce una Libración en latitud que permite ver alternativamente un poco más allá del polo norte o del polo sur de la Luna. Por ambos movimientos el total de superficie lunar vista desde la Tierra alcanza un 59 % del total. Cada vez que la Luna cruza la eclíptica, si la Tierra y el Sol están sensiblemente alineados ( luna llena o luna nueva) se producirá un eclipse lunar o un eclipse solar.

Asimismo, la Luna se aleja unos cuatro centímetros al año de la Tierra,​ a la vez que va frenando la rotación terrestre -lo que hará que en un futuro lejano los eclipses totales de Sol dejen de producirse al no tener la Luna suficiente tamaño como para tapar completamente el disco solar-. En teoría, dicha separación debería prolongarse hasta que la Luna tardara 47 días en completar una órbita alrededor de nuestro planeta, momento en el cual nuestro planeta tardaría 47 días en completar una rotación alrededor de su eje, de modo similar a lo que ocurre en el sistema Plutón-Caronte. Sin embargo, la evolución futura de nuestro Sol puede trastocar este proceso. Es posible que al convertirse nuestra estrella en una gigante roja dentro de varios miles de millones de años, la proximidad de su superficie al sistema Tierra-Luna haga que la órbita lunar se vaya cerrando hasta que la Luna esté a alrededor de 18 000 kilómetros de la Tierra -el límite de Roche-, momento en el cual la gravedad terrestre destruirá la Luna convirtiéndola en unos anillos similares a los de Saturno. De todas formas, el fin del sistema Tierra-Luna es incierto y depende de la masa que pierda el Sol en esos estadios finales de su evolución.​

Un estudio de la Agencia Espacial Europea realizado en 2019, con datos recopilados por el observatorio SOHO, establece que la Luna orbita dentro de la atmósfera terrestre pues la región más distante de esta se extiende más allá de la órbita de la Luna y tiene un radio de 630 000 km, 50 veces el diámetro de la Tierra.​

Un eclipse lunar es un evento astronómico que sucede cuando la Tierra se interpone entre el Sol y la Luna, generando un cono de sombra que oscurece a la Luna. El diámetro del Sol es 400 veces más grande que el de la Luna, pero también está 400 veces más lejos, de modo que ambos abarcan aproximadamente el mismo ángulo sólido para un observador situado en la Tierra. La Luna en un eclipse lunar puede contener hasta tres veces su diámetro dentro del cono de sombra causado por la Tierra. Los eclipses lunares se clasifican en 3 tipos. Estos sonː

1. Penumbralesː la luna llena pasa solamente por la zona de la penumbra del cono de sombra terrestre. Su luminosidad relativa muy poco, por lo tanto no se percibe una vista simple.

2. Parcialesː la luna llena no entra completamente en el cono de sombra de la Tierra, es decir parte queda en la penumbra y parte en la umbra, será entonces parcial.

3. Totalesː la luna llena entra completamente en el cono de sombra terrestre adquiriendo distintos colores desde un amarillento, anaranjado, cobrizo suave hasta uno oscuro.

Por el contrario, en un eclipse solar, la silueta oscura de la Luna oscurece por completo la brillante del Sol (eclipse total) y en determinada parte de su órbita, cuando está más distante, no llega a ocultarlo del todo, dejando una franja anular (eclipse anular) o no está exactamente en línea con la Tierra y la Luna solo oscurece parcialmente al Sol (eclipse parcial).

La complejidad del movimiento lunar dificulta el cálculo de los eclipses y se debe tener presente la periodicidad con que estos se producen (Periodo Saros).

Eclipse lunar de diciembre del 2009 con una Luna azul.

En realidad, la Luna no gira en torno a la Tierra, sino que la Tierra y la Luna giran en torno al centro de masas de ambos. Sin embargo, al ser la Tierra un cuerpo grande, la gravedad que sobre ella ejerce la Luna es distinta en cada punto.

En el punto más próximo es mucho mayor que en el centro de masas de la Tierra, y mayor en este que en el punto más alejado de la Luna.

Así, mientras la Tierra gira en torno al centro de gravedad del sistema Tierra-Luna, aparece a la vez una fuerza que intenta deformarla, dándole el aspecto de un huevo.

Este fenómeno se llama gradiente gravitatorio, el cual produce las mareas.

Al ser la Tierra sólida la deformación afecta más a las aguas y a la atmósfera y es lo que da el efecto de que suban y bajen dos veces al día (sube en los puntos más cercano y más alejado de la Luna).

Un efecto asociado es que las mareas frenan a la Tierra en su rotación (pierde energía debido a la fricción de los océanos con el fondo del mar), y dado que el sistema Tierra-Luna tiene que conservar el momento angular, la Luna lo compensa alejándose, actualmente, 38 mm​ cada año, como han demostrado las mediciones láser de la distancia, posibles gracias a los retrorreflectores que los astronautas dejaron en la Luna.

Hasta el año 2009 se debatió en la comunidad científica la posible existencia de agua en la Luna. El ambiente selenita hace casi imposible la presencia de agua: a no ser en forma cristalizada microscópica en las rocas, la existencia de agua líquida es prácticamente imposible, ya que en la mayor parte de la superficie lunar, por momentos la temperatura asciende mucho.

Esto y la falta de una atmósfera implican que toda agua expuesta al ambiente lunar típico se sublime y que sus moléculas se fuguen al espacio. Sin embargo dos descubrimientos, uno en 1996 por parte de la sonda Clementine,​ y otro en 1998 debido al Lunar Prospector detectaron imprevistas presencias de hidrógeno en los polos lunares.​

Una hipótesis para explicar tal fenómeno es que ese hidrógeno esté en forma de agua y que algunos cometas, al impactar en las zonas polares, puedan haber creado cráteres donde no llega la luz solar. En tales cráteres quizás pudiera encontrarse agua congelada de origen cometario (es decir: agua exógena). En el interior de los cráteres polares nunca llega la luz solar, permanecen en una eterna oscuridad y jamás suben de los −240 °C. En estas gélidas oquedades hay agua congelada o un compuesto con hidrógeno como el metano (CH ₄). El 24 de septiembre de 2009, la India informó que su primera nave de exploración lunar la Chandrayaan-1 utilizando el Moon Mineralogy Mapper (Trazador Mineralógico Lunar) de la NASA, ha encontrado evidencias de una importante cantidad de agua endógena (no procedente de otros astros) por debajo de la superficie de la Luna, tal agua sería en gran parte producto de las reacciones químicas desencadenadas por las fuertes radiaciones que el mencionado satélite recibe, más concretamente: el viento solar durante el día lunar haría que los iones de hidrógeno presentes en los materiales superficiales selenitas originen hidróxilo (OH) y agua (H ₂O),​ en cuanto al posible hielo lunar algunos científicos sugieren que pudiera haber hasta 300 millones de toneladas en los cráteres polares que nunca reciben luz ni calor solar.​​​

Descubrimiento de agua en la Luna

El 13 de noviembre de 2009, la Agencia espacial de Estados Unidos NASA anunció el hallazgo de agua en la Luna. Cuando, el 9 de octubre, la NASA estrelló la sonda LCROSS y su impulsor Centauro en el fondo del cráter Cabeus en el polo sur de la Luna, en una operación que buscaba confirmar la presencia de agua en el satélite natural de la Tierra, se produjo una colisión que levantó una columna de material desde el fondo de un cráter que no ha recibido la luz del Sol en miles de millones de años.

El agua que se levantó por el impacto de la sonda podría llenar una docena de baldes de ocho litros, dijo el científico Anthony Colaprete. Los datos preliminares obtenidos del análisis de esos materiales "indican que la misión descubrió, exitosamente, agua [...] y este descubrimiento abre un nuevo capítulo en nuestro conocimiento de la Luna", afirmó la NASA.

"La concentración y distribución de agua y de otras sustancias requieren más análisis, pero podemos decir con seguridad que (el cráter) Cabeus contiene agua", afirmó Colaprete.​

En octubre de 2020, la NASA reveló que el observatorio SOFIA había logrado detectar la presencia de moléculas de agua -en forma de pequeños depósitos situados entre el terreno o atrapados en cristales- en el cráter lunar Clavius. El telescopio captó luz infrarroja en una longitud de onda que solo puede emitir el agua y el descubrimiento, que confirma la presencia de este elemento en el área iluminada de la Luna, fue publicado en Nature Astronomy. Otro estudio dado a conocer en la misma revista afirma que los depósitos fríos de agua (en zonas donde no llega la luz del Sol) de este satélite ocuparían unos 40 000 kilómetros cuadrados.​

La Luna tiene una atmósfera insignificante debido a su baja gravedad y ausencia de campo electromagnético, incapaz de retener moléculas de gas en su superficie. La totalidad de su composición aún se desconoce. El programa Apolo identificó átomos de helio y argón, y más tarde (en 1988), observaciones desde la Tierra añadieron iones de sodio y potasio. La mayor parte de los gases en su superficie provienen de su interior.

La ausencia prácticamente total de atmósfera en nuestro satélite obliga a los astronautas a disponer de equipos autónomos de suministro de gases, conocidos como P.L.S.S. en sus paseos por la superficie. Asimismo, al no existir un manto protector, las radiaciones ultravioleta y los rayos gamma emitidos por el Sol bombardean la superficie lunar, siendo necesario contar con trajes protectores especiales que eviten sus efectos nocivos.

Para la tenue atmósfera lunar cualquier pequeño cambio puede ser importante. La sola presencia de los astronautas altera localmente su presión y su composición al enriquecerla con los gases espirados por ellos y por los que se escapan del módulo lunar cada vez que se efectúa una EVA. Existe el temor de que los gases emitidos por las naves que en la década del setenta alunizaron en la Luna hayan creado una polución o contaminación de igual masa a la de su atmósfera nativa. Aunque estos gases ya deben haber desaparecido en su mayoría, aún hay una preocupación de que queden restos que impidan investigar sobre la atmósfera real de la Luna.

La atmósfera lunar recibe también aportaciones de partículas solares durante el día, que cesa al llegar la noche. Durante la noche lunar, la presión puede bajar hasta no ser más que de dos billonésimas partes de la atmósfera terrestre, subiendo durante el día hasta las ocho billonésimas partes, demostrando así que la atmósfera lunar no es una atmósfera permanente, sino una concentración de partículas dependiente del medio exolunar.

La ionosfera que rodea a nuestro satélite se diferencia de la terrestre en el escaso número de partículas ionizadas, así como de la presencia de electrones poco energéticos que, arrancados del suelo de la Luna, son emitidos al espacio por el impacto de los rayos solares. Actualmente, se ha podido determinar la existencia de una cola de sodio compuesta por vapores que se desprenden de nuestro satélite de forma similar a como lo hacen los gases de los cometas.

La ausencia de aire, y en consecuencia de vientos, impide que se erosione la superficie y que transporte tierra y arena, alisando y cubriendo sus irregularidades. Debido a la ausencia de aire no se transmite el sonido. La falta de atmósfera también significa que la superficie de la Luna no tenga ninguna protección con respecto al bombardeo esporádico de cometas y asteroides. Además, una vez que se producen los impactos de estos, los cráteres que resultan prácticamente no se degradan a través del tiempo por la falta de erosión.

Al descubrir que la composición de la Luna era la misma que la de la superficie terrestre se supuso que su origen tenía que venir de la propia Tierra. Un cuerpo tan grande en relación con nuestro planeta difícilmente podía haber sido capturado ni tampoco era probable que se hubiese formado junto a la Tierra. Así, la mejor explicación de la formación de la Luna es que esta se originó a partir de los pedazos que quedaron tras una cataclísmica colisión con un protoplaneta del tamaño de Marte en los albores del Sistema Solar ( hipótesis del gran impacto). Esta teoría también explica la gran inclinación axial del eje de rotación terrestre que habría sido provocada por el impacto. En 2018, un estudio de las universidades de California Davis y de Harvard ofreció una versión en la que la Luna hubiera surgido en el interior de la Tierra, cuando nuestro planeta era una hirviente nube de roca vaporizada girando alrededor de sí misma.​

Recientemente, sin embargo, los datos enviados por la sonda japonesa SELENE han mostrado que dicho vulcanismo ha durado más de lo que se pensaba, habiendo acabado en la cara oculta hace 2 500 000 000 (dos mil quinientos millones) de años.​

La X lunar a través de un telescopio refractor de 60 mm

Como circunstancia particular, cuando la Luna está muy próxima a la fase de cuarto creciente, el juego de luces y sombras en la zona del terminador hace que se vea una zona iluminada con forma de X en la Luna.

Impactos meteoríticos sobre la superficie lunar

Alrededor de 1830, los principales selenógrafos (como el astrónomo alemán Johann Heinrich von Mädler) habían llegado a la conclusión de que el satélite no contiene ni atmósfera ni agua, y de que el relieve de la Luna no cambia. Sin embargo, siendo esto cierto en líneas generales a corto plazo (por la ausencia actual de fenómenos de vulcanismo, hidrológicos o atmosféricos en condiciones de modelar la superficie lunar), la falta de atmósfera no mitiga los impactos meteoríticos, lo que por simple acumulación en espacios de tiempo a escala geológica, implica un efecto considerable sobre su relieve (prueba de ello son los numerosísimos cráteres de impacto que cubren su superficie).

De hecho, hay algunas evidencias históricas acerca de impactos meteoríticos sobre la luna:

El 18 de junio de 1178, el monje británico Gervasio de Canterbury observó el impacto de un asteroide en la luna creciente, hecho que figura reflejado en las crónicas de la catedral de Canterbury.

En 1866, el astrónomo irlandés John Birmingham escribió un ensayo sobre la desaparición de un cráter en la superficie de la luna y la subsiguiente aparición de una vasta nube luminosa en su lugar.

El 17 de marzo de 2013, un meteoroide del tamaño de una roca pequeña impactó sobre la superficie lunar en el Mare Imbrium y provocó una explosión diez veces más brillante que las observadas hasta ese momento.​

El 11 de septiembre de 2013, un meteoroide con un diámetro comprendido entre los 0,6 y los 1,4 metros y un peso de 400 kg colisionó en el Mare Nubium (Mar de las Nubes) a unos 65 000 km/h, provocando la explosión lunar más brillante registrada hasta ahora.​

La Luna en distintos calendarios

La palabra inglesa para mes, month, proviene de moonth, una forma sajona primitiva para lunación (la palabra moon significa 'Luna', en inglés), debido al primitivo uso de un calendario lunar en la cultura sajona. De forma similar, el nombre neerlandés de la Luna es maan, y la palabra neerlandesa para "mes" es maand.

En castellano el primer día de la semana, "lunes", tiene su raíz en el "día de la Luna" (Dies lunae, en latín). Esto se puede ver también en el idioma inglés, en que monday viene de moon day, en italiano -Lunedi-, en francés donde se llama Lundi, en alemán Montag, en japonés 月曜日 Getsuyôbi (月 es luna) y en neerlandés donde se llama Maandag. (Ver semana.)

En el idioma turco, la palabra Ay ('mes') también significa 'luna'. El origen de esta coincidencia es el hecho de que el musulmán es un calendario lunar.

En los idiomas chino y japonés las palabras 'luna' y 'mes' se escriben con el mismo carácter: 月 (lo que se conoce como kanji en japonés o hanzi en chino), debido a que ambas culturas emplean calendarios lunares.

En el idioma coreano las palabras 'luna' y 'mes' se escriben con el mismo carácter: 달 (lo que se conoce como hangul), debido a que la cultura emplea calendario lunar.

Desde tiempos inmemoriales la Luna sorprendió a la humanidad con su gran tamaño, sus ciclos orbitales y sus fases. Fue uno de los dos cuerpos más importantes junto con el Sol y su periodicidad sirvió como calendario en muchas culturas. En Irlanda se ha encontrado una roca de hace 5000 años que parece ser la representación más temprana de la Luna descubierta hasta la fecha.

En la Edad Media, antes de la invención del telescopio, cada vez más gente fue reconociendo que la Luna era una esfera ya que se creía que tenía que ser "perfectamente lisa".

En 1609, Galileo Galilei observó por primera vez la Luna con telescopio y afirmó, en su libro Sidereus Nuncius (El mensajero celeste), que no era lisa ya que tenía cráteres. Más tarde, también en el siglo XVII, Giovanni Battista Riccioli y Francesco Maria Grimaldi trazaron un mapa de la Luna y dieron nombre a muchos de esos cráteres, nombres que se mantienen hoy día.

Aldrin pone la bandera de Estados Unidos en la superficie lunar.

El Programa Luna de la antigua Unión Soviética (1959-1976) tuvo por objetivo llegar con naves no tripuladas a la Luna. El Luna 3 logró fotografiar la cara oculta, Luna 9 logró posarse suavemente, y Luna 10 orbitó por primera vez la Luna. Dos vehículos Lunojod lograron posarse y moverse por su superficie y tras el alunizaje del Apolo 11 tripulado, las naves Luna 16, Luna 20 y Luna 24 trajeron unos 300 gramos de polvo lunar a la Tierra.

El programa Ranger estadounidense (1961-1965) lanzó directamente contra la Luna una serie de naves de reconocimiento fotográfico. Solamente Ranger 7, 8 y 9 lograron su objetivo. El programa Lunar Orbiter puso cinco naves no tripuladas en órbita lunar entre los años 1966-1967 para cartografiarla y ayudar al Programa Apolo para poner una persona en la Luna, hito histórico que se logró con la llegada del Apolo 11 el 20 de julio de 1969 y que se retransmitió a todo el planeta desde las diferentes instalaciones de la Red del Espacio Profundo. El MDSCC en Robledo de Chavela ( Madrid, España) perteneciente a ella, sirvió de apoyo durante todo el viaje de ida y vuelta.​​ Al programa Ranger le sucedió el programa Surveyor que tras el Luna 9 logró alunizajes suaves de naves no tripuladas.

Las naves estadounidenses Clementine y Lunar Prospector, las japonesas Hiten y Selene, la europea Smart 1, la china Chang'e 1 y la india Chandrayaan-1 representaron una vuelta a la Luna, abandonada desde 1973. Su misión fue detectar la presencia de vapor de agua mezclado con polvo lunar y procedente de cometas que se han estrellado cerca de los polos lunares en cráteres donde nunca son iluminados por el Sol.

En septiembre de 2009, se anunció que la sonda india Chandrayaan-1, que orbitaba la Luna, detectó finas películas de agua en la superficie.​

Las distintas formas que adopta la luna durante su ciclo de 28 días (especialmente la reconocible silueta que recuerda a una letra "C" denominada menguante) tienen una amplia presencia en diversas manifestaciones, que abarcan desde la mitología hasta el arte, pasando por la heráldica o su asociación simbólica con el islam. Esta última vinculación (especialmente a los ojos de los no musulmanes) tiene su origen en el siglo XVI, cuando el creciente fue adoptado por los turcos como símbolo heráldico, y no adquiriría su actual connotación como símbolo religioso hasta mucho tiempo después.​ Su presencia es habitual en las agujas de las mezquitas, y forma parte de la bandera de algunos países (generalmente de tradición islámica). Por lo expuesto al principio de este párrafo, se dice en España que la luna es muy mentirosa, porque cuando está en forma de "C", no está en fase Creciente, sino Menguante.

En heráldica, el creciente puede adquirir distintas denominaciones según esté orientado; la silueta formada por cuatro crecientes enlazados (que recuerda a un trébol de cuatro hojas) se denomina "lunel".​

Su presencia en el arte se remonta a la época de las pinturas rupestres (con ejemplos en Tassili n'Ajjer, Argelia)​ y su aparición es omnipresente en todas las culturas de la antigüedad, desde Egipto hasta Roma. Las artes plásticas (desde las ilustraciones literarias hasta el cine), han producido numerosas imágenes más o menos antropomórficas de la Luna, algunas de ellas convertidas en auténticos iconos de la cultura del siglo XX (como las históricas imágenes de la película de 1902 Viaje a la Luna, obra de Georges Méliès).

Por último, como ejemplo de los variados usos que se dan a la silueta del creciente, cabe recordar la relación de la forma del cruasán con la media luna, circunstancia ligada con el sitio de Viena por las tropas turcas en 1683.​

Las actividades que afectan de forma directa al espacio exterior (en el que se incluye la Luna) están reguladas por un tratado internacional firmado inicialmente en 1967 por Estados Unidos, el Reino Unido y la Unión Soviética. En 2015, 103 países son parte del tratado, mientras que otros 89 han firmado el acuerdo pero todavía no lo han ratificado.

Sin embargo, este hecho no ha evitado que hayan surgido algunas iniciativas de legitimidad legal más que dudosa, que periódicamente reclaman ante instancias oficiales la propiedad de la Luna, y que son reflejadas por los diarios por su llamativo carácter anecdótico:

En 1953, el abogado chileno Jenaro Gajardo Vera registró la propiedad de la Luna pagando 42 000 pesos de la época, y la escritura se hizo oficial el 25 de septiembre de 1954 en el Conservador de Bienes Raíces de la ciudad de Talca. La historia de que el presidente Richard Nixon cumplió la formalidad de pedirle permiso para el alunizaje del Apolo 11 en 1969 se ha convertido en un falso mito popular asociado a la historia original.​

En 1980, con posterioridad a la firma del tratado internacional, el estadounidense Dennis Hope formalizó de nuevo en una oficina del registro de San Francisco la "compra" de la Luna, dedicándose desde entonces a vender "parcelas" en suelo lunar.​

Efecto lunar

Se denomina con este nombre a la extendida creencia de que los ciclos de la Luna tienen alguna influencia en el comportamiento humano. Sin embargo, no hay evidencias científicas con relevancia estadística que confirmen mínimamente esta aseveración. Ni siquiera el ciclo menstrual humano (cuya duración de 28 días coincide sensiblemente con el ciclo lunar), presenta la menor correlación estadística en su distribución en la población femenina con las fases de la Luna.​ En esta misma línea, también se han difundido disciplinas como la agricultura biodinámica, que pretenden obtener supuestos beneficios en las cosechas coordinando los momentos de plantación o de recolección con determinadas fases de la Luna.

Se ha confirmado científicamente, después de muchísimos años de especulaciones al respecto, que hay una correlación entre las fases de la luna y los ritmos biológicos del ser humano durante el sueño. Un grupo de científicos suizos observó que, alrededor de la luna llena, las ondas delta del electroencefalograma se reducían un 30 por ciento durante el sueño NMOR, un indicador del sueño profundo, por lo que los participantes tardaron cinco minutos más en conciliar el sueño y, en general, durmieron veinte minutos menos. Los participantes voluntarios sintieron que durmieron mal ( calidad subjetiva del sueño) durante la luna llena, fase durante la cual se observaron en ellos niveles menores de melatonina, hormona que regula los ciclos de sueño-vigilia. Se trata quizá de un ritmo circalunar que ha quedado como vestigio de la antigüedad, "cuando la luna era responsable de la sincronización del comportamiento humano". Se considera que esta es la primera evidencia fiable de que un ritmo lunar puede modular la estructura del sueño en los seres humanos cuando se mide en las condiciones altamente controladas de un protocolo de estudio de laboratorio circadiano sin la presencia de las claves del tiempo.​​​

1. Roberts, Edward A. (1996). Diccionario etimológico indoeuropeo de la lengua española. Madrid: Alianza Editorial. p. 98. .

2. Ernout, A. y Meillet, A. 1951 [3.ª ed.] Dictionnaire etymologique de la langue latine. París, Klincksieck.

3. Spudis, P.D. (2004). "Moon". World Book Online Reference Center, NASA. Archivado desde el original el 17 de abril de 2007.

4. "Planet Definition Questions & Answers Sheet". International Astronomical Union. 2006. Archivado desde el original el 14 de abril de 2010.

5. Kleine, T.; Palme, H.; Mezger, K.; Halliday, A.N. (2005). "Hf-W Chronometry of Lunar Metals and the Age and Early Differentiation of the Moon". 310 (5754): 1671-1674. . doi:10.1126/science.1118842.

6. Canup, R.; Asphaug, E. (2001). "Origin of the Moon in a giant impact near the end of the Earth's formation". Nature 412 (6848): 708-712. . .

7. Pahlevan, Kaveh; Stevenson, David J. (2007). "Equilibration in the aftermath of the lunar-forming giant impact". Earth and Planetary Science Letters 262 (3-4): 438-449. doi:10.1016/j.epsl.2007.07.055.

8. Nield, Ted (2009). "Moonwalk (summary of meeting at Meteoritical Society's 72nd Annual Meeting, Nancy, France)". Geoscientist 19: 8. Archivado desde el original el 27 de septiembre de 2012.

9. NASA Staff (10 de mayo de 2011). ""Solar System Exploration - Earth's Moon: Facts & Figures". NASA. Archivado desde el original el 7 de noviembre de 2011.

10. "Curious About Astronomy: Is the Moon moving away from the Earth? When was this discovered?". web.archive.org. 22 de agosto de 2014. Archivado desde el original el 22 de agosto de 2014.

11. C.D. Murray & S.F. Dermott (1999). Solar System Dynamics. Cambridge University Press. p. 184.

12. Bills, B.G., and Ray, R.D. (1999), "Lunar Orbital Evolution: A Synthesis of Recent Results", Geophysical Research Letters 26 (19): 3045-3048, doi:10.1029/1999GL008348, archivado desde el original el 22 de enero de 2012.

13. Asimov, Isaac (1993). "Nacimiento del universo". Nueva guía de la ciencia. aproximadamente en el sitio 3,92% del libro.

14. "What is a blue moon?" Archivado el 7 de septiembre de 2012 en Wayback Machine., artículo en Farmers' Almanac. Consultado el 31 de agosto de 2012.

15. Chapront, J.; Chapront-Touzé, M.; Francou, G. (2002). "A new determination of lunar orbital parameters, precession constant and tidal acceleration from LLR measurements". Astronomy and Astrophysics (en inglés) 387 (2): 700-709. Bibcode:2002A&A...387..700C. doi:10.1051/0004-6361:20020420.

16. "¡Eureka! Encontrado hielo en los polos de la Luna (texto en inglés informe de la NASA)|24-04-2006". Archivado desde el original el 6 de agosto de 2013.

17. "India's lunar mission finds evidence of water on the Moon - Times Online" (en inglés).

18. "Copia archivada". Archivado desde el original el 27 de septiembre de 2009. Water Molecules Found on the Moon Nasa

19. Nuño Domínguez (26 de octubre de 2020). "La NASA confirma que hay agua en la Luna". elpais.com.

20. "La Revista: El hombre que pisó la Luna: Cuatro españoles en el Apolo XI", El Mundo, 31 de enero de 2000

21. "Sin las vitales comunicaciones mantenidas entre el Apolo XI y la estación madrileña de Robledo de Chavela, nuestro aterrizaje en la Luna no habría sido posible", afirmó Neil Armstrong. Andrés Campos,"Reportaje: Excursiones: Ascensión a la Almenara: "La primera piedra"", El País, 24 de febrero de 1995.

22. Ver en diccionario alemán de Jacob Grimm y Wilhelm Grimm, (Deutsches Wörterbuch von Jacob Grimm und Wilhelm Grimm) [1] Archivado el 3 de marzo de 2016 en Wayback Machine.

23. Chulder, Eric. "Moonstruck! Does the full moon influence behavior?". En University of Washington, ed. Neuroscience for Kids (en inglés).

24. Cajochen, Ch., Altanay-Ekici, S., Münch, M., Frey, S., Knoblauch, V., y Wirz-Justice, A. (2013). Evidence that the human cycle influences human sleep. Current Biology, Jul 25, 1485-1488. Consultado 21 de agosto 2013 (en inglés)

Comellas, José Luis. (1996). Guía del Firmamento. "Sexta edición". Editorial Rialp. ISBN 84-321-1976-8. (Contiene información muy completa de la Luna).

Chong, S. M.; Lim, A. C. H.; Ang, P. S. (2003). Atlas fotográfico de la Luna. Cambridge University Press. ISBN 84-8323-351-7. (Recomendable para observadores aficionados de la Luna).

Comas Solá, José. (1975). Astronomía, Capítulo VIII: La Luna. Ramón Sopena. ISBN 84-303-0169-0.

Artola, Ricardo. (1999). La conquista de la Luna. Espasa.

Violat Bordonau, José Carlos; Violat Bordonau, Francisco. (2019). Glosario Selenográfico. Amazon. ISBN 978-1726-721-85-1.

Rükl, Antonin. (1991). Atlas of the Moon. Paul Hamlyn Publishing. ISBN 0-600-57190-4. (El libro más recomendable para observadores aficionados que desean conocer la cartografía lunar).

Ben Bussey y Paul Spudis. (2004). The Clementine Atlas of the Moon. Cambridge University Press. ISBN 0-521-81528-2.

Patrick Moore. (2001). On the Moon, Sterling Publishing Co. ISBN 0-304-35469-4.

Paul D. Spudis. (1996). The Once and Future Moon. Smithsonian Institution Press. ISBN 1-56098-634-4.

Calendarios lunares

Información científica

Misiones espaciales lunares

# data[].attributes.attachment_link.description
La Luna es el único satélite natural de la Tierra. Con un diámetro ecuatorial de 3474,8 km, es el quinto satélite más grande del sistema solar, mientras que en cuanto al tamaño proporcional respecto a su planeta es el satélite más grande: un cuarto del diámetro de la Tierra y 1/81 de su masa.

# data[].attributes.attachment_link.title
Fase lunar - Wikipedia, la enciclopedia libre

# data[].attributes.attachment_link.description
Las fases lunares (o fases de la Luna ) se refieren al cambio aparente de la parte visible iluminada del satélite debido a su cambio de posición respecto a la Tierra y el Sol.

# data[].attributes.attachment_link.readable_text
La disolución de micropartículas de disulfuro de hierro habría generado radicales libres que ocasionaron la precipitación de óxidos y sulfatos de hierro
El primer parte del tiempo de Marte
El color rojo es una de las características más notables de la superficie de Marte. Sin embargo, nunca antes se había determinado con exactitud por qué luce este matiz, y no otro. Ahora, un estudio internacional liderado por investigadores del Consejo Superior de Investigaciones Científicas (CSIC) y con participación de la Universidad de Vigo y la NASA, ha descubierto que el color de la superficie de Marte podría deberse a la fuerte oxidación generada por la disolución de micropartículas de pirita en una atmósfera sin oxígeno. Los resultados del estudio han sido publicados en la revista Scientific Reports.

En concreto, la disolución de estas micropartículas generó una reacción química que provocó la formación de óxidos y sulfatos de hierro. "Estas reacciones químicas acuosas catalizadas por superficies minerales pueden condicionar significativamente la evolución geoquímica de su entorno", explica Carolina Gil Lozano, investigadora del CSIC en el Centro de Astrobiología de Madrid y primera autora de estudio.

En el trabajo se han investigado las vías de formación y descomposición de estas sustancias combinando experimentos de laboratorio y modelos numéricos. Así, mediante el diseño de un reactor, los investigadores han podido registrar en tiempo real las medidas realizadas con sensores y con espectrofotometría [un método de análisis óptico] en atmósferas controladas.

"Los datos obtenidos sugieren que el peróxido de hidrógeno [comúnmente conocido como agua oxigenada] generado por la superficie de la pirita reacciona con el hierro liberado en el transcurso de su disolución, mediante la conocida como reacción de Fenton. De esta forma, se genera una gran cantidad de radicales libres en solución", detalla Gil Lozano.

Los resultados obtenidos han revelado que a lo largo de la disolución de micropartículas de pirita se puede generar un poder de oxidación notable a partir de estos radicales libres, "incluso partiendo de atmósferas que no contienen oxígeno, como parece haber sido el caso de Marte a lo largo de toda su historia ".

De esta forma y según afirma Gil Lozano, "bajo este contexto parece razonable suponer que esta reacción pudo haber contribuido de alguna forma a la oxidación del sustrato marciano, induciendo la precipitación de óxidos y sulfatos de hierro". Un hecho que, como asegura, puede explicar por qué la superficie de Marte es roja.

Atmósfera primitiva

Otra investigación publicada ayer, dirigida en este caso por científicos de la NASA y universidades de EEUU, ha revelado nuevas medidas que prueban que los gases de la atmósfera del planeta rojo fueron barridos por un bombardeo de viento solar. Según los autores del trabajo, publicado en Science, esto pudo impulsar la transición del clima de Marte desde un ambiente cálido y húmedo en el pasado, hasta el actual clima frío y seco con una atmósfera muy fina.

Basándose en los resultados obtenidos por la misión Maven de la NASA, los investigadores han podido analizar la composición de la atmósfera del planeta y concluir que el 66% de un gas llamado argón, que usan en el trabajo como testigo, ha desaparecido desde la formación de Marte.

# data[].attributes.attachment_link.description
La disolución de micropartículas de disulfuro de hierro habría generado radicales libres que ocasionaron la precipitación de óxidos y sulfatos de hierro El primer parte del tiempo de Marte El color rojo es una de las características más notables de la superficie de Marte.

# data[].attributes.body
EL PLANETA URANO

# data[].attributes.attachment_link.description
Urano é un planeta do Sistema Solar situado entre Saturno e Neptuno. Descuberto en 1781, recibiu o nome de Georgium Sidus, en homenaxe ao rei Xurxo III do Reino Unido. Durante moito tempo coñeceuse como Georgian ata que, finalmente en 1850, foi rebatizado como Urano, de acordo coa tradición de dar nome de deuses aos planetas.

# data[].attributes.attachment_link.description
Online 3D simulation of the Solar System and night sky in real time - the Sun, planets, dwarf planets, comets, stars and constellations

# data[].attributes.attachment_link.keywords[]
fotos astronomia sistema solar planetes satèl·lits asteroides cometes univers estrella galaxia telescopi educacio sol terra lluna mercuri venus mart jupiter saturn urà neptú plutó sedna

# data[].attributes.attachment_link.title
El planeta Júpiter i els seus satèl·lits

# data[].attributes.attachment_link.description
Nocions elementals sobre el Sistema Solar, per a estudiants, professors i curiosos. Textos senzills i fotos interessants

# data[].attributes.attachment_link.readable_text
Mercuri

Tipus

planeta inferior i planeta interior

Descobert per

Data de descobriment

valor desconegut , valor desconegut

Epònim

Mercuri

Cos pare

Sol

Cossos fills

Apoàpside

0,4667 ua
69.817.445 km

Periàpside

0,3075 ua
( arg (ω): 29,124)
46.001.009 km
( arg (ω): 29,124)

Velocitat orbital mitjana

47,87 km/s[1]

Anomalia mitjana M

Inclinació i

7,00498 ° ↔ eclíptica[3]

Distància de la Terra

82.000.000 km ( perigeu)
217.000.000 km ( apogeu)

Radi

mitjana: 2.439,7 km[7]
línia equatorial: 2.439,7 km[7]
polar: 2.439,7 km[7]

Diàmetre

Magnitud aparent (V)

1,9 (banda V)[9]

Diàmetre angular

4,5 "[9]-13 "[9]

Àrea de superfície

Massa

Volum

Densitat mitjana

Rotació sideral

58,646 dies
1407,5 h[5]

Velocitat d'escapament

4,25 km/s[5]

Obliqüitat

2,11′ ± 0.1′[6]

Ascensió recta (α)

18 h 44 m 2.4 s[9]

Declinació (δ)

Albedo

0,068 ( albedo de Bond)[11]

Temperatura de superfície

Pressió superficial

mínima

Composició atmosfèrica

42% oxigen molecular
29,0% sodi
22,0% hidrogen
6,0% heli
0,5% potassi
Quantitats traça d' argó, nitrogen,
diòxid de carboni, vapor d'aigua,
xenó, criptó i neó[1]

Part de

sistema solar interior

Format per

Mercuri és el primer planeta del sistema solar atenent la seva proximitat al Sol i el més petit de tots. El seu període orbital, de tan sols 87,97 dies terrestres, és el més curt de tots els planetes que giren al voltant del Sol. S'anomena així en honor del déu romà Mercuri, patró del comerç, missatger dels déus i mitjancer entre els déus i els mortals, que correspon al déu grec Hermes. Igual que Venus, Mercuri gira al voltant del Sol seguint una òrbita situada a l'interior de l' òrbita de la Terra, és a dir, és un planeta inferior. La seva distància aparent del Sol, vista des de la Terra, mai no passa de 28°. La seva proximitat a l'astre rei fa que tan sols sigui visible a l'horitzó occidental després de la posta del sol o l'horitzó oriental abans de la sortida del sol, generalment en el crepuscle. En aquest moment del dia, es pot veure com un objecte brillant semblant a un estel, tot i que costa més d'observar que Venus.

Mercuri és brillant quan es veu des de la Terra, amb una magnitud aparent de −2,0 a 5,5. Se'n sap relativament poc; la primera missió d'exploració de Mercuri va ser la del que, entre el 1974 i el 1975, solament va cartografiar un 45% de la superfície del planeta. La segona és la sonda , que n'ha cartografiat l'altre 30% durant la seva aproximació el 14 de gener del 2008. Va fer-hi un altre vol el 29 de setembre del 2009. Una gran part de l'hemisferi no cartografiat per la Mariner 10 s'ha cartografiat amb aquests vols. La sonda va entrar en una òrbita el·líptica al voltant del planeta el 18 de març del 2011; la primera imatge orbital de Mercuri es va obtenir el 29 de març del 2011. Va orbitar Mercuri unes 4.000 vegades durant quatre anys abans d'exhaurir el combustible i estavellar-se contra la superfície del planeta el 30 d'abril de 2015.

Mercuri, en aparença, és similar a la Lluna: té molts impactes de cràters, no té cap satèl·lit natural i gairebé no té atmosfera. Tanmateix, al contrari de la Lluna, té un nucli de ferro que genera un camp magnètic més o menys de l'1%, tan fort com el de la Terra. És un planeta excepcionalment dens a causa de la gran mida del seu nucli. Les temperatures de la superfície varien entre 90 i 700 K (−183 i 427 °C).

Es coneixen observacions enregistrades de Mercuri des del mil·lenni I aC. Ja abans del segle iv aC, els astrònoms grecs creien que el planeta no era un sinó dos objectes diferenciats: un de visible a l'alba, que anomenaven , i l'altre, visible només a la posta, que anomenaven . Popularment es coneix com a estel de Sant Mateu o favera. El símbol astronòmic de Mercuri és una versió estilitzada del caduceu d' Hermes.

Mercuri és conegut almenys des de fa 5.000 anys. Els sumeris ( III mil·lenni aC) l'anomenaven Ubu-idim-gud-ud. Tanmateix, que se sàpiga, els primers a fer observacions detallades van ser els babilonis que l'anomenaven gu-ad o gu-utu. Amb anterioritat al segle v aC, els grecs creien que eren dos cossos diferents i li van donar dos noms: , quan era visible en el cel del matí, i , quan apareixia al capvespre. Va ser Pitàgores el primer a suggerir que, en realitat, es tractava d'un únic cos que es feia visible en dos moments diferents del dia. Heràclit es va avançar al seu temps creient que Mercuri i Venus orbitaven el Sol, i no la Terra, com es pensava aleshores.

El 1631, Pierre Gassendi, que va observar el trànsit de Mercuri predit per Johannes Kepler, va ser la primera persona a observar el trànsit d'un planeta per davant del Sol. El 1639, Giovanni Zupi, utilitzant un telescopi, va descobrir que el planeta tenia fases orbitals similars a les de Venus i a les de la Lluna. Aquesta observació va demostrar de manera concloent que Mercuri orbitava al voltant del Sol.

Mercuri és un dels quatre planetes tel·lúrics del sistema solar, i per tant és un cos rocós com la Terra. És el planeta més petit del sistema solar, amb un radi equatorial de 2.439,7 km. Tot i que té més massa és, fins i tot, més petit que els satèl·lits naturals més grans del sistema solar, com Ganimedes i Tità. Mercuri està compost en un 70% de material metàl·lic i en un 30% de silicats. La densitat de Mercuri és la segona més alta del sistema solar, amb 5.427 g/cm³, poc menys que la densitat de la Terra, de 5.515 g/cm³. Si es descomptés l'efecte de la compressió gravitatòria, els materials que componen Mercuri serien més densos, amb una densitat descomprimida de 5,3 g/cm³ força diferent dels 4,4 g/cm³ de la Terra.

1. Escorça: 100-300 km d'amplada
2. Mantell: 600 km d'amplada
3. Nucli: 1.800 km de radi

La densitat de Mercuri es pot fer servir per a inferir-ne detalls de la seva estructura interna. Mentre que l'alta densitat de la Terra en bona part és el resultat de la compressió gravitatòria, sobretot al nucli, Mercuri és molt més petit i les seves regions internes no estan ni de bon tros tan comprimides. Per tant, per a tenir una densitat tan alta, el seu nucli ha de ser gros i ric en ferro. Els geòlegs estimen que el nucli de Mercuri ocupa al voltant del 42% del seu volum; per a la Terra, aquesta proporció és del 17%. Investigacions recents indiquen que Mercuri té un nucli fos.

Al voltant del nucli, hi ha un mantell de 600 km format per silicats. Alguns astrònoms han postulat que, poc després de la formació de Mercuri, un impacte gegant amb un cos de centenars de quilòmetres de llargada va endur-se una bona part del material original del mantell del planeta, de manera que en va quedar un mantell relativament prim en comparació amb un nucli tan gran.

Amb la informació de la missió i altres observacions fetes des de la Terra, es calcula que l'escorça de Mercuri fa uns 100−300 km de gruix. Una característica distintiva de la superfície de Mercuri és la presència de moltes crestes estretes, algunes de les quals s'estenen al llarg d'uns quants centenars de quilòmetres. Es creu que es van formar quan el nucli i el mantell de Mercuri es van refredar i contraure, en un moment en què l'escorça ja s'havia solidificat.

El nucli de Mercuri té un contingut de ferro més elevat que qualsevol altre planeta principal del sistema solar, i s'han proposat diferents teories per explicar-ho. La més acceptada és que Mercuri tenia originalment una proporció entre metalls i silicats similar als meteorits condrites, que es creu que són típics de la matèria rocosa del sistema solar, i una massa aproximadament de 2,25 vegades l'actual. No obstant això, al principi de la història del sistema solar, pot ser que Mercuri rebés un impacte d'un planetesimal d'una massa aproximada d'1/6 l'original de Mercuri. L'impacte hauria esberlat una bona part de l'escorça original i el mantell, deixant, en comparació, un nucli més gran. Un procés similar s'ha proposat per explicar les característiques de la Lluna de la Terra.

Una teoria alternativa explica que Mercuri es podria haver format a partir de la nebulosa solar abans que s'estabilitzés l'emissió d' energia del Sol. El planeta tenia, al principi, el doble de la seva massa actual, però a mesura que el Sol primitiu es contreia, les temperatures a prop de Mercuri podien haver estat entre 2.500 i 3.500 K, i possiblement arribarien fins als 10.000 K. A aquestes temperatures, una bona part de la superfície rocosa de Mercuri es podria haver vaporitzat, formant una atmosfera de "vapor de roca", que el vent solar es podria haver endut.

Una tercera hipòtesi proposa que la nebulosa solar causava una resistència aerodinàmica a les partícules a partir de les quals Mercuri creixia per acreció, cosa que significava que les partícules més lleugeres es perdien i no formaven part del material d' acreció. Cadascuna d'aquestes tres hipòtesis en prediu una composició de la superfície diferent, i hi ha dues missions espacials en curs cap a Mercuri, MESSENGER i BepiColombo, amb l'objectiu de fer-hi observacions i verificar-ne les hipòtesis.

La sonda MESSENGER ha trobat nivells de potassi i sofre més alts dels esperats a la superfície; això suggereix que les hipòtesis del gran impacte i de la vaporització de l'escorça i mantell no serien factibles perquè el potassi i el sofre haurien estat expulsats per les extremes temperatures del fenomen. Aquests descobriments afavoreixen la tercera hipòtesi, encara que calen més anàlisis de les dades obtingudes.

Dels planetes interiors del sistema solar, la geologia de Mercuri és la menys coneguda. Les raons que ho poden explicar inclouen tant la proximitat de Mercuri al Sol, i els seus conseqüents perills per a les sondes espacials, com pel fet que la durada del cicle dia-nit (moviment de rotació) de Mercuri és de 58 dies terrestres. Per aquest motiu, la sonda espacial Mariner 10, que en va fer tres visites durant els anys 1974 i 1975, només pogué observar el costat il·luminat pel Sol. Es preveu que la sonda MESSENGER, llançada l' agost del 2004 i que es calcula que es posarà en òrbita al seu voltant el març del 2011, augmenti bastant el nostre coneixement sobre aquest planeta.

La sonda espacial Mariner 10

Com en el cas de la Terra, de la Lluna i de Mart, la història geològica de Mercuri es divideix en eres. Per ordre d'antiguitat són: Pretolstoià, Tolstoià, Calorià, Mansurià i Kuiperià.

Fa més de 4.000 milions d'anys, després de formar-se, Mercuri va rebre un bombardeig de cometes i asteroides, fenomen que va finalitzar fa 3.800 milions d'anys. Durant aquest període d'intensa formació de cràters, la superfície va registrar molts impactes. Alguns d'aquests impactes, com el que va donar lloc a la conca de Caloris, van ser omplerts per material magmàtic, i s'hi formaren planícies suaus com les que hi ha a la Lluna. Una vegada que el planeta es va refredar i es va contreure, a la superfície es van produir esquerdes que es van superposar a altres estructures ja presents, com ara els cràters i les planures, la qual cosa fa palès que les esquerdes són més recents. El període de vulcanisme va acabar quan la compressió del mantell es va ajustar prou per a evitar l'eixida de la lava a la superfície. Probablement açò va passar en un període que s'ubica entre els primers 700 o 800 milions d'anys de la seua història. Des de llavors, només s'hi han produït impactes aïllats de cometes i asteroides.

El 60% de la superfície de Mercuri es compon de cràters i, a més, hi són distribuïts de manera uniforme. El fet que la superfície presenti tants cràters es deu al fet que Mercuri té una atmosfera molt feble, la qual cosa permet l'entrada dels meteoroides sense ser desintegrats. Per aquesta raó, tant la seua superfície com la de la Lluna i Mart testifiquen un registre d'impactes que són importants per a la determinació de la durada d'aquest període de craterització, que va ser molt intens fins fa uns 3.000 milions d'anys.

A més dels cràters de diàmetres que van des de centenars de metres fins a centenars de quilòmetres, n'existeixen d'altres de mida descomunal com és el cas del cràter Caloris, que té un diàmetre de 1.300 km i que és la major estructura geològica de la superfície de Mercuri. L'impacte que el va produir va ser tan violent que va produir la sortida de lava del mantell i va crear un anell concèntric al voltant del cràter amb alçàries que arriben als 2 km. A més, també se li atribueixen les fractures i escarpes al costat oposat del planeta. En la geologia lunar, aquest tipus de cràters, que van quedar omplerts pel material magmàtic, reben el nom de mars lunars.

Formació d'un cràter d'impacte

Els cràters de Mercuri presenten les característiques típiques d'un impacte: el material ejectat forma dipòsits al voltant del cràter, de vegades en forma de prolongacions lineals que se les coneix com a radis o raigs, la lluminositat dels quals és més intensa per ser un terreny més jove que la superfície circumdant. S'han pogut observar altres escarpes que travessen la superfície del planeta tant a les zones llises com a les crateritzades. La seua presència s'atribueix al refredament que va experimentar Mercuri des de la seua formació, la qual cosa va encongir la superfície mercurial provocant un reacomodament de l' escorça planetària.

L'existència de cràters amb ombra permanent no és una característica única de Mercuri: a la mateixa Lluna s'han identificat, al seu pol nord, un enorme cràter - conca d'Aitken-, amb la possibilitat que hi existeixi gel. Aquest gel a la Lluna, com a Mercuri, és atribuït a fonts externes. En el cas de la Lluna, es creu que va ser dipositat per cometes, mentre que a Mercuri s'atribueix a meteorits. Com es considera provada l'existència d' aigua en alguns meteorits, aquests el podrien haver dipositat en cràters amb ombra permanent i així provocar la seua conservació per milions i, fins i tot, milers de milions d'anys.

Una altra hipòtesi, sense ser confirmada, és que a Mercuri es produiria un flux important d' aigua des del seu interior. Tampoc no s'ha comprovat l'existència d'algun mecanisme que causi la pèrdua de gel a la superfície com la fotodissociació, l' erosió deguda al vent solar i el xoc amb micrometeorits.

El comportament del gel en altres cossos celestes té les seues peculiaritats. En primer lloc, les elevades temperatures de la superfície de Mercuri (que ronden els 420 °C) sumades al buit de l' espai exterior (l' atmosfera de Mercuri és gairebé imperceptible) i els raigs solars contribuirien a fer que el gel se sublimés i escapés a l'espai. De tota manera, això no es creu que succeís amb el gel a Mercuri perquè la ubicació del gel a altes latituds fa que la temperatura sigui baixa: dins dels cràters, on no arriba la llum solar, les temperatures cauen fins als -171 °C i a les planes polars la temperatura no ultrapassa els 106 °C.

L'existència de gel a Mercuri a l'interior d'alguns dels seus cràters, ja ha estat corroborada científicament gràcies a les observacions de la sonda Messenger. Abans de les dades enviades per la sonda, s'havia especulat sobre el fet que les observacions d'alta reflectivitat de radar, considerades anòmales, possiblement eren fruit de l'existència de sulfats metàl·lics o a altres materials amb la mateixa capacitat de reflexió. Aquests dipòsits de gel existents al planeta es trobarien concentrats en la zona d'ombra permanent de certs cràters on les temperatures arriben als 170 graus sota zero, els quals es localitzarien sota l'àrea d'influència dels casquets polars. Els especialistes suposen que es tracta de restes d'aigua congelada, conservats per un element volàtil de sofre.

L'existència d'una atmosfera en un planeta té una gran importància per a la geologia, car els processos erosius del vent, els canvis de temperatura, humitat, etc., contribueixen a la modificació del terreny i al deteriorament dels materials.

L'atmosfera de Mercuri es va dissipar breument després de la seua formació fa més de 4 mil milions d'anys. A més de la seua baixa gravetat, la causa principal de la seua desaparició va ser el vent solar. Tanmateix, encara té els romanents d'una molt tènue atmosfera de 10-15 bar (gairebé inexistent). L'existència d'una atmosfera permetria mantenir una temperatura més o menys estable, malgrat les variacions de lluminositat entre el dia i la nit (les fluctuacions en els cossos sense atmosferes o amb atmosferes molt febles són intenses). Per exemple, a Mercuri, la temperatura superficial durant el dia és de 420 °C, mentre que durant la nit cau fins als -180 °C. A causa dels bruscos canvis de temperatura, el tipus d'interacció sobre la superfície estaria relacionat amb l'agitació tèrmica produïda sobre els materials.

Condicions de la superfície i exosfera

La temperatura mitjana de la superfície de Mercuri és de 442,5 K, però s'estén dels 100 als 700 K, a causa de l'absència d'atmosfera. A la cara fosca del planeta, les temperatures són d'uns 110 K. La intensitat de la llum solar a la superfície de Mercuri és d'entre 4,59 i 10,61 vegades més gran que la constant solar (1370 Wm).

Imatge per radar del pol nord de Mercuri

Malgrat les generalment extremes temperatures de la seva superfície, les observacions suggereixen que pot existir gel a Mercuri. El fons d'alguns profunds cràters mai no està exposat a la llum del Sol, i allà les temperatures estan molt lluny de la mitjana global del planeta. El gel d'aigua es reflecteix al radar, i observacions pel telescopi Goldstone de 70 metres i el VLA a principis de la dècada del 1990 van revelar que hi ha taques d'alta reflexió al radar a prop dels pols. Encara que el gel no és l'única causa possible d'aquestes zones reflectives, els astrònoms creuen que n'és la més possible.

Es creu que les regions de gel cobreixen una fondària d'uns pocs metres, i contenen uns 10¹⁴-10 ¹⁵ kg de gel. En comparació, la placa de gel antàrtica de la Terra té una massa d'aproximadament 4×10 ¹⁸ kg, i el pol sud de Mart conté uns 10¹⁶ kg d' aigua. L'origen del gel a Mercuri encara és desconegut, però les dues teories més raonables són l'expulsió de gasos de l'interior del planeta o la deposició per impactes de cometes.

Comparació de les mides dels planetes terrestres (d'esquerra a dreta): Mercuri, Venus, Terra i Mart

Mercuri és massa petit perquè la seva gravetat pugui retenir cap atmosfera significativa durant llargs períodes; tanmateix, té una tènue exosfera limitada a la superfície que conté hidrogen, heli, oxigen, sodi, calci i potassi. Aquesta exosfera no és estable-els àtoms es perden i es reposen contínuament a partir de diverses fonts. L' hidrogen i l' heli probablement venen del vent solar, i es difonen per la magnetosfera de Mercuri abans de retornar cap a l'espai. La descomposició radioactiva d'elements de l'escorça de Mercuri és una altra font d' heli, així com de sodi i potassi. El vapor d'aigua hi és present, portat cap a Mercuri per alguna combinació de processos com ara: cometes que colpegen la superfície, polvorització que "crea aigua d'on no n'hi havia a partir dels ingredients del vent solar i les roques de Mercuri" (tots dos contenen hidrogen i oxigen), i "basses d'aigua gelada en petites àrees polars de Mercuri, on les condicions topogràfiques locals poden crear zones obagues permanents en parets de cràters que podrien anar atrapant aigua al llarg de tota la vida del sistema solar". MESSENGER va trobar altes proporcions de calci, heli, hidròxid, magnesi, oxigen, potassi, silici, sodi i aigua. La detecció de molts ions relacionats amb l'aigua com O⁺, OH⁻ i H₂O⁺ va ser una sorpresa. Per les quantitats d'aquests ions detectades a l'entorn espacial pròxim a Mercuri, els científics creuen que van ser arrencades de la superfície o exosfera pel vent solar.

El sodi i el potassi es van descobrir a l'atmosfera durant els anys 80, i es creu que són principalment el resultat de la vaporització de roques superficials que han rebut impactes de micrometeorits. A causa de la capacitat de difondre la llum del Sol d'aquests materials, les observacions des de la Terra poden detectar-ne la composició a l'atmosfera. Hi ha estudis que indiquen que, de vegades, les emissions de sodi es localitzen en punts que corresponen als dipols magnètics del planeta. Això indicaria alguna interacció entre la magnetosfera i la superfície del planeta.

Malgrat la seva petita mida i la seva lenta rotació de 59 dies, Mercuri té un important camp magnètic. Segons informació de la Mariner 10, és un 1,1% tan fort com el de la Terra. La força del camp magnètic a l'equador de Mercuri és d'uns 300 nT. Com la Terra, el camp magnètic de Mercuri és de naturalesa dipolar. Al contrari que a la Terra, els pols de Mercuri estan gairebé alineats amb l'eix de gir del planeta. Mesures de la Mariner 10 i MESSENGER han indicat que la força i la forma del camp magnètic són estables.

És probable que aquest camp magnètic sigui generat per mitjà d'un efecte dinamo, de manera semblant a la del camp magnètic de la Terra. Aquest efecte dinamo seria el resultat de la circulació del nucli líquid, ric en ferro, del planeta. Els efectes de les fortes marees provocades per l'elevada excentricitat orbital servirien per a mantenir el nucli en l'estat líquid necessari per a aquest efecte dinamo.

El camp magnètic de Mercuri és prou fort per a desviar el vent solar al voltant del planeta, creant una magnetosfera. La magnetosfera del planeta, encara prou petita per a cabre dins de la Terra, és prou forta per a atrapar el plasma del vent solar. Això contribueix al desgast de la superfície del planeta. Observacions de la van detectar aquest plasma de baixa energia a la magnetosfera de la part fosca del planeta. S'han detectat ràfegues de partícules energètiques a la cua magnètica del planeta, la qual cosa indica una qualitat dinàmica de la magnetosfera del planeta.

Mercuri té l' excentricitat orbital més gran del sistema solar; la seva excentricitat és de 0,21 amb la seva distància del Sol entre 46 i 70 milions de quilòmetres. Tarda 88 dies a completar una òrbita.

L'òrbita de Mercuri és inclinada 7° a l'òrbita plana de la Terra (l' eclíptica), com es mostra en el diagrama de la dreta. Com a resultat, els trànsits de Mercuri a través de la cara del Sol només poden ocórrer quan el planeta està travessant el pla de l'eclíptica al mateix temps que està entre la Terra i el Sol. Això passa cada uns set anys de mitjana.

Funcionalment, la inclinació axial de Mercuri no existeix, amb mesures tan baixes com de 0.027°. Això és significament més petit que en Júpiter, que té la segona inclinació axial de tots els planetes, amb 3,1 graus.

Durant el segle xix, el matemàtic francès Le Verrier va observar que la lentitud de la precessió de l'òrbita de Mercuri al voltant del Sol no es podia explicar completament per la mecànica clàssica i les pertorbacions dels planetes coneguts. Va proposar que podia existir un altre planeta en una òrbita encara més pròxima al Sol per a explicar aquesta pertorbació. Altres explicacions que s'hi van considerar incloïen un lleuger aplanament del Sol. L'èxit en la cerca de Neptú basant-se en les seves pertorbacions de l'òrbita d' Urà va induir els astrònoms a donar molt de crèdit a aquesta explicació, i fins i tot es va posar nom al planeta hipotètic, Vulcà. No obstant això, no es va trobar mai aquest planeta.

A principis del segle xx, els estudis del matemàtic Paul Gerber i després la teoria general de la relativitat d' Albert Einstein van donar l'explicació de la precessió observada. Aquest efecte és molt petit: l'excés relativista d'avanç del periheli de Mercuri és només de 42,98 segons d'arc per segle, i per tant calen poc més de dotze milions d'òrbites per a una volta sencera de més. Hi ha efectes semblants, però molt més petits, per a altres planetes: 8,62 segons d'arc per a Venus, 3,84 per a la Terra, 1,35 per a Mart, i 10,05 per a 1566 Icarus.

Durant molts anys, es creia que Mercuri tenia un acoblament de marea síncron amb el Sol, girant un cop per cada òrbita i mantenint la mateixa cara en direcció al Sol en tot moment, de la mateixa manera que la Lluna ho fa amb la Terra. Tanmateix, observacions per radar el 1965 van demostrar que el planeta té una ressonància rotació−òrbita de 3:2, rotant tres cops per cada dues revolucions al voltant del Sol; l'excentricitat de l'òrbita de Mercuri estabilitza aquesta ressonància: al periheli, quan la marea solar és màxima, el Sol està gairebé quiet al cel de Mercuri.

La raó original perquè els astrònoms pensaven que estava acoblat síncronament era que cada vegada que Mercuri estava en la posició òptima d'observació, era sempre gairebé al mateix punt en la seva ressonància 3:2, per tant mostrava la mateixa cara. Això és a causa del fet que, casualment, el període de rotació de Mercuri és gairebé exactament la meitat del seu període sinòdic respecte a la Terra. A causa de la ressonància rotació-òrbita 3:2, un dia solar (la durada entre dos trànsits pel meridià del Sol) dura al voltant de 176 dies terrestres. Un dia sideral (el període de rotació) dura uns 58,7 dies terrestres.

Simulacions orbitals indiquen que aquesta excentricitat de l'òrbita de Mercuri varia caòticament de 0 (circular) a 0,47 milions d'anys. Això està pensat per explicar la ressonància rotació−òrbita 3:2 de Mercuri (més gran que la més normal 1:1), des que aquest estat sorgeix durant un període d'alta excentricitat.

La magnitud aparent de Mercuri varia entre −2.0 -més brillant que Sírius- i 5.5. Malgrat la seva lluentor, l'observació de Mercuri és complicada per la seva proximitat amb el Sol. Mercuri només pot ser observat durant un curt període durant l'alba o la posta. El telescopi espacial Hubble mai no pot observar Mercuri, per precaucions de seguretat que eviten que apunti massa a prop del Sol.

Com la Lluna, Mercuri té fases vistes des de la Terra, i són "noves" en la conjunció inferior i "completes" en la superior. El planeta es fa invisible en les dues ocasions pel fet que surt i es pon alhora que el Sol en cada cas. Les fases del primer i últim quart coincideixen amb la màxima elongació est i oest, respectivament, quan la separació entre Mercuri i el Sol és de 17,9° al periheli a 27,8 a l' àpside. A la màxima elongació oest, és quan Mercuri surt el màxim de temps abans que el Sol, i la màxima elongació est és quan Mercuri es pon el màxim de temps després del Sol.

Mercuri ateny la conjunció inferior cada 116 dies en mitjana, però aquest interval pot arribar a ser de 111 dies a 121 dies per l'excèntrica òrbita del planeta. Mercuri pot acostar-se fins a 77,3 milions de quilòmetres a la Terra, però actualment no s'acosta més de 82 milions de quilòmetres. El seu període de moviment retrògrad vist des de la Terra pot variar entre 8 i 15 dies a cada banda de la conjunció inferior. Aquest gran marge també és conseqüència de l'alta excentricitat orbital.

Les observacions més antigues conegudes de Mercuri són les de les taules MUL.APIN. Aquestes observacions, les va fer probablement un astrònom assiri al voltant del segle xiv aC. El nom utilitzat per a designar Mercuri en escriptura cuneïforme a les taules MUL.APIN es transcriu com a UDU.IDIM.GU₄.UD ('el planeta saltador'). Les observacions babilòniques de Mercuri daten del primer mil·lenni aC. Anomenaven el planeta Nabu en honor del missatger dels déus en la seva mitologia.

Els grecs antics de l'època d' Hesíode coneixien el planeta com a Στίλβων ( Stilbon), que significa 'el que brilla', i Ἑρμάων ( Hermaon). Els grecs posteriors van anomenar el planeta quan era visible al matí i quan era visible al capvespre. Al voltant del segle iv aC, alguns astrònoms grecs van entendre que els dos noms es referien al mateix planeta. Els romans van anomenar el planeta en honor del déu missatger Mercuri (en llatí, Mercurius), que igualaven amb el grec Hermes.

A l' antiga Xina, Mercuri es coneixia com a Ch'en-Hsing, l''Estrella de les Hores'. S'associava amb la direcció Nord i la fase de l' aigua a la Wu Xing. La mitologia hindú utilitzava el nom per a Mercuri, i es creia que aquest déu presidia els dimecres. El déu Odin (o Woden) de la mitologia germànica també s'associava amb el planeta Mercuri i l'origen del nom anglès per a dimecres ( Wednesday) és una paraula derivada del dia de Woden. Els maies representaven Mercuri com un mussol (o possiblement quatre; dues per al matí i dues per al capvespre), que servia com a missatger cap al submón.

El trànsit de Mercuri. Mercuri és el petit punt a la part inferior del centre, davant del Sol. L'àrea fosca a l'esquerra del disc solar és una taca solar.

Les primeres observacions de Mercuri amb telescopi van ser fetes per Galileu a principis del segle xvii . Tot i que va observar fases planetàries a Venus, el seu telescopi no era prou potent per a veure les fases de Mercuri. El 1631, Pierre Gassendi va fer les primeres observacions d'un trànsit d'un planeta al voltant del Sol quan va veure el trànsit de Mercuri predit per Johannes Kepler. El 1639, Giovanni Zupi va utilitzar un telescopi per a descobrir que el planeta tenia fases orbitals semblants a les de Venus i la Lluna. L'observació va concloure que Mercuri orbitava al voltant del Sol.

Un esdeveniment molt estrany és que un planeta passi per davant d'un altre ( ocultació), vist des de la Terra. Mercuri i Venus s'oculten l'un a l'altre cada uns quants segles, i l'esdeveniment del 28 de maig del 1737 és l'únic observat en tota la història, i fou vist per John Bevis a l'observatori Royal Greenwich. La següent ocultació de Mercuri per Venus serà el 3 de desembre del 2133.

Les dificultats inherents en observar Mercuri signifiquen que ha estat menys estudiat que altres planetes. El 1800, Johann Schröter en va fer observacions de la superfície, i afirmà haver vist muntanyes de més de 20 km d'alçada. Friedrich Bessel va utilitzar els dibuixos de Schröter per a estimar, erròniament, el període de rotació de 24 hores i una inclinació axial de 70°. A la dècada del 1880, Giovanni Schiaparelli cartografià el planeta més acuradament, i va suggerir que el període de rotació de Mercuri era de 88 dies, el mateix que el seu període orbital a causa del seu acoblament de marea. Aquest fenomen és conegut com a rotació síncrona i també existeix a la Lluna i la Terra. L'esforç de cartografiar la superfície del planeta fou continuat per Eugenios Antoniadi, que va publicar un llibre el 1934 que n'incloïa dos mapes i les seves pròpies observacions. Bona part de les característiques de la superfície, particularment les característiques d'albedo, agafen el nom del mapa d'Antoniadi.

El juny del 1962, científics soviètics de l'Institut de Radioenginyeria i Electrònica de l'Acadèmia Soviètica de les Ciències, dirigits per Vladímir Kotélnikov, foren els primers a fer rebotar un senyal de radar a Mercuri i rebre'l, començant les observacions mitjançant el radar del planeta. Tres anys després, observacions per radar fetes pels americans Gordon Pettengill i R. Dyce, utilitzant el radiotelescopi de 300 metres de l' observatori d'Arecibo de Puerto Rico, van concloure que el període de rotació del planeta era d'uns 59 dies.

Mercuri transitant el Sol vist per l'astromòbil marcià Curiosity (3 jun 2014).[89]

Arribar a Mercuri des de la Terra té dificultats tècniques significatives, ja que el planeta orbita molt més a prop del Sol que ho fa la Terra. Una nau amb destinació a Mercuri llançada des de la Terra ha de recórrer uns 91 milions de quilòmetres cap al pou potencial gravitacional del Sol. Començant des de la velocitat orbital de la Terra de 30 km/s, el canvi en la velocitat (delta-v) que la nau ha de fer per entrar en una òrbita de transferència de Hohmann que passi a prop de Mercuri és gran comparat amb altres missions planetàries.

L' energia potencial alliberada per a baixar pel pou de potencial del Sol es converteix en energia cinètica; i necessita un altre gran canvi delta-v per a fer una altra cosa que passar ràpidament per Mercuri. Per aterrar sense riscs o entrar en una òrbita estable, la nau espacial ha de fiar-se només dels coets, perquè és impossible de frenar gràcies a l'atmosfera, ja que en té molt poca. Un viatge a Mercuri requereix actualment més combustible de coet que per anar a fora del sistema solar completament. Com a resultat, només dues naus han arribat al planeta. S'ha proposat una alternativa que utilitzaria una vela solar per a arribar a una òrbita sincronitzada amb Mercuri al voltant del Sol.

La primera nau espacial a arribar a Mercuri va ser la Mariner 10 de la NASA (1974-75). La nau va utilitzar la gravetat de Venus per a ajustar la seva velocitat orbital, de manera que pogués arribar a Mercuri, i fou la primera nau a utilitzar aquesta assistència gravitatòria i la primera nau de la NASA a visitar més d'un planeta. La Mariner 10 va fer les primeres imatges en primer pla de la superfície de Mercuri, que immediatament van mostrar-ne els cràters, i també en va revelar moltes altres característiques geològiques, com les escarpes gegants, que després s'han atribuït a l'efecte de la lleugera contracció del planeta causada pel refredament del seu nucli de ferro. Desafortunadament, per la longitud del període orbital de la Mariner 10, la mateixa cara del planeta estava il·luminada durant cadascuna de les passades que va fer la Mariner 10. Això va fer que no fos possible l'observació de les dues cares, i va resultar en el mapa el 45% de la superfície del planeta.

El 27 de març del 1974, dos dies abans de la primera volada damunt de Mercuri, els instruments de la Mariner 10 van començar a enregistrar moltes imprevistes radiacions ultraviolades a prop de Mercuri. Això va dirigir la temptativa d'identificació de la lluna de Mercuri. Poc després, es va identificar que era la llum ultraviolada de l'estrella 31 Crateris, i la lluna de Mercuri va passar als llibres d'astronomia com a curiositat.

La nau va fer tres vols a prop de Mercuri, el més proper dels quals va arribar a 327 km de la superfície. En el primer dels tres, els instruments van detectar un camp magnètic, una sorpresa per als geòlegs planetaris -la rotació de Mercuri es creia que era molt més lenta, per a generar un significatiu efecte dinamo. El segon intent va ser principalment utilitzat per a fer-ne fotografies, però al tercer es va obtenir extensa informació sobre el camp magnètic. La informació va revelar que el camp magnètic del planeta és semblant al de la Terra, que desvia el vent solar al voltant del planeta. Tanmateix, l'origen del camp magnètic de Mercuri encara té diverses teories.

Pocs dies després del darrer vol a prop de Mercuri, la Mariner 10 es va quedar sense combustible. Com que l'òrbita no hauria pogut ser controlada acuradament, els controladors de la missió van ordenar que s'apagués el 24 de març del 1975. Es creu que la Mariner 10 encara està orbitant al voltant del Sol, apropant-se a Mercuri cada uns quants mesos.

Una segona missió de la NASA cap a Mercuri, anomenada MESSENGER ( MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry, and Ranging, en anglès), va ser llançada el 3 d'agost del 2004, des de l' Air Force Station del cap Canaveral, amb un coet Boeing Delta 2. Va volar sobre la Terra l'agost del 2005, i sobre Venus l'octubre del 2006 i el juny del 2007, per tenir una trajectòria correcta per a orbitar al voltant de Mercuri. Una primera volada a Mercuri va tenir lloc el 14 de gener del 2008, i una segona el 6 d'octubre. Va fer-hi un altre vol el 29 de setembre del 2009. Gran part de l'hemisferi no cartografiat per la Mariner 10 s'ha cartografiat amb aquests vols. La sonda va entrar reeixidament en una òrbita el·líptica al voltant del planeta el 18 de març del 2011; la primera imatge orbital de Mercuri es va obtenir el 29 de març del 2011. La sonda va completar la seva missió el 17 de març del 2012 amb el resultat de prop de 100.000 imatges. La sonda MESSENGER va aconseguir cartografiar el 100% de Mercuri el 6 de març del 2013 i va completar la seva missió el 17 de març del 2013, i va entrar en una missió estesa amb perllongament d'un any de la seva missió durant el 2013. A més de les observacions continuades i la cartografia del planeta, MESSENGER va observar el màxim solar de 2012.

La primera fotografia de la part mai vista de Mercuri, feta per la sonda MESSENGER

La missió ha aportat informació sobre sis temes clau: l'alta densitat de Mercuri, la seva història geològica, la naturalesa del seu camp magnètic, l'estructura del seu nucli, el descobriment de gel d'aigua al seu pol nord, fet llargament intuït per les dades obtingudes des de la Terra. i d'on ve la seva tènue atmosfera. Amb aquesta finalitat, la sonda té incorporats dispositius d'imatge que tenen molta més resolució que les imatges de la Mariner 10, diversos espectròmetres per a determinar els elements de l'escorça, i magnetòmetres i dispositius per a mesurar les velocitats de partícules carregades. Mesures detallades dels petits canvis en la velocitat de la sonda mentre orbita han servit per a inferir detalls de l' estructura interna del planeta. La maniobra final de la sonda va ser efectuada el 24 d'abril de 2015, i es va estavellar a la superfície de Mercuri el 30 d'abril del mateix any. L'impacte de la nau contra la superfície del planeta va tenir lloc exactament a les 3:26 PM EDT d'aquell dia, deixant un cràter estimat de 16 metres de diàmetre.

Primera imatge (29 mar 2011) i última (30 abr 2015) de Mercuri per part de MESSENGER

L' Agència Espacial Europea (ESA, per les seves sigles angleses) van desenvolupar i llançar una missió conjunta amb el Japó, anomenada BepiColombo, que orbitarà Mercuri amb dues sondes: una per enregistrar el planeta i l'altra per estudiar-ne la magnetosfera. La missió va ser llançada a l'espai amb un coet Ariane 5 el 20 d'octubre de 2018 des del Centre Espacial de Guiana de l'ESA, per tenir més avantatge per la posició equatorial, enviant un contenidor amb les dues sondes. Així com la MESSENGER, la BepiColombo farà passades properes a altres planetes de camí cap a Mercuri, per obtenir-ne impulsos gravitacionals, i modificar la seva òrbita; passarà per la Lluna i Venus i farà unes quantes aproximacions a Mercuri abans d'entrar en òrbita. Es farà servir una combinació de motors químics i iònics, aquest últim donarà força contínuament durant intervals llargs. La nau arribarà a Mercuri el 2025. La sonda amb el magnetòmetre es farà amb una òrbita el·líptica; després, els coets químics llançaran la sonda cartogràfica en una òrbita circular. Les dues sondes hi orbitaran durant un any terrestre.

La sonda cartogràfica també carregarà espectròmetres similars a la sonda MESSENGER, i estudiarà el planeta des de diferents longituds d'ona, incloent-hi infraroigs, ultraviolat, raigs X i raigs gamma. A part d'estudiar intensivament el planeta, els controladors de la missió també esperen utilitzar la proximitat al Sol de la sonda per a provar les prediccions de la teoria de la relativitat general.

1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 1,5 1,6

2. ISBN-10: ↑ 0387987460.

3. Afirmat a: Keplerian elements for approximate positions of the major planets. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 15 febrer 2015.

4. URL de la referència: ↑ http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/mercuryfact.html. Data de consulta: 18 juny 2014. Arxiu de l'URL: https://www.webcitation.org/6QPNXiw5w. Data d'arxivament: 17 juny 2014.

5. Margot, L.J.; Peale, S. J.; Jurgens, R. F.; Slade, M. A.; Holin, I. V. "Large Longitude Libration of Mercury Reveals a Molten Core". Science, 316, 2007, pàg. 710-714. DOI: 10.1126/science.1140514. PMID: 17478713.

6. Jürgen Oberst "Report of the IAU Working Group on Cartographic Coordinates and Rotational Elements: 2009" (en anglès). Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy, 2, 04-12-2010, pàg. 101-135. DOI: 10.1007/S10569-010-9320-4.

7. URL de la referència: ↑ https://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/education/schoolyard_ss/sss_mercurym.html. Citació: Actual Diameter - 4878 km..

8. ↑ "9,0 NASA FACTS" (en anglès). NASA.9,1 9,2 9,3 9,4 9,5

9. URL de la referència: https://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/mercuryfact.html.

10. "↑ Mercury Fact Sheet ", 19-08-2021. [Consulta: 17 novembre 2021].

11. "↑ Mercury magnetic field". C. T. Russell & J. G. Luhmann. [Consulta: 16 març 2007]. [Enllaç no actiu]

12. Dunne, J. A. and Burgess, E.. "Chapter One". A: The Voyage of Mariner 10 - Mission to Venus and Mercury. NASA History Office, 1978. Arxivat 2011-05-24 a Wayback Machine.

13. Amades, Joan.. ↑ Astronomia i meteorologia populars. 1. ed. Tarragona: Edicions El Mèdol, 1993. ISBN 8486542707.

14. Duncan, John Charles. ↑ Astronomy: A Textbook. Harper & Brothers, 1946, p. 125. "The symbol for Mercury represents the Caduceus, a wand with two serpents twined around it, which was carried by the messenger of the gods."

15. ↑ 22,0 22,1 22,2 22,3 22,4 22,5 22,6 22,7

16. Lyttleton, R. A. "On the Internal Structures of Mercury and Venus". ↑ Astrophysics and Space Science, 5, 1, 1969, pàg. 18. DOI: 10.1007/BF00653933 [Consulta: 16 abril 2008].

17. Gallant, R. 1986. ↑ The National Geographic Picture Atlas of Our Universe. National Geographic Society, 2a edició.

18. ↑ Benz, W.; Slattery, W. L.; Cameron, A. G. W. "Collisional stripping of Mercury's mantle". 28,0 Icarus, 74, 3, 1988, pàg. 516-528. DOI: 10.1016/0019-1035(88)90118-2 [Consulta: 16 abril 2008].28,1 28,2 28,3 28,4

19. J.D. Anderson, et al "Shape and Orientation of Mercury from Radar Ranging Data". ↑ Icarus. Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology, 124, 10-07-1996, pàg. 690. DOI: 10.1006/icar.1996.0242.

20. Schenk, P.; Melosh, H. J.; "↑ Lobate Thrust Scarps and the Thickness of Mercury's Lithosphere". Abstracts of the 25th Lunar and Planetary Science Conference, 1994, pàg. 1994LPI....25.1203S [Consulta: 3 juny 2008].

21. Cameron, A. G. W. "The partial volatilization of Mercury". Icarus, 64, 2, 1985, pàg. 285-294. DOI: 10.1016/0019-1035(85)90091-0.

22. Weidenschilling, S. J. "Iron/silicate fractionation and the origin of Mercury". ↑ Icarus, 35, 1, 1987, pàg. 99-111. DOI: 10.1016/0019-1035(78)90064-7 [Consulta: 16 abril 2008].

23. Grayzeck, Ed. "MESSENGER Web Site". Johns Hopkins University. [Consulta: 7 abril 2008].

24. "BepiColombo". ESA Science & Technology. European Space Agency. [Consulta: 7 abril 2008].

25. "↑ Messenger shines light on Mercury's formation". (anglès)

26. ↑ Mapa de Mercuri PDF

27. ↑ Paul Spudis, "The Geological History of Mercury" PDF

28. P. D. Spudis "The Geological History of Mercury". Workshop on Mercury: Space Environment, Surface, and Interior, Chicago, 2001, pàg. 100.

29. Schultz P.H., Gault D.E. (1975), "Seismic effects from major basin formations on the moon and Mercury", ↑ The Moon, vol. 12, Feb. 1975, pàg. 159-177

30. Prockter, Louise "Ice in the Solar System". ↑ Johns Hopkins APL Technical Digest, Vol. 26, num. 2, 2005.

31. Murdock, T. L.; Ney, E. P. "↑ Mercury: The Dark-Side Temperature". Science, 170, 3957, 1970, pàg. 535-537. DOI: 10.1126/science.170.3957.535. PMID: 17799708 [Consulta: 9 abril 2008].

32. John S. Lewis. ↑ Physics and Chemistry of the Solar System. Academic Press, 2004, p. 461 [Consulta: 3 juny 2008].

33. Slade, MA; Butler, BJ; Muhleman, DO "Mercury radar imaging - Evidence for polar ice". ↑ Science, 258, 5082, 1992, pàg. 635-640. DOI: 10.1126/science.258.5082.635. PMID: 17748898 [Consulta: 16 abril 2008].

34. ↑ Mercury's Atmosphere: A Surface-Bounded Exosphere Publication: Space Science Reviews, Volume 131, Issue 1-4, pàg. 161-186 Publication Date: 08/2007 DOI: 10.1007/s11214-007-9260-9

35. Hunten, D. M.; Shemansky, D. E.; Morgan, T. H.; ↑ The Mercury atmosphere, In: Mercury (A89-43751 19-91). University of Arizona Press (1988), pàg. 562-612

36. ↑ Planetary News: Mercury 03-07-2008

37. ↑ "Instrument Shows What Planet Mercury Is Made Of" Newswise, Consultat el 06-07-2008.

38. ↑ Beatty, J. Kelly; Petersen, Carolyn Collins; Chaikin, Andrew. 50,0 The New Solar System. Cambridge University Press, 1999. ISBN 0521645875.50,1 50,2 50,3 50,4

39. ↑

40. ↑

41. Samantha Harvey. "↑ Weather, Weather, Everywhere?". NASA Jet Propulsion Laboratory, 24-04-2008. Arxivat de l'original el 2007-08-08. [Consulta: 23 maig 2008].

42. S. Biswas. ↑ Cosmic Perspectives in Space Physics. Springer, 2000, p. 176.

43. Gilvarry, J. J. "↑ Relativity Precession of the Asteroid Icarus" (subscription required). Physical Review, 89, 5, 1953, pàg. 1046. DOI: 10.1103/PhysRev.89.1046 [Consulta: 22 maig 2008].

44. Anonymous. "↑ 6.2 Anomalous Precession". Reflections on Relativity. MathPages. [Consulta: 22 maig 2008].

45. Liu, Han-Shou; O'Keefe, John A. "Theory of Rotation for the Planet Mercury". ↑ Science, 150, 3704, 1965, pàg. 1717. DOI: 10.1126/science.150.3704.1717. PMID: 17768871.

46. Correia, Alexandre C. M.; Laskar, Jacques "Mercury's capture into the 3/2 spin-orbit resonance as a result of its chaotic dynamics". ↑ Nature, 429, 2004, pàg. 848-850. DOI: 10.1038/nature02609.

47. Baumgardner, Jeffrey; Mendillo, Michael; Wilson, Jody K. "A Digital High-Definition Imaging System for Spectral Studies of Extended Planetary Atmospheres. I. Initial Results in White Light Showing Features on the Hemisphere of Mercury Unimaged by ↑ Mariner 10". The Astronomical Journal, 119, 2000, pàg. 2458-2464. DOI: 10.1086/301323.

48. "Mercury Elognation and Distance". Arxivat de l'original el 2011-05-12. [Consulta: 230-05-2008 -always]. -Numbers generated using the Solar System Dynamics Group, Horizons On-Line Ephemeris System.

49. Patrick Kelly, ed.. Observer's Handbook 2007. Royal Astronomical Society of Canada, 2007. ISBN 0-9738109-3-9.

50. Hunger, Hermann; ↑ Pingree, David "MUL.APIN: An Astronomical Compendium in Cuneiform". Archiv für Orientforschung. Verlag Ferdinand Berger & Sohne Gesellschaft MBH [Austria], 24, 1989, pàg. 146.

51. H.G. Liddell i R. Scott; ↑ rev. H.S. Jones and R. McKenzie. Greek-English Lexicon, with a Revised Supplement. 9a ed.. Oxford: Clarendon Press, 1996, p. 690 i 1646. ISBN 0-19-864226-1.

52. Antoniadi, Eugène Michel; Translated from French by Moore, Patrick. ↑ The Planet Mercury. Shaldon, Devon: Keith Reid Ltd, 1974, p. 9-11.

53. Holden, E. S. "↑ Announcement of the Discovery of the Rotation Period of Mercury [by Professor Schiaparelli]". Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 2, 7, 1890, pàg. 79. DOI: 10.1086/120099 [Consulta: 3 juny 2008].

54. Merton E. Davies, et al. "↑ Surface Mapping". A: Atlas of Mercury. NASA Office of Space Sciences, 1978 [Consulta: 28 maig 2008].

55. Evans, J. V.; Brockelman, R. A.; Henry, J. C.; Hyde, G. M.; Kraft, L. G.; Reid, W. A.; Smith, W. W. "↑ Radio Echo Observations of Venus and Mercury at 23 cm Wavelength". Astronomical Journal, 70, 1965, pàg. 487-500. Arxivat de l'original el 2015-03-19. DOI: 10.1086/109772 [Consulta: 23 maig 2008].

56. Moore, Patrick. ↑ The Data Book of Astronomy. Nova York: CRC Press, 2000, p. 483. ISBN 0750306203.

57. Butrica, Andrew J. "↑ Chapter 5". A: To See the Unseen: A History of Planetary Radar Astronomy. NASA History Office, Washington D.C., 1996.

58. Pettengill, G. H.; Dyce, R. B. "A Radar Determination of the Rotation of the Planet Mercury". ↑ Nature, 206, 1240, 1965, pàg. 451-2. DOI: 10.1038/2061240a0.

59. ↑ Mercury at Eric Weisstein's 'World of Astronomy'

60. Dunne, J. A. and Burgess, E.. "Chapter Four". A: The Voyage of Mariner 10 - Mission to Venus and Mercury. NASA History Office, 1978 [Consulta: 28 maig 2008]. Arxivat 2011-05-24 a Wayback Machine.

61. "↑ Mercury". NASA Jet Propulsion Laboratory, 05-05-2008. Arxivat de l'original el 2011-07-21. [Consulta: 29 maig 2008].

62. ↑

63. Tariq Malik "↑ MESSENGER to test theory of shrinking Mercury". USA Today, 16-08-2004 [Consulta: 23 maig 2008].

64. Merton E. Davies, et al. "↑ Mariner 10 Mission and Spacecraft". A: Atlas of Mercury. NASA Office of Space Sciences, 1978 [Consulta: 230-05-2008 -always].

65. Ness, Norman F. "↑ Mercury - Magnetic field and interior". Space Science Reviews, 21, March 1978, pàg. 527-553. Bibcode: 1978SSRv...21..527N. DOI: 10.1007/BF00240907 [Consulta: 23 maig 2008].

66. Dunne, J. A. and Burgess, E.. "↑ Chapter Eight". A: The Voyage of Mariner 10 - Mission to Venus and Mercury. NASA History Office, 1978. Arxivat 2011-05-24 a Wayback Machine.

67. "↑ MESSENGER Provides New Look at Mercury's Landscape, Metallic Core, and Polar Shadows". Johns Hopkins University, 21 sde març 2012. Arxivat de l'original el 2013-05-13 [Consulta: 30 desembre 2013].

68. ↑ "NASA extends spacecraft's Mercury mission". UPI, 15 November 2011. Retrieved 2011-11-16.

69. "↑ NASA probe reveals organics, ice on Mercury", 29-11-2012. Arxivat de l'original el 2013-06-18. [Consulta: 18 abril 2014]. (anglès)

70. Harmon, J. K.; Slade, M. A.; Vélez, R. A.; Crespo, A.; Dryer, M. J.; Johnson, J. M. "Radar mapping of Mercury's polar anomalies". ↑ Nature, 369, 6477, 1994, pàg. 213-215. Bibcode: 1994Natur.369..213H. DOI: 10.1038/369213a0. ISSN: 0028-0836. (anglès)

71. "↑ Details of MESSENGER's Impact Location". MESSENGER Featured Images. JHU - APL, 29-04-2015. Arxivat de l'original el 30 d'abril 2015. [Consulta: 29 abril 2015].

72. ↑ 111,0 111,1 111,2 111,3 111,4

73. Nic Fleming ""↑ Star Trek-style ion engine to fuel Mercury craft". Còpia arxivada". Arxivat de l'original el 2021-02-20. [Consulta: 13 agost 2021]. The Telegraph, 18-01-2008 [Consulta: 23 maig 2008].

Earth Sciences, an Introduction to Physical Geology, d'Edward J. Tarbuck i Frederick K. Lutgens. Prentice Hall (1999).

"Ice on Mercury". El Universo, Enciclopedia de la Astronomía y el Espacio ("The Universe, Encyclopedia of Astronomy and the Space"), Editorial Planeta DeAgostini, pàg. 141-145. Volum 5. (Acta Astronautica, Aug 2003, Vol. 53, Issue 4-10, p375, 11p; (AN 11471527).

# data[].attributes.attachment_link.title
Mercuri (planeta) - Viquipèdia, l'enciclopèdia lliure

# data[].attributes.attachment_link.description
Mercuri Tipus planeta inferior i planeta interior Descobert per Data de descobriment valor desconegut , valor desconegut Epònim Mercuri Cos pare Sol Cossos fills Apoàpside 0,4667 ua69.817.445 km Periàpside 0,3075 ua( arg (ω): 29,124)46.001.009 km( arg (ω): 29,124) Velocitat orbital mitjana 47,87 km/s[1] Anomalia mitjana M Inclinació i 7,00498 °

# data[].attributes.attachment_link.title
Neptú (planeta) - Viquipèdia, l'enciclopèdia lliure

# data[].attributes.attachment_link.description
Contràriament a l'atmosfera amb pocs detalls d'Urà, la de Neptú és notable pels fenòmens meteorològics actius i visibles. Durant el sobrevol de la sonda Voyager 2, el 1989, Neptú presentava una Gran Taca Fosca comparable a la Gran Taca Vermella de Júpiter.

# data[].attributes.attachment_link.title
Estrella - Viquipèdia, l'enciclopèdia lliure

# data[].attributes.attachment_link.description
Un estel, estrela o estrella i antigament i dialectalment estela, és un astre massiu i lluminós format per plasma, que es manté en equilibri per mor de la seva pròpia gravetat, de forma semblant a l' equilibri hidroestàtic.

# data[].attributes.attachment_link.title
Lluna - Viquipèdia, l'enciclopèdia lliure

# data[].attributes.attachment_link.description
En català, el nom propi del satèl·lit natural de la Terra és "la Lluna". El nom "Lluna" prové del llatí "lūna", que té l'arrel "*luc-" de "lucēre", "lluir". Al mateix temps, "lluna", és una contracció de "Lucina" que significa "brillar" o "il·luminar".

# data[].attributes.attachment_link.description
Els estels romanen fixos al cel durant tota la nit, però, si ens hi fixem bé i durant una bona estona, sembla que es desplacen pel firmament tal i com podem veure a la fotografia de sota. Aquesta imatge del moviment dels estels s'aconsegueix amb una càmera fotogràfica que permeti deixar l'objectiu obert durant un determinat espai de temps.

# data[].attributes.body
solar system

# data[].attributes.attachment_link.description
Online 3D simulation of the Solar System and night sky in real time - the Sun, planets, dwarf planets, comets, stars and constellations

# data[].attributes.attachment_link.keywords[]
fotos astronomia sistema solar planetes satèl·lits asteroides cometes univers estrella galaxia telescopi educacio sol terra lluna mercuri venus mart jupiter saturn urà neptú plutó sedna

# data[].attributes.attachment_link.description
Nocions elementals sobre el Sistema Solar, per a estudiants, professors i curiosos. Textos senzills i fotos interessants

# data[].attributes.attachment_link.title
Satélites de Urano - Wikipedia, la enciclopedia libre

# data[].attributes.attachment_link.description
Urano tiene 27 satélites conocidos y todos tienen nombre definitivo. Los más importantes son (del más grande al más pequeño): Titania, Oberón, Umbriel, Ariel y Miranda. Estas son las llamadas " lunas clásicas " y eran las únicas conocidas antes de la Era espacial. Ninguno de los satélites de Urano tiene atmósfera.

# data[].attributes.attachment_link.readable_text
El meteorit Willamette, descobert a l'estat nord-americà d'Oregon

Un meteorit o aeròlit és un cos natural originat en l' espai exterior que sobreviu el ròssec atmosfèric i l'impacte amb la superfície terrestre. La majoria de meteorits deriven de petits objectes astronòmics anomenats meteoroides, tot i que de vegades també es produeixen per impactes d' asteroides. Quan un meteoroide entra a l' atmosfera, la fricció, pressió i interaccions químiques amb els gasos fan que el cos s'escalfi i emeti llum formant el que s'anomena un meteor o estrella fugaç. El terme bòlid es refereix tant a un cos extraterrestre que col·lideix amb la Terra com un meteor excepcionalment brillant independentment que al final atenyi la superfície terrestre o no ho faci. D'una manera més general, un meteorit en la superfície de qualsevol cos celeste és un objecte natural que prové de qualsevol altre lloc de l'espai. També hi ha meteorits que provenen de la Lluna i Mart.

Els meteorits tradicionalment s'han dividit en tres categories més àmplies: els meteorits rocosos (compostos principalment de minerals silicats), els meteorits metàl·lics (compostos d'aliatges de ferro-níquel metàl·lic) i els metal·lorocosos o litosiderits (que combinen els dos tipus anteriors). Els esquemes moderns de classificació dels meteorits els divideixen segons la seva estructura, composició química i isotòpica i mineralogia.

Els meteorits s'anomenen com el lloc poblat més proper on són trobats o alguna característica geogràfica. En els casos que es troben molts meteorits en un mateix lloc, el nom pot ser seguit per un número (per exemple, Allan Hills 84001) o, si no se'n coneix l'origen precís, el nom pot fer referència a una zona geogràfica àmplia seguit per un número (per exemple, NWA 1240, on NWA vol dir "northwest Africa").

El meteorit Neenach, que es trobà a Antelope Valley, Califòrnia, Estats Units d'Amèrica.

La majoria dels meteorits es desintegren en endinsar-se a l'atmosfera terrestre; no obstant això, s'estima que uns 100 meteorits de mida diversa (des de petits còdols fins a grans fragments de la mida d'un cotxe) arriben a la superfície terrestre cada any, dels quals normalment només se'n recuperen una dotzena. Pocs meteorits són prou grans per crear cràters que evidenciïn un impacte.

Els grans meteoroides podrien xocar amb la Terra amb una fracció de la seva velocitat còsmica, originant un cràter d'hipervelocitat d'impacte. La mida i tipus del cràter dependria de la mida, de la composició, del grau de fragmentació i de l'angle d'entrada del meteorit. La força d'una col·lisió d'aquestes dimensions tindria el potencial de causar una destrucció molt extensa. Els xocs a hipervelocitat més freqüents normalment són causats per un meteorit metàl·lic, els quals són més resistents i transiten intactes en l'atmosfera terrestre. Alguns exemples de cràters causats per meteoroides metàl·lics són el Meteor Crater, els cràters de Wabar i el cràter de Wolfe Creek. En contrast, fins i tot els cossos pedregosos o gelats relativament grans (com els cometes petits o els asteroides) i que arriben a pesar milions de tones es frenen en l'atmosfera i, per tant, no produeixen cràters d'impacte. Encara que tals esdeveniments no són freqüents, poden provocar una considerable commoció: el famós cràter de Tunguska probablement va resultar de tal incident.

Existeixen diversos fenòmens ben documentats sobre caigudes de meteorits. L'estela de foc que es genera quan el meteoroide passa a través de l'atmosfera pot ser molt brillant, fins i tot de tanta intensitat com la llum del Sol. S'ha informat d'albiraments de diversos colors que inclouen al groc, el verd i el vermell. Els flaixos i les explosions de llum poden ocórrer mentre l'objecte es desintegra. Sovint, durant les caigudes de meteorits s'escolten explosions, detonacions i rugits que són causats per explosions sòniques, així com ones expansives que resulten de la fragmentació del cos. Aquests sons es poden escoltar en àmplies àrees que arriben a abastar diversos milers de quilòmetres quadrats. No és inusual que, després del pas de l'estela de foc, en l'atmosfera hi romangui un rastre de pols durant un cert temps.

El meteorit Laguna Manantiales, trobat a Santa Cruz, Argentina.

Quan els meteoroides passen a través de l'atmosfera, les seves superfícies es fonen i experimenten l'ablació. Durant aquest procés poden ser esculpits en diverses formes, donant per resultat profundes empremtes en forma d'osques sobre les seves superfícies anomenades els regmaglipts. Si el meteoroide manté una orientació fixa durant cert temps, pot desenvolupar una forma similar a la cònica. En sofrir la desacceleració, la capa superficial fosa se solidifica en una fina crosta de fusió, que en la majoria dels meteorits és negra (tot i que en algunes acondrites la crosta de fusió pot ser lleugerament vermellosa). En els meteorits rocosos, la zona afectada per la calor tan sols abasta uns quants mil·límetres de gruix; pel que fa als meteorits metàl·lics (que són millors conductors de calor), l'estructura de metall pot resultar afectada per la calor fins a un centímetre per sota de la superfície.

Els meteoroides que experimenten la fragmentació en l'atmosfera poden caure en forma de pluja de meteorits, les quals poden variar des de tan sols uns quants fragments fins a milers. L'àrea sobre la qual cau una pluja de meteorits es coneix com a "camp de dispersió". Els camps de dispersió solen tenir forma el·líptica d'eix major paral·lel a la direcció de vol del meteoroide. Els meteorits més grans d'una pluja es troben una mica més lluny que la resta de les roques dins del camp de dispersió.

Meteorit Kapper, trobat per Francisco Pascasio Moreno el 1896 a Chubut, Argentina, de tipus metàl·lic i de massa 114 quilos. Col·lecció del Museo de La Plata.

La majoria de meteorits són meteorits rocosos, classificats en condrites i acondrites. Tan sols un 5-8% dels meteorits són meteorits metàl·lics o una barreja de roca i metall (metal·lorocosos o litosiderits).

Més del 80% dels meteorits que cauen sobre la Terra són condrites ordinàries: adquireixen el seu nom de les petites partícules esfèriques que contenen. Aquestes partícules, o còndrules, es componen principalment de minerals de silicat fosos que es van formar mentre es trobaven flotant lliurement en l'espai. Les condrites carbonàcies també contenen petites quantitats de matèria orgànica -que inclou els aminoàcids- i grans presolars. Típicament, les condrites tenen uns 4.550 milions d'anys d'antiguitat i es creu que representen materials del cinturó d'asteroides que mai no van conformar grans cossos. Igual que els cometes, els asteroides condrítics són alguns dels materials més antics del sistema solar.

D'altra banda, prop d'un 8-10% dels meteorits que cauen sobre la Terra són acondrites, de les quals algunes són força similars a les roques ígnies terrestres. La majoria de les acondrites són roques diferenciades que es van formar dins d'asteroides grans. Una gran família d'acondrites (els meteorits HED) es van originar a l'asteroide (4) Vesta; d'altres deriven de diferents asteroides. A part d'aquests, hi ha dos petits grups d'acondrites especials, ja que aquests són més joves i no provenen del cinturó d'asteroides: un d'aquests grups prové de la Lluna, i inclou roques similars a les que van ser portades a la Terra pels programes Apollo i el Lunik; l'altre grup és originari de Mart.

Al voltant del 5-8% dels meteorits que cauen són metàl·lics, amb aliatges de ferro-níquel tals com la kamacita i la taenita. Es creu que la majoria dels meteorits metàl·lics provenen del centre d'alguns asteroides que alguna vegada van estar fosos. Igual com a la Terra, el metall més dens va restar separat del material de silicat i ubicat cap al centre de l'asteroide. Després que l'asteroide se solidifiqués, es va fragmentar per una col·lisió contra altres asteroides.

Finalment, els meteorits metal·lorocosos o litosiderits constitueixen l'1-2% restant. Es tracta d'una barreja dels metalls ferro-níquel i minerals de silicat. Es creu que un tipus d'aquesta família, les anomenades pal·lasites, es van originar a la zona límit entre les regions on es van originar els meteorits metàl·lics i els rocosos. Un altre tipus de litosiderits són les mesosiderites.

A Catalunya es coneix la caiguda de cinc meteorits, dels quals tres es van veure caure: Terrassa (1704), Nulles (1851) i Canyelles (1861), i dos es van trobar: Girona (1899) i Garraf (1905). Alguns d'aquests fragments es poden veure al Museu de Ciències Naturals de Barcelona.

Meteor (1979). Dir. Ronald Neame. Int. Sean Connery, Natalie Wood, Henry Fonda, Martin Landau.

Deep Impact (1998). Dir. Mimi Leder. Int. Elijah Wood, Morgan Freeman, James Cromwell, Robert Duvall.

Armageddon (1998). Dir. Michael Bay. Int. Bruce Willis, Liv Tyler, Ben Affleck, Billy Bob Thornton.

# data[].attributes.attachment_link.title
Meteorit - Viquipèdia, l'enciclopèdia lliure

# data[].attributes.attachment_link.description
Un meteorit o aeròlit és un cos natural originat en l' espai exterior que sobreviu el ròssec atmosfèric i l'impacte amb la superfície terrestre. La majoria de meteorits deriven de petits objectes astronòmics anomenats meteoroides, tot i que de vegades també es produeixen per impactes d' asteroides.

# data[].attributes.attachment_link.readable_text
Terra

Tipus

planeta tel·lúric, planeta interior i ubicació narrativa

Epònim

sòl, terra i bola

Cos pare

Sol

Cossos fills

Època

Tipus d'òrbita

òrbita heliocèntrica

Apoàpside

151.930.000 km ↔ Sol
1 ua[1]
1,01671 ua

Periàpside

147.095.000 km ↔ Sol
( arg (ω): 114,20783)

Semieix major a

Excentricitat e

Període orbital P

Anomalia mitjana M

Inclinació i

7,155 ° ↔ Equador del Sol[4]
1,57869 ° ↔ pla invariable

Longitud del node ascendent Ω

Radi

línia equatorial: 6.378,137 km
mitjana: 6.371 km[8]
pol geogràfic: 6.356,8 km

Diàmetre

Aplatament

Àrea de superfície

Massa

Volum

Rotació sideral

0,99726968 d
23h 56m 4,100s

Velocitat de rotació equatorial

1.674,4 km/h[6]

Gravetat superficial equatorial

Albedo

0,434 ( albedo geomètrica)[13]
0,306 ( albedo de Bond)[13]

Temperatura de superfície

Pressió superficial

101,325 kPa ( nivell mitjà del mar)

Composició atmosfèrica

78,08% nitrogen (N₂)[7]
20,95% oxigen (O₂)
0,93% argó
0,038% diòxid de carboni
1% vapor d'aigua (varia amb el clima)

Part de

sistema Terra-Lluna i sistema solar

Format per

La Terra és el tercer planeta del sistema solar atenent la seva proximitat al Sol i l'únic astre que se sap que té vida. Un 29% de la seva superfície és coberta per terra en forma de continents i illes i un 71% per aigua, la major part de la qual es troba als mars i els oceans, que formen la hidrosfera conjuntament amb els llacs, els rius i altres masses d' aigua dolça. Gran part de les regions polars està coberta de gel. La capa exterior de la Terra es divideix en nombroses plaques tectòniques rígides que es mouen per la superfície al llarg de períodes de molts milions d'anys. El seu interior roman actiu, amb un nucli intern sòlid, un nucli extern líquid que genera el camp magnètic de la Terra i un mantell convectiu que impulsa la tectònica de plaques.

L' atmosfera de la Terra es compon majoritàriament de nitrogen i oxigen. L'energia solar incideix amb més intensitat a les regions tropicals que a les polars i és redistribuïda per la circulació atmosfèrica i oceànica. El vapor d'aigua té una presència important a l'atmosfera, on forma núvols que cobreixen la majoria del planeta. Els gasos amb efecte d'hivernacle, com el diòxid de carboni, atrapen una part de l'energia solar prop de la superfície. El clima de cada regió ve determinat per la latitud, el terreny i l' altitud, així com les eventuals masses d'aigua pròximes i els seus corrents. Els fenòmens meteorològics extrems, incloent-hi els ciclons tropicals, les tronades i les onades de calor, poden afectar gairebé totes les contrades del món i tenen un impacte significatiu sobre els organismes que habiten la Terra.

La Terra, un el·lipsoide d'aproximadament 40.000 km de circumferència, és el planeta més dens del sistema solar, així com el més gros i massiu dels planetes tel·lúrics. Orbitant a uns vuit minuts llum del Sol, triga un any (aproximadament 365,25 dies) a completar una revolució al voltant de l'astre rei.

El planeta es va formar fa aproximadament 4.600 milions d'anys, i hi va aparèixer vida al cap de 1.000 milions d'anys. La biosfera de la Terra ha alterat significativament l' atmosfera i altres condicions abiòtiques, permetent la proliferació d' organismes aeròbics i la formació de la capa d'ozó que, juntament amb el camp magnètic terrestre, bloqueja la radiació solar perjudicial. Les propietats físiques de la Terra, així com la seva història geològica i òrbita, han permès que la vida persisteixi durant aquest període. S'espera que el planeta pugui tenir vida durant com a mínim 500 milions d'anys més.

La Terra interacciona amb altres objectes de l'espai, especialment el Sol i la Lluna. Actualment, la Terra completa una òrbita al voltant del Sol un cop cada 366,26 vegades que gira sobre el seu propi eix, que és equivalent a 365,26 dies solars o un any sideri. L'eix de rotació de la Terra està inclinat 23,4° respecte a la perpendicular del pla orbital, produint variacions estacionals a la superfície del planeta amb un període d'un any tropical (365,24 dies solars). L'únic satèl·lit natural de la Terra, la Lluna, que va començar a girar al seu voltant fa uns 4.530 milions d'anys, crea les marees, n'estabilitza la inclinació axial i alenteix gradualment la rotació del planeta. Fa entre 3.800 i 4.100 milions d'anys, nombrosos impactes d' asteroide durant el Gran Bombardeig Tardà van provocar canvis significatius a l'ambient de la superfície.

Tant els recursos minerals del planeta, com els productes de la biosfera, contribueixen recursos que s'utilitzen per alimentar la població mundial. Aquests habitants s'agrupen en uns 200 estats independents, que interaccionen per mitjà de diplomàcia, comerç i accions militars. Les cultures humanes han desenvolupat visions molt diverses del planeta, incloent-hi personificacions com una deïtat, una creença en una Terra plana o com al centre de l'Univers.

Composició i estructura

La Terra és un planeta terrestre, la qual cosa significa que és un cos rocós, en lloc d'un gegant gasós com Júpiter. És el més gran dels quatre planetes terrestres del sistema solar en mida i massa. D'aquests quatre planetes, la Terra també té la densitat més gran, la gravetat superficial més alta, el camp magnètic més fort i la rotació més ràpida. També és l'únic planeta terrestre amb tectònica de plaques activa.

Comparació dels planetes interiors (d'esquerra a dreta): Mercuri, Venus, la Terra i Mart

La forma de la Terra és molt propera a la d'un esferoide oblat, una esfera aixafada al llarg de l'eix de pol a pol de tal manera que hi hagi un bony al voltant de l' equador. Aquest bony és degut a la rotació de la Terra, i fa que el diàmetre a l'equador sigui 43 km més gran que el diàmetre dels pols. El diàmetre mitjà de l'esferoide de referència és d'uns 12.742 km, que és aproximadament 40.000 km/ π, ja que el metre es va definir originalment com a 1/10.000.000 de la distància de l'equador al pol Nord passant per París ( França).

La topografia local es desvia d'aquest esferoide ideal, tot i que a escala global aquestes desviacions són molt petites: la Terra té una tolerància d'una part de cada 584, o 0,17%, de l'esferoide de referència. És menys, per tant, que la tolerància del 0,22% permesa en boles de billar. Les desviacions locals més grans a la superfície rocosa de la Terra són el mont Everest (8.848 m sobre el nivell del mar local) i la fossa de les Mariannes (10.911 m sota el nivell del mar local). A causa de la deformació equatorial, les localitzacions de la superfície més llunyanes del centre de la Terra són els pics del Chimborazo a l' Equador i Huascarán al Perú.

Composició química

La massa de la Terra és d'aproximadament 5,98×10 ²⁴ kg. Està composta principalment de ferro (32,1%), oxigen (30,1%), silici (15,1%), magnesi (13,9%), sofre (2,9%), níquel (1,8%), calci (1,5%), i alumini (1,4%); l'1,2% restant consisteix en quantitats en traces d'altres elements. Es creu que la regió del nucli està formada principalment de ferro (88,8%), amb quantitats inferiors de níquel (5,8%), sofre (4,5%), i menys d'un 1% d'elements en traces.

El geoquímic F. W. Clarke va calcular que poc més d'un 47% de l'escorça de la Terra consisteix d'oxigen. Els components de les roques més comunes de l'escorça terrestre són gairebé tots òxids; el clor, el sofre i el fluor són les úniques excepcions importants i la seva quantitat total en qualsevol roca és generalment molt menys que un 1%. Els principals òxids són la sílice, l'alúmina, òxids de ferro, calç, magnesi, potassa i sosa. La sílice funciona principalment com a àcid, formant silicats, i tots els minerals més comuns de les roques ígnies són d'aquesta naturalesa. D'un càlcul basat en 1.672 anàlisis de tota mena de roca, Clarke va deduir que el 99,22% estaven compostes d'11 òxids (vegeu taula a la dreta). La resta de constituents només es troben en quantitats molt petites.

Estructura interna

L'interior de la Terra, com el de tots els planetes terrestres, es divideix en capes segons les seves propietats químiques o físiques. Tanmateix, al contrari que la resta de planetes terrestres, té un nucli intern i extern distingits. La capa exterior de la Terra és una escorça de silicats, damunt d'un mantell sòlid altament viscós. L'escorça està separada del mantell per la discontinuïtat de Mohorovičić, i el gruix de l'escorça varia de mitjana: 6 km sota els oceans i 30-50 km als continents. L'escorça i la part freda, rígida i superior del mantell superior es coneix col·lectivament com a litosfera. A sota de la litosfera hi ha l' astenosfera, una capa de viscositat relativament baixa. A sota el mantell, hi ha un nucli extern líquid extremadament poc viscós al damunt d'un nucli intern sòlid. El nucli intern pot girar a una velocitat angular lleugerament més alta que la resta del planeta, avançant de 0,1 a 0,5° cada any.

Tall des del nucli a l'exosfera. No a escala

Tall des del nucli a l'exosfera. No a escala. (Cliqueu per ampliar)

Profunditat[34]
km

Capa

Densitat
g/cm³

0-60

Litosfera[b]

És la part més superficial que es comporta de manera elàstica. Comprèn l'escorça i la porció superior del mantell.

-

0-35

Escorça[c]

És la capa més superficial. Està composta per basalt en les conques oceàniques i per granit en els continents.

2,2-2,9

100-700

Astenosfera

És la porció del mantell que es comporta de manera fluida.

-

L'escalfor interna de la Terra prové d'una combinació d'escalfor residual de l'acreció planetària (un 20%) i escalfor produïda per mitjà de radioactivitat (80%). Els principals isòtops que produeixen escalfor són el potassi 40, urani 238, urani 235, i tori 232. Al centre del planeta, la temperatura pot ser de 7.000 K i la pressió pot arribar a 360 GPa. Com que gran part de l'escalfor prové de radioactivitat, els científics creuen que al principi de la història de la Terra, abans que els isòtops amb períodes de semidesintegració curts s'haguessin esgotat, la producció d'escalfor de la Terra hauria estat molt més gran. Aquesta producció d'escalfor addicional, dues vegades l'actual fa 3.000 milions d'anys, hauria augmentat la temperatura de la Terra, incrementant els ritmes de tectònica de plaques, permetent la producció de roques ígnies com les komatites que no es formen avui en dia.

La pèrdua mitjana d'escalfor de la Terra és de , que suposa una pèrdua global de . Una part de l'energia termal del nucli es transporta cap a l'escorça per mitjà de plomes del mantell. Aquestes plomes poden produir punts calents.

Hidrosfera

L'abundància d'aigua a la superfície de la Terra és una característica única que distingeix el "planeta blau" de la resta del sistema solar. La hidrosfera de la Terra consisteix en els oceans, que tècnicament conté totes les altres superfícies del món, incloent-hi mars interiors, llacs, rius, i aigües subterrànies d'una profunditat de fins a 2.000 m. La posició sota l'aigua més profunda és la fossa Challenger de la fossa de les Mariannes a l' oceà Pacífic amb una profunditat de 10.911,4 m.

La massa dels oceans és d'aproximadament 1,35×10 ¹⁸ tones, o 1/4400 de la massa total de la Terra. Els oceans cobreixen una àrea de 3,618×10 ⁸ km² amb una profunditat mitjana de 3.682 m, resultant en un volum estimat d'1,332×10 ⁹ km³. Si tota la terra de la Terra s'expandís uniformement, l'aigua pujaria a una altitud de més de 2,7 km. Un 97,5% de l'aigua de la terra és salada, mentre que el 2,5% restant és aigua dolça. Gran part de l'aigua dolça, un 68,7%, és actualment gel.

La salinitat mitjana dels oceans de la Terra és d'uns 35 grams de sal per quilogram d'aigua de mar (35‰). La major part d'aquesta sal es va alliberar durant activitat volcànica de roques ígnies fredes. Els oceans són també una reserva de gasos atmosfèrics dissolts, que són essencials per a la supervivència de moltes formes de vida aquàtiques. L'aigua de mar té una influència important en el clima mundial, ja que els oceans actuen com a focus calòric. Les variacions en la distribució de temperatura oceànica poden causar variacions climàtiques importants, com .

La pressió atmosfèrica a la superfície de la Terra és de mitjana 101,325 kPa, amb una alçada d'escala d'uns 8,5 km. Està composta en un 78% de nitrogen i un 21% d' oxigen, amb quantitats en traces de vapor d'aigua, diòxid de carboni i altres molècules gasoses. L'alçada de la troposfera varia amb la latitud, variant entre 8 km als pols i 17 km a l'equador, amb una mica de variació a causa del temps i factors estacionals.

La biosfera de la Terra ha alterat significativament la seva atmosfera. La fotosíntesi oxigènica va evolucionar fa 2.700 milions d'anys, formant l'atmosfera formada principalment per nitrogen i oxigen d'avui en dia. Aquest canvi va permetre la proliferació d' organismes aeròbics, així com la formació de la capa d'ozó que bloqueja la radiació solar ultraviolada, permetent al seu torn la vida a la Terra. Entre altres funcions atmosfèriques importants per la vida a la Terra hi ha el transport de vapor d'aigua, aportant gasos útils, fer que meteoroides es cremin abans d'impactar amb la superfície, i moderar la temperatura. Aquest últim fenomen es coneix com a efecte d'hivernacle: molècules en traces de l'atmosfera s'utilitzen per capturar energia tèrmica emesa des del terra, conseqüentment augmentant la temperatura mitjana. El vapor d'aigua, el diòxid de carboni, metà i ozó són els principals gasos hivernacle de l'atmosfera de la Terra. Sense aquest efecte de retenció de calor, la temperatura mitjana de la superfície seria de -18 °C i la vida molt probablement no existiria.

Les capes de l'atmosfera són: la troposfera, l' estratosfera, la mesosfera, la termosfera, i l' exosfera. Les seves altituds varien amb els canvis estacionals. La massa total de l'atmosfera és aproximadament 5,1×10 ¹⁸ kg.

Òrbita i rotació

La Terra duu a terme els següents moviments de forma simultània:

Translació sobre la seva òrbita al voltant del Sol.

Rotació sobre el seu propi eix, moviment que determina el dia i la nit.

Precessió associada al gir que fa l'eix instantani de rotació de la Terra, a causa de la seva lleugera inclinació.

Nutació, una lleugera vibració perpendicular a la precessió i que ve donada per la influència gravitatòria de la Lluna en girar entorn de la Terra.

Animació que mostra la rotació de la terra

El període de rotació de la Terra en relació al Sol -el seu dia solar mitjà- és de 86.400 segons de temps solar mitjà (86.400,0025 segons del SI). Com que el dia solar de la Terra és lleugerament més llarg que durant el segle xix a causa de l' acceleració de la marea, cada dia és entre 0 i 2 mil·lisegons del SI més llarg.

El període de rotació de la Terra en relació a les estrelles fixes, anomenat dia estel·lar per l'International Earth Rotation and Reference Systems Service (IERS), és de 86164,098903691 segons de tems solar mitjà, o El període de rotació de la Terra en relació a l' equinocci vernal, anomenat incorrectament dia sideral, és de 86164,09053083288 segons de temps solar mitjà (UT1) . Per tant el dia sideral és més curt que el dia estel·lar per uns 8,4 ms. La longitud del dia solar mitjà en segons del SI és disponible a l'IERS per als períodes 1623-2005 i 1962-2005.

A part de meteors a l'atmosfera i satèl·lits en òrbita baixa, el moviment aparent dels cossos celestes vistos des de la Terra és cap a l'oest, a una velocitat de 15°/h = 15'/min. Per a cossos propers a l' equador celeste, això és l'equivalent a un diàmetre aparent del Sol o la Lluna cada dos minuts; des de la superfície del planeta, les mides aparents del Sol i la Lluna són aproximadament les mateixes.

La Terra gira al voltant del Sol a una distància mitjana d'uns 150 milions de quilòmetres cada 365,2564 dies solars mitjans, o un any sideri. Des de la Terra, això provoca un moviment aparent del Sol cap a l'est respecte les estrelles a un ritme d'aproximadament 1°/dia, o un diàmetre del Sol o la Lluna cada 12 hores. A causa d'aquest moviment, de mitjana la Terra tarda 24 hores -un dia solar - en completar una rotació sencera sobre el seu eix fins que el Sol torna al meridià. La velocitat orbital de la Terra mitjana és d'uns 29,8 km/s (104.000 km/h), que és prou ràpid per a cobrir el diàmetre del planeta (d'uns 12.600 km) en set minuts, i la distància amb la Lluna (384.000 km) en quatre hores.

La Lluna gira amb la Terra al voltant d'un baricentre comú cada 27,32 dies en relació a les estrelles del fons. Quan es combina amb la revolució comuna del sistema Terra-Lluna al voltant del Sol, el període del mes sinòdic (de lluna nova a lluna nova), és de 29,53 dies. Vist des del pol nord celeste, el moviment de la Terra, la Lluna, i les seves rotacions axials són totes antihoraris. Vist des d'un punt de vista damunt dels pols nord del Sol i la Terra, la Terra gira en un sentit antihorari al voltant del Sol. Els plans orbitals i axials no estan precisament alineats; la inclinació axial de la Terra és d'uns 23,4 graus respecte a la perpendicular al pla Terra-Sol, i el pla Terra-Lluna està inclinat uns 5 graus respecte al pla Terra-Sol. Sense aquesta inclinació, hi hauria un eclipsi cada dues setmanes, alternant entre eclipsis de Lluna i eclipsis de Sol.

L' esfera de Hill, o esfera d'influència gravitacional, de la Terra té un radi d'aproximadament 1,5 Gm (o 1.500.000 quilòmetres). L'afeli és un 103,4% de la distància al periheli. La radiació al periheli és un 106,9% l'energia de l'afeli. Aquesta és la distància màxima a la qual la influència gravitacional de la Terra és superior a la del Sol i altres planetes. Els objectes han d'orbitar la Terra dins d'aquest radi, o acabaran atrapats per la pertorbació gravitacional del Sol.

Il·lustració de la Via Làctia, mostrant la posició del Sol

La Terra, juntament amb el sistema solar, es troba a la galàxia de la Via Làctia, orbitant a uns 28.000 anys llum del centre de la galàxia. Actualment es troba a uns 20 anys llum damunt del pla equatorial de la galàxia al Braç d'Orió.

Inclinació de l'eix i estacions

A causa de la inclinació de l'eix de la Terra, la quantitat de llum solar que arriba a un punt determinat de la superfície varia al llarg de l'any. Això provoca canvis estacionals al clima; l'estiu a l'hemisferi nord ocorre quan el pol nord apunta cap al Sol, i l'hivern quan apunta cal a la direcció oposada. Durant l'estiu, el dia dura més i el Sol puja més al cel. A l'hivern, el clima esdevé generalment més fred i els dies més curts. Per sobre del Cercle Àrtic, es produeix un cas extrem en el qual no hi ha llum del dia durant una part de l'any. A l'hemisferi nord la situació és exactament oposada, amb el Pol Sud orientat cap a la direcció oposada del pol nord.

La Terra i la Lluna vistes des de Mart, fotografiades pel Mars Reconnaissance Orbiter. Des de l'espai, es pot observar com la Terra té fases similars a les de la Lluna.

Per convenció astronòmica, les quatre estacions es determinen pels solsticis -els punts de l'òrbita amb més inclinació axial respecte al Sol - i els equinoccis, quan la direcció de la inclinació i la direcció del Sol són perpendiculars. A l'hemisferi nord, el solstici d'hivern ocorre el 21 de desembre, el solstici d'estiu proper al 21 de juny, l' equinocci de primavera cap al 20 de març i l' equinocci de tardor cap al 23 de setembre. A l'hemisferi sud, la situació és oposada, amb els solsticis d'estiu i hivern intercanviats i les dates de l'equinocci de primavera i tardor intercanviades.

L'angle d'inclinació de la Terra és relativament estable al llarg de grans períodes. Tanmateix, la inclinació pateix nutació; un moviment lleuger, irregular, amb un període principal de 18,6 anys. L'orientació (en lloc de l'angle) de l'eix de la Terra també canvia al llarg del temps, precessant un cercle sencer en cicles de 25.800 anys; aquesta precessió és el motiu de la diferència entre un any sideral i un any tropical. Ambdós moviments són provocats per l'atracció variable del Sol i la Terra al bony equatorial de la Terra. Des del punt de vista de la Terra, els pols també migren uns quants metres a la superfície. Aquest moviment polar té components múltiples i cíclics, anomenats col·lectivament moviments quasiperiòdics. A part d'un component anual a aquest moviment, hi ha un cicle de 14 mesos anomenat moviment de Chandler. La velocitat rotacional de la Terra també varia en un fenomen conegut com a variació de la longitud del dia.

En èpoques modernes, el periheli de la Terra es produeix al voltant del 3 de gener, i l' afeli al voltant del 4 de juliol. Aquestes dates canvien amb el temps a causa de la precessió i altres factors orbitals, que segueixen patrons cíclics coneguts com a cicles de Milanković. La canviant distància entre la Terra i el Sol provoca un augment d'un 6,9% en energia solar que arriba a la Terra al periheli en relació a l'afeli. Com que l'hemisferi sud està inclinat cap al Sol quan la Terra està més propera al Sol, l'hemisferi sud rep lleugerament més energia del Sol que l'hemisferi nord al llarg de l'any. Aquest efecte és molt menys significatiu que l'energia total per culpa de la inclinació axial, i la major part d'aquesta energia és absorbida per la proporció superior d'aigua a l'hemisferi sud.

La Terra té un satèl·lit natural, la Lluna, que orbita al voltant de la Terra cada 27 1/3 dies. Així que hi ha un moviment de la Lluna respecte al Sol i les estrelles fixes a una velocitat d'aproximadament 12 °/dia, és a dir un diàmetre de la Lluna cada hora, en la direcció oposada al de la rotació diària del cel.

Vist des del pol nord de la Terra, el moviment de la Terra, i la Lluna així com els seus moviments de rotació són tots directes (en sentit contrari a les agulles del rellotge).

El pla de l'equador i el pla de l' eclíptica formen un angle d'uns 23,5 graus. Això causa les estacions en la Terra. El pla de l'òrbita de la Lluna està inclinat aproximadament 5 graus respecte a l'eclíptica. Si no fos així, hi hauria un eclipsi de Sol i un de Lluna tots els mesos.

La Lluna té un quart del diàmetre de la Terra. Quan comparem aquesta relació planeta-satèl·lit amb les de la resta de planetes del sistema solar, veiem que no n'hi ha cap que tingui un satèl·lit tan gran en relació a la mida del planeta, excepte el sistema Plutó- Caront.

L' atracció gravitatòria entre la Terra i la Lluna causa les marees a la Terra. El mateix efecte a la Lluna fa que el seu període de rotació sigui igual que el període orbital. Com a resultat, la Lluna sempre presenta la mateixa cara a la Terra. En el seu moviment al voltant de la Terra diferents fraccions de la Lluna són il·luminades pel Sol, presentant un cicle complet de fases lunars.

A causa de l' acceleració de les marees, la Lluna s'allunya a raó de 38 mm per any. Al llarg dels mil·lennis, aquestes petites modificacions juntament amb l'allargament del dia terrestre en 23 µs per any, van sumant canvis significatius. Durant el període Devonià, per exemple, (fa aproximadament 410 milions d'anys) un any tenia 400 dies, essent cada un de 21,8 hores.

La Lluna pot causar una variació moderada del clima terrestre. Les simulacions per ordinador mostren que la força d'atracció de la Lluna cap a la protuberància equatorial de la Terra causen una estabilització de la inclinació de l'eix de rotació, produint una variació moderada del clima. Sense aquesta estabilització alguns científics pensen que l'eix de rotació podria ser caòticament inestable, com pareix ocórrer en el planeta Mart. Si l'eix de rotació de la Terra s'acostés a l' eclíptica, la variació estacional del clima seria summament severa. Un pol apuntaria directament cap al Sol durant estiu i mentre per a l'altre seria nit permanent en hivern. Els científics que han estudiat l'efecte pensen que això causaria la desaparició de la vida, afectant animals i plantes grans.

La Lluna vista des de la Terra, té la mateixa grandària angular que el Sol (el Sol és 400 vegades més gran, però està 400 vegades més lluny que la Lluna). Açò permet que hi hagi eclipsis de sol totals.

Una representació a escala de les mides relatives i distància entre la Terra i la Lluna.

L'origen de la Lluna és desconegut, però la hipòtesi més acceptada actualment és que es va formar per la col·lisió d'un protoplaneta de la grandària de Mart quan la Terra era jove. Aquesta hipòtesi explica la relativa manca de ferro i d'elements volàtils a la Lluna, i el fet que la seva composició sigui molt semblant a la de l' escorça terrestre.

La Terra té com a mínim dos asteroides coorbitals, l'asteroide (3753) Cruithne i el .

Habitabilitat

Un planeta capaç de sostenir la vida és anomenat habitable, fins i tot si no se n'hi ha originat. La Terra té els requisits per a les condicions d'aigua líquida, un ambient en què molècules orgàniques complexes es poden assemblar, i suficient energia per sostenir el metabolisme dels éssers vius. La distància de la Terra al Sol, així com la seva excentricitat orbital, velocitat de rotació, inclinació axial, història geològica, atmosfera sostinguda i camp magnètic protector contribueixen a les condicions necessàries per originar i sostenir la vida en el planeta.

De vegades es diu que les formes del planeta formen una "biosfera". Es creu que la biosfera va començar a evolucionar fa uns 3.500 milions d'anys. La biosfera es divideix en diversos biomes, habitades per plantes i animals similars. A la Terra, els biomes se separen principalment per diferències en latitud, altitud sobre el nivell del mar i humitat. Als biomes terrestres que es troben dins dels cercles àrtic o antàrtic, a grans altituds o àrees àrides no hi abunda massa la vida; el pic de diversitat d'espècies es troba a terres baixes humides a latituds equatorials.

La Hipòtesi Gaia o teoria de Gaia és un model científic de la biosfera terrestre formulat pel biòleg James Lovelock, que suggereix que la vida sobre la Terra organitza les condicions climàtiques per a afavorir el seu propi desenvolupament.

Recursos naturals i ús de la terra

La terra proveeix de recursos que són explotables per humans per als seus propòsits. Alguns d'aquests són no renovables, com els combustibles fòssils, que són difícils de recuperar a petita escala.

De l'escorça terrestre s'exploten grans dipòsits de combustibles fòssils tals com el carbó, el petroli, el gas natural i hidrat de metà. Aquests dipòsits són emprats pels éssers humans tant per a la producció d'energia com a matèria primera per a la producció química. Les menes, cossos minerals, també s'han anat formant a la Terra mitjançant el procés anomenat mena gènesi, resultant de l' erosió i la tectònica de plaques. Aquests cossos formen fonts concentrades de diversos metalls i altres elements químics útils.

La biosfera de la Terra produeix molts recursos útils per als humans, incloent-hi (però lluny de limitar-se a això) menjar, fusta, medicaments, oxigen i el reciclatge de diversos residus orgànics. Els ecosistemes terrestres depenen de la fertilitat de la terra i de l'aigua dolça, mentre que els ecosistemes oceànics dels nutrients dissolts provinents de la terra. Els humans també fan servir l' àrea de la terra fent servir materials de construcció per edificar habitatges.

Perills naturals i ambientals

Grans superfícies de la superfície de la Terra són subjectes a clima extrem com ciclons tropicals, huracans, o tifons que dominen la vida en aquestes àrees. Durant el període 1980-2000, aquests esdeveniments provocaven una mitjana d'11.800 morts per any. Molts llocs són subjectes a terratrèmols, esllavissades, tsunamis, erupcions volcàniques, tornados, dolines, torbs, inundacions, sequeres, incendis, i altres desastres.

Moltes àrees localitzades són subjectes a contaminació humana de l'aire i l'aigua, pluja àcida i substàncies tòxiques, pèrdua de vegetació, pèrdua de vida salvatge, extinció d'espècies, degradació del sol, erosió, i introducció d' espècies invasores.

D'acord amb les Nacions Unides, existeix un consens científic que relaciona activitats humanes amb l' escalfament global a causa d'emissions de diòxid de carboni industrials. Es prediu que provoqui canvis com la fosa de les glaceres i capes de gel, temperatures més extremes, canvis significatius al clima i una pujada del nivell del mar.

Geografia humana

La Terra de nit. Aquesta imatge no és fotogràfica, i molts llocs són més brillants que com aparaixerien a un observador directe.

La Terra és la llar d'aproximadament 7.500.000.000 de persones al gener del 2018, però les estimacions indiquen que la població mundial arribarà a 9.200 milions el 2050, amb un major creixement de la població localitzat als països en vies de desenvolupament. La densitat de població varia considerablement entre les diferents regions del planeta, que està dividit en 5 continents -Àfrica, Amèrica, Àsia, Europa i Oceania- i 2 pols: l'Àrtic i l'Antàrtic (que rodeja el Pol Sud i és considerat per alguns exploradors, com l'últim continent descobert -com és el cas de Charles Wilkes el 1838; encara que pocs més ho van fer fins després de la Segona Guerra Mundial-). Cal remarcar que la densitat de població és més gran al continent asiàtic. A més, s'estima que a partir del 2020, aproximadament el 60% de la població mundial viurà en zones urbanes.

S'estima que només una vuitena part de la superfície de la Terra és adequada perquè hi puguin viure els éssers humans. Tres quartes parts de la Terra estan cobertes per oceans, i la meitat de la superfície de terra és o bé deserta (14%), muntanyes altes (27%), o altres terrenys no adequats. L'assentament humà permanent més al nord és Alert, a Ellesmere de Nunavut ( Canadà). (82° 28′ N). El que es troba més al sud és l'estació Amundsen-Scott a l' Antàrtida, gairebé exactament al Pol Sud (90°S).

Els estats sobirans independents reclamen gairebé tota la superfície de terra del planeta, excepte algunes parts de l'Antàrtida i la terra de Bir Tawil entre Egipte i Sudan. El 2022 hi ha més de 200 estats sobirans, incloent-hi els 193 membres de les Nacions Unides. A part, hi ha una seixantena territoris dependents, i una sèrie d'àrees autònomes, territoris sota disputa, i altres entitats. Històricament, la Terra mai ha tingut un govern sobirà amb autoritat sobre tot el planeta, tot i que algunes nacions han intentat tenir el domini del món i han fracassat.

Les Nacions Unides són una organització internacional que es va crear amb l'objectiu d'intervenir en les disputes entre nacions, intentant evitar un conflicte armat. Tanmateix, no és un govern mundial. Les Nacions Unides són principalment un fòrum per a diplomàcia internacional i llei internacional. Si hi ha consens entre els membres, té un mecanisme per a intervenció armada.

El primer humà a entrar en òrbita a la Terra va ser Iuri Gagarin el 12 d'abril de 1961. En total, unes 400 persones han visitat l' espai exterior i han arribat a l'òrbita de la Terra a data del 2004 i, d'aquestes 400, dotze han caminat a la Lluna. Normalment els únics humans a l'espai són els que es troben a l' Estació Espacial Internacional. La tripulació de l'estació, de sis persones, se substitueix típicament cada sis mesos. Els humans que han arribat més lluny de la Terra són la tripulació de l' Apollo 13 del 1970, que van arribar a 400.171 km.

La formació del planeta Terra està datada en 4,54·10⁹ anys. El seu origen com a planeta ha de trobar-se lligat a l'origen i formació de la resta dels planetes del sistema solar. Bàsicament, i donant tan sols unes breus pinzellades sobre aquesta qüestió, direm que s'han proposat fonamentalment dues teories al respecte:

1. Teories catastrofistes (origen calent): Els planetes es varen formar a partir d'una "llengua" de material solar (gasos incandescents) produïda a conseqüència del pas d'altra estrella per les proximitats del Sol. Un posterior refredament d'aquest material va permetre als planetes així formats passar primerament per una etapa líquida, i finalment per una etapa sòlida. Aquest pas intermedi (etapa líquida) hauria permès una decantació (separació dels materials per densitat) dels elements en capes concèntriques, com està comprovat que passa a la Terra. La calor interna de la Terra, segons està teoria, provindria de l'energia original. La forma de fus que té la distribució dels planetes del sistema solar, sembla un argument a favor d'una "llengua" inicial de material com a origen dels planetes; però, per altra banda, no hi ha una plena justificació per a no considerar altres possibilitats admetent la hipòtesi del pas d'altra estrella (per exemple: que el material solar inicial s'haguera dispersat a l'espai en comptes de donar lloc als planetes). Aquestes teories es consideren actualment descartades.

2. Teoria de la nebulosa primitiva (origen fred): És la teoria més acceptada actualment (inicialment proposada per Kant i Laplace). Aquesta teoria considera que el Sol i els planetes es varen formar a partir d'una nebulosa original per concentració de la matèria freda que la formava. Pel que fa al Sol, la mateixa energia gravitacional és la que va donar lloc al començament de les reaccions nuclears de fusió. Els planetes es varen formar a partir de protoplanetes (semblants a meteorits) per un procés de creixement per atracció gravitatòria i xocs (procés d'acreció). Durant aquest procés, la temperatura dels planetes hauria arribat als 8.000-10.000 °C, i hauria permès la fusió dels elements i la separació en capes concèntriques en funció de les seves densitats. El posterior refredament hauria solidificat la part externa aïllant l'interior de pèrdues energètiques (la calor interna tindria un origen primordial).

Punt de vista cultural

La primera fotografia feta per astronautes d'una "sortida de la Terra", de l'Apollo 8.

🜨

Contràriament a la resta dels planetes del sistema solar, la humanitat no va començar a veure la Terra com a objecte en moviment al voltant del Sol fins al segle xvi. La Terra s'ha personificat sovint com a deïtat, particularment deessa. En moltes cultures la deessa mare també es representa com a deessa de la fertilitat. Els mites de la creació en moltes religions inclouen la creació de la Terra per una deïtat sobrenatural o deïtats.

Al passat, hi havia creença en una Terra plana, però va quedar obsolet amb el concepte d'una Terra esfèrica a causa d'observacions i circumnavegació. La perspectiva humana sobre la Terra ha canviat amb el vol espacial, i la biosfera es veu actualment des d'una perspectiva integrada globalment. Això es reflecteix en un moviment ecologista que està preocupat en els efectes de la humanitat sobre el planeta.

Referències

1. Afirmat a: ↑ Keplerian elements for approximate positions of the major planets . Pàgina: 2. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 15 febrer 2015.

2. "↑ NASA FACTS " (en anglès). NASA.

3. "↑ USEFUL CONSTANTS ". Arxivat de l'original el 3 novembre 2012.

4. URL de la referència: ↑ https://books.google.com/?id=w8PK2XFLLH8C&pg=PA294.

5. URL de la referència: ↑ http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/earthfact.html. Data de consulta: 8 abril 2014. Arxiu de l'URL: https://www.webcitation.org/6GVr9SIKY?url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/earthfact.html. Data d'arxivament: 10 maig 2013.

6. Arthur N. Cox. ↑ Allen's Astrophysical Quantities. 4a ed.. Nova York: AIP Press, 2000, p. 244. ISBN 0-387-98746-0 [Consulta: 17 agost 2010].

7. ↑ 7,0 7,1 7,2 7,3

8. "↑ Earth Fact Sheet " (en anglès). NASA. [Consulta: 25 abril 2018].

9. URL de la referència: ↑ https://solarsystem.nasa.gov/planets/earth/by-the-numbers/.

10. Afirmat a: ↑ Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy . Editorial: Springer Science+Business Media. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. ISSN: 0923-2958.

11. URL de la referència: ↑ http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/earthfact.html. Arxiu de l'URL: https://web.archive.org/web/20101030234253/http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/earthfact.html. Data d'arxivament: 30 octubre 2010.

12. "↑ The International System of Units (SI) " (en anglès). Western Journal of Medicine, 3, 1r març 1982, pàg. 259.

13. ↑ URL de la referència: 13,0 https://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/earthfact.html.13,1 13,2

14. ↑ Vegeu: 14,0

Dalrymple, G.B.. The Age of the Earth. California: Stanford University Press, 1991. ISBN 0-8047-1569-6.

Newman, William L. "Age of the Earth". Publications Services, USGS, 09-07-2007. [Consulta: 20 setembre 2007].

Dalrymple, G. Brent "The age of the Earth in the twentieth century: a problem (mostly) solved". Geological Society, London, Special Publications, 190, 1, 2001, pàg. 205-221. DOI: 10.1144/GSL.SP.2001.190.01.14 [Consulta: 20 setembre 2007].

Stassen, Chris. "The Age of the Earth". TalkOrigins Archive, 10-09-2005. [Consulta: 30 desembre 2008].

14,1

15. ↑

16. Tackley, Paul J. "Mantle Convection and Plate Tectonics: Toward an Integrated Physical and Chemical Theory". ↑ Science, 288, 5473, 16-06-2000, pàg. 2002-2007. Bibcode: 2000Sci...288.2002T. DOI: 10.1126/science.288.5473.2002. PMID: 10856206.

17. Mohr, P.J.; Taylor, B.N. "↑ Unit of length (meter)". NIST Reference on Constants, Units, and Uncertainty. NIST Physics Laboratory, octubre 2000. [Consulta: 23 abril 2007].

18. Senne, Joseph H. "Did Edmund Hillary Climb the Wrong Mountain". ↑ Professional Surveyor, 20, 5, 2000, pàg. 16-21.

19. Sharp, David "Chimborazo and the old kilogram". ↑ The Lancet, 365, 9462, 05-03-2005, pàg. 831-832. DOI: 10.1016/S0140-6736(05)71021-7.

20. Brown, Geoff C.; Mussett, Alan E.. ↑ The Inaccessible Earth. 2a edició. Taylor & Francis, 1981, p. 166. ISBN 0-04-550028-2. Note: After Ronov and Yaroshevsky (1969).

21. Morgan, J. W.; Anders, E. "Chemical composition of Earth, Venus, and Mercury". ↑ Proceedings of the National Academy of Science, 71, 12, 1980, pàg. 6973-6977. Bibcode: 1980PNAS...77.6973M. DOI: 10.1073/pnas.77.12.6973. PMC: 350422. PMID: 16592930 [Consulta: 4 febrer 2007].

22. Chisholm, Hugh. ↑ Aquest article incorpora text d'una publicació que es troba en domini públic: Encyclopædia Britannica (edició de 1911) (en anglès). 11a ed. Cambridge University Press, 1911.

23. ↑ Arxivat 2006-10-16 a Wayback Machine.

24. Kerr, Richard A. "Earth's Inner Core Is Running a Tad Faster Than the Rest of the Planet". ↑ Science, 309, 5739, 26-09-2005, pàg. 1313. DOI: 10.1126/science.309.5739.1313a. PMID: 16123276.

25. Jordan, T. H. "Structural Geology of the Earth's Interior". ↑ Proceedings National Academy of Science, 76, 9, 1979, pàg. 4192-4200. Bibcode: 1979PNAS...76.4192J. DOI: 10.1073/pnas.76.9.4192. PMC: 411539. PMID: 16592703 [Consulta: 24 març 2007].

26. ↑ Turcotte, D. L.; Schubert, G.. "4". A: 35,0 Geodynamics. 2a edició. Cambridge, England, UK: Cambridge University Press, 2002, p. 136-137. ISBN 978-0-521-66624-4.35,1

27. Alfè, D.; Gillan, M. J.; Vocadlo, L.; Brodholt, J; Price, G. D. "↑ The ab initio simulation of the Earth's core" (PDF). Philosophical Transaction of the Royal Society of London, 360, 1795, 2002, pàg. 1227-1244 [Consulta: 28 febrer 2007].

28. Vlaar, N; Vankeken, P.; Vandenberg, A. "↑ Cooling of the Earth in the Archaean: Consequences of pressure-release melting in a hotter mantle" (PDF). Earth and Planetary Science Letters, 121, 1-2, 1994, pàg. 1. Arxivat de l'original el 2012-03-19. Bibcode: 1994E&PSL.121....1V. DOI: 10.1016/0012-821X(94)90028-0 [Consulta: 29 juny 2011]. Arxivat 2012-03-19 a Wayback Machine.

29. Turcotte, D. L.; Schubert, G.. "4". A: ↑ Geodynamics. 2a edició. Cambridge, England, UK: Cambridge University Press, 2002, p. 137. ISBN 978-0-521-66624-4.

30. Pollack, Henry N.; Hurter, Suzanne J.; Johnson, Jeffrey R. "↑ Heat flow from the Earth's interior: Analysis of the global data set". Reviews of Geophysics, 31, 3, agost 1993, pàg. 267-280. Bibcode: 1993RvGeo..31..267P. DOI: 10.1029/93RG01249.

31. Richards, M. A.; Duncan, R. A.; Courtillot, V. E. "Flood Basalts and Hot-Spot Tracks: Plume Heads and Tails". ↑ Science, 246, 4926, 1989, pàg. 103-107. Bibcode: 1989Sci...246..103R. DOI: 10.1126/science.246.4926.103. PMID: 17837768.

32. "↑ 7,000 m Class Remotely Operated Vehicle KAIKO 7000". Japan Agency for Marine-Earth Science and Technology (JAMSTEC). Arxivat de l'original el 2020-04-10. [Consulta: 7 juny 2008].

33. Charette, Matthew A.; Smith, Walter H. F. "↑ The Volume of Earth's Ocean". Oceanography, 23, 2, juny 2010, pàg. 112-114. Arxivat de l'original el 2011-09-30 [Consulta: 4 juny 2010]. Arxivat 2011-09-30 a Wayback Machine.

34. Shiklomanov, Igor A.; ↑ et al.. "World Water Resources and their use Beginning of the 21st century Prepared in the Framework of IHP UNESCO". State Hydrological Institute, St. Petersburg, 1999. Arxivat de l'original el 2013-04-03. [Consulta: 10 agost 2006].

35. McCarthy, Dennis D.; Hackman, Christine; Nelson, Robert A. "The Physical Basis of the Leap Second". ↑ The Astronomical Journal, 136, 5, novembre 2008, pàg. 1906-1908. Bibcode: 2008AJ....136.1906M. DOI: 10.1088/0004-6256/136/5/1906.

36. ↑ 56,0 56,1

37. Aoki, S. "The new definition of universal time". ↑ Astronomy and Astrophysics, 105, 2, 1982, pàg. 359-361. Bibcode: 1982A&A...105..359A.

38. ↑ Williams, David R. "62,0 Planetary Fact Sheets". NASA, 10-02-2006. [Consulta: 28 setembre 2008].-Vegeu els diàmetres aparents en les pàgines del Sol i la Lluna.62,1

39. R. Canup and E. Asphaug "Origin of the Moon in a giant impact near the end of the Earth's formation". ↑ Nature, 412, 2001, pàg. 708-712. DOI: 10.1038/35089010.

40. ↑

41. Hillebrand, Helmut "On the Generality of the Latitudinal Gradient". ↑ American Naturalist, 163, 2, 2004, pàg. 192-211. DOI: 10.1086/381004. PMID: 14970922.

42. ↑ Staff. "77,0 World". The World Factbook. Central Intelligence Agency, 24-07-2008. Arxivat de l'original el 2010-01-05. [Consulta: 5 agost 2008].77,1 77,2

43. Rona, Peter A. "↑ Resources of the Sea Floor". Science, 299, 5607, 2003, pàg. 673-674. DOI: 10.1126/science.1080679. PMID: 12560541 [Consulta: 4 febrer 2007].

44. ↑

45. United States Census Bureau. "↑ World POP Clock Projection". United States Census Bureau International Database, 07-01-2008. [Consulta: 7 gener 2008].

46. Peel, M. C.; Finlayson, B. L.; McMahon, T. A. "↑ Updated world map of the Köppen-Geiger climate classification". Hydrology and Earth System Sciences Discussions, 4, 2, 2007, pàg. 439-473. DOI: 10.5194/hessd-4-439-2007 [Consulta: 31 març 2007].

47. ↑ Kennedy, Paul. The Rise and Fall of the Great Powers. 1a edició. Vintage, 1989. ISBN 0-679-72019-7.

48. Shayler, David; Vis, Bert. ↑ Russia's Cosmonauts: Inside the Yuri Gagarin Training Center. Birkhäuser, 2005. ISBN 0-387-21894-7.

49. ↑ 97,0 Geología. Madrid: Anaya, 1979. ISBN 84-207-1396-1.97,1 97,2 97,3

50. ↑ Fuller, R. Buckminster. Operating Manual for Spaceship Earth. First. Nova York: E.P. Dutton & Co, 1963. ISBN 0-525-47433-1 [Consulta: 21 abril 2007]. Arxivat 2012-04-23 a Wayback Machine.

51. ↑ Lovelock, James E. Gaia: A New Look at Life on Earth. First. Oxford: Oxford University Press, 1979. ISBN 0-19-286030-5.

52. For example: McMichael, Anthony J. ↑ Planetary Overload: Global Environmental Change and the Health of the Human Species. Cambridge University Press, 1993. ISBN 0-521-45759-9.

Bibliografia

Comins, Neil F. Discovering the Essential Universe. 2a edició. W. H. Freeman, 2001. ISBN 0-7167-5804-0 [Consulta: 17 març 2007].

Ward, Peter D.; Donald Brownlee. The Life and Death of Planet Earth: How the New Science of Astrobiology Charts the Ultimate Fate of Our World. Times Books, Henry Holt and Company, 2002. ISBN 0-8050-6781-7.

Williams, David R. "Earth Fact Sheet". NASA, 01-09-2004. [Consulta: 17 març 2007].

Yoder, Charles F. T. J. Ahrens. Global Earth Physics: A Handbook of Physical Constants. Washington: American Geophysical Union, 1995. ISBN 0875908519 [Consulta: 17 març 2007]. Arxivat 2009-04-21 a Wayback Machine.

Newman, William L. "Age of the Earth". Publications Services, USGS, 09-07-2007. [Consulta: 20 setembre 2007].

Vegeu també

Enllaços externs

# data[].attributes.attachment_link.title
Terra - Viquipèdia, l'enciclopèdia lliure

# data[].attributes.attachment_link.description
Terra Tipus planeta tel·lúric, planeta interior i ubicació narrativa Epònim sòl, terra i bola Cos pare Sol Cossos fills Època Tipus d'òrbita òrbita heliocèntrica Apoàpside 151.930.000 km ↔ Sol 1 ua[1] 1,01671 ua Periàpside 147.095.000 km ↔ Sol ( arg (ω): 114,20783) Semieix major a Excentricitat e Període orbital P

# data[].attributes.attachment_link.title
Cometa - Viquipèdia, l'enciclopèdia lliure

# data[].attributes.attachment_link.description
Un cometa (dita també estel amb cua) és un cos celeste sòlid semblant als asteroides però amb diferent composició. El seu nom prové del llatí Cometa i aquest del grec Kometes, "cabellera". Junt amb els asteroides, planetes i els seus satèl·lits, formen part del Sistema Solar.

# data[].attributes.attachment_link.title
Estrella - Viquipèdia, l'enciclopèdia lliure

# data[].attributes.attachment_link.description
Un estel, estrela o estrella i antigament i dialectalment estela, és un astre massiu i lluminós format per plasma, que es manté en equilibri per mor de la seva pròpia gravetat, de forma semblant a l' equilibri hidroestàtic.

# data[].attributes.attachment_link.title
Sistema solar - Viquipèdia, l’enciclopèdia lliure

# data[].attributes.attachment_link.description
Planetes i planetes nans del sistema solar amb mides a escala, però amb distàncies reduïdes

# data[].attributes.attachment_link.readable_text
Commuta la taula de continguts.

De la Viquipèdia, l'enciclopèdia lliure

Via Làctia

Tipus

Galàxia espiral barrada i celestial body (en)

Tipus morfològic

SBbc[1]

Epònim

llet, hivern, carrer, carretera i Camí de Sant Jaume

Cos pare

Sagitari A*

Cossos fills

Constel·lació

Peixos, Sagitari, Cotxer, Cassiopea, Creu del Sud, Corona Boreal, Hèrcules, Escorpió, Lira, Dragó, Serpent, Àguila, Sageta, Ossa Menor, Ossa Major, Balança, Taure, Bessons, Cranc, Lleó, Verge i Capricorn

Radi

50.000 a.l.

Diàmetre

100.000 a.l.

Magnitud absoluta

−20,9

Massa

1.200.000.000.000 M☉

Periode de rotació

87.000.000.000 d

Part de

Subgrup de la Via Làctia i Grup Local

Format per

La Via Làctia és la galàxia que conté el sistema solar. El seu nom fa referència al seu aspecte des de la Terra (una faixa de feble lluminositat al cel nocturn constituïda per estrelles que no es poden veure individualment a ull nu) i ve del nom llatí via lactea, que al seu torn deriva del nom grec γαλαξίας κύκλος ( galaxias kiklos), amb el significat de 'cercle lacti'. El 1610, Galileu fou el primer a discernir-ne estrelles individuals. Fins a principis de la dècada del 1920, la majoria d'astrònoms creien que contenia totes les estrelles de l' Univers. Poc després del Gran Debat celebrat entre els astrònoms Harlow Shapley i Heber Curtis el 1920, les observacions d' Edwin Hubble demostraren que hi havia moltes altres galàxies.

Es tracta d'una galàxia espiral barrada amb un diàmetre visible estimat en 100.000-200.000 anys llum.

Està formada per més de 200.000 milions d' estels (alguns estudis recents n'hi atribueixen fins a 400.000 milions). Al centre de la Via Làctia hi ha un forat negre supermassiu; que és molt difícil de detectar en l'espectre electromagnètic a causa de la gran densitat d'estels que hi ha a la part central d'una galàxia, però que es fa evident amb estudis gravimètrics. Totes les estrelles que veiem en el cel en l'espectre visible sense ajut de telescopis formen part de la nostra galàxia, i són les que formen les agrupacions anomenades constel·lacions. Una important excepció és la Galàxia d' Andròmeda, visible a ull nu des de l'hemisferi nord, així com les galàxies conegudes com a Núvols de Magallanes (petit i gran), visibles des de l'hemisferi sud.

L'aspecte lletós de la part central de la nostra galàxia observada a ull nu des de la Terra en va originar el nom de Via Làctia, és a dir, 'camí de llet', com s'explica en el mite d' Hera i Alcmene.

La Via Làctia és un gegant entre les galàxies: té una massa d'entre 750.000 milions i un bilió de masses solars. Té forma de llentia, amb un diàmetre d'uns 100.000 anys llum i un gruix d'uns 10.000 anys llum. El nostre sistema solar es troba a uns 30.000 anys llum del centre de la galàxia.

Els diferents materials que constitueixen la Via Làctia ( estels i núvols de gas i pols) estan animats per un moviment de rotació a l'entorn de l'eix més curt, amb una velocitat angular que és més elevada com més a prop del centre es troben.

En determinades zones de la Via Làctia d'elevada concentració de pols i gas, es produeix el naixement de nous estels. La densitat d' estels (és a dir, la quantitat que hi ha per unitat de volum) també depèn de la distància al centre galàctic: és més elevada com més a prop del centre.

Hi ha dues galàxies petites i molt properes que en certa manera es poden considerar galàxies satèl·lit de la Via Làctia, o fins i tot fragments que se n'han després: s'anomenen Gran Núvol de Magalhães i Petit Núvol de Magalhães. La galàxia més propera a la Via Làctia és una de petita anomenada SagDEG, a uns 80.000 anys llum; la galàxia grossa més pròxima és la galàxia d'Andròmeda (M31), que és a uns 2,9 milions d'anys llum. En realitat, la nostra Via Làctia i aquestes altres galàxies veïnes estan unides gravitatòriament formant un conjunt de galàxies anomenat Grup Local. Es preveu que Andròmeda col·lideixi amb la Via Làctia d'aquí a tres mil milions d'anys.

Dibuix de la Via Làctia

La galàxia de la Via Làctia, tal com es veu des de la Terra, planeta situat en un dels braços espirals de la galàxia, apareix com una banda borrosa i tènue de llum blanca en el cel nocturn al llarg de tot l'arc de l' esfera celeste produïda per estrelles i altres objectes astronòmics que es troben dintre el pla galàctic. El pla de la Via Làctia està inclinat uns 60° de l' eclíptica (el pla en què orbita la Terra), amb el pol nord galàctic situat en ascensió recta 12h 49m, declinació +27.4° ( B1950) a prop de beta Comae Berenices. El pol sud galàctic és a prop de l' Alpha Sculptoris.

Fotografia d'una part del centre galàctic de la Via Làctia. Benifato, Alacant. 30 segons d'exposició, 1000, f/3.5.

El centre de la galàxia és en direcció a Sagitari, i (anant cap a l'oest) passa per Escorpió, Altar, Escaire, Triangle Austral, Compàs, Centaure, Mosca, Creu del Sud, Quilla, Vela, Popa, Ca Major, Unicorn, Orió i Bessons, Taure, Cotxer, Perseu, Andròmeda, Cassiopea, Cefeu i Llangardaix, Cigne, Guineueta, Sageta, Àguila, Serpentari, Scutum fins a tornar a Sagitari.

Panoràmica fotogràfica de 360 graus de la galàxia

La Via Làctia fotografiada el 2007 des del Death Valley. És una imatge panoràmica

Mida

El disc estel·lar de la Via Làctia mesura aproximadament 100.000 anys llum (9,5×10 ¹⁷ km) de diàmetre, i es creu que de mitjana té un gruix d'uns 1.000 anys llum (9,5×10 ¹⁵ km) .[3] S'estima que conté un mínim de dos-cents mil milions d'estrelles[4] i possiblement fins a quatre-cents mil milions,[5] i el nombre exacte en depèn del nombre d'estrelles de massa molt petita, que és molt incert. Estenent-se més enllà del disc estel·lar, hi ha un disc molt més gruixut de gas. Observacions recents indiquen que el disc gasós de la Via Làctia té un gruix al voltant de 12.000 anys llum (1,1×10 ¹⁷ km, el doble que el valor prèviament acceptat).[6] Com a guia a escala física de la Via Làctia, si aquesta es reduís fins a un diàmetre de 100 metres, el sistema solar, incloent-hi el Núvol d'Oort, no mesuraria més d'un mil·límetre.

L' halo galàctic s'estén cap a l'exterior, però està limitat en mida per les òrbites de dos satèl·lits de la Via Làctia, els dos núvols de Magalhães, que roden a uns ~180.000 anys llum (1,7×10 ¹⁸ km.[7] A aquesta distància o més enllà, les òrbites de la majoria dels objectes de l'halo serien pertorbades pels núvols de Magalhães, i els objectes serien expulsats de la Via Làctia.

Mesures recents del Very Long Baseline Array (VLBA) han revelat que la Via Làctia és més gran del que prèviament s'havia pensat. La mida d'aquesta galàxia és ara considerada semblant a la de la veïna Gran Galàxia d'Andròmeda. Fent servir el VLBA per a mesurar els canvis aparents de regions remotes formadores d'estrelles quan la Terra és en costats oposats del Sol, els investigadors van ser capaços de mesurar la distància d'aquestes regions fent servir menys conjectures que en esforços anteriors. La nova i més acurada estimació de la velocitat rotacional de la galàxia (i al mateix temps la quantitat de matèria fosca continguda per la galàxia) col·loca la xifra en 254 km/s, significativament més ràpida que el valor amplament acceptat de 220 km/s.[8] Això, al seu torn, implica que la Via Làctia té una massa total equivalent a uns 3 bilions de sols, això és, un 50% més massiu del que s'havia pensat prèviament.[9]

Edat

Perseides creuant el cel just per sota de la Via Làctia, l'agost del 2007

És extremadament difícil definir l'edat en què es va formar la Via Làctia, però l'edat de l'estrella més vella descoberta, l' HE 1523-0901, està estimada en 13.200 milions d'anys, pràcticament tan vella com l'univers mateix.[10]

Aquesta estimació es basa en la recerca feta per un equip d'astrònoms el 2004, que va fer servir l'espectrògraf d'ultraviolats del Very Large Telescope per a mesurar, per primera vegada, el contingut en beril·li de dues estrelles del cúmul globular NGC 6397.[11] D'aquest estudi, es va deduir que el temps transcorregut entre l'aparició de la primera generació d'estrelles en la galàxia i la primera generació d'estrelles en el cúmul va ser d'entre 200 i 300 milions d'anys. Incloent l'edat estimada de les estrelles en el cúmul globular (13.400 ± 800 milions d'anys), van estimar l'edat de l'estrella més vella de la Via Làctia en 13.600 ± 800 milions d'anys. Basant-se en aquesta ciència emergent, el fi disc galàctic s'estima que es va formar fa entre 6.500 i 10.100 milions d'anys.

Via Làctia. Imatge presa amb l'observatori de raigs-X Chandra

Es creu que la Via Làctia és una galàxia espiral barrada. La Messier 109 n'és una possible anàloga[12]

La galàxia consisteix en una regió central en forma de barra envoltada per gas, pols i estrelles formant quatre estructures de braços allunyant-se en forma d' espiral logarítmica. La distribució de la massa en la galàxia és semblant a la d'una Sbc en la classificació Hubble, que és una galàxia espiral amb braços relativament poc definits.[13] Els astrònoms van començar a sospitar que la Via Làctia és una galàxia espiral barrada, en lloc d'una galàxia espiral ordinària, a la dècada del 1990.[14] Les seves sospites van ser confirmades l'any 2005 amb les observacions del telescopi espacial Spitzer, que va mostrar que la barra central de la galàxia era més gran del que se sospitava.[15]

Les estimacions de la massa de la Via Làctia poden variar en funció del mètode i les dades utilitzades. Segons observacions recents, s'ha estimat que la massa de la Via Làctia en de 5,8 × 1,011 masses solars (M ☉); per tant, és una mica més petita que la galàxia d'Andròmeda.[16][17][18] Altres mesures pel Very Long Baseline Array (VLBA), per a les estrelles a la vora de la Via Làctia, ha mesurat velocitats tan grans com 254 km/s; això està per sobre del valor prèviament acceptat de 220 km/s.[19] Com la velocitat orbital depèn de la massa inclosa, això implica que la Via Làctia és més massiva i, per tant, és més o menys igual a la massa de la galàxia d'Andròmeda, de 7 × 1,011 masses solars (M ☉) a 50 quiloparsecs (160.000 anys llum) del seu centre.[20] Una mesura recent de la velocitat radial de les estrelles de l'halo han trobat que la massa dins dels 80 quiloparsecs del seu centre és de 7 × 1011 masses solars (M ☉).[21] La major part de la massa de la galàxia es pensa que és matèria fosca, que forma un halo de matèria fosca que s'estén relativament uniforme a una distància més enllà de 100 quiloparsecs del centre galàctic. La massa total de la galàxia sencera s'estima que està entre 600 i 1.000 milions M ☉.[18]

Aquesta massa de la matèria bariònica s'estima que són 200-400.000 milions d'estrelles;[33] integrada la seva magnitud visual absoluta, ha estat estimada en -20,9 [34].

Centre galàctic

Imatge infraroja en fals color del nucli de la Via Làctia feta amb el telescopi Spitzer Space de la NASA. Les estrelles fredes més velles són blaves, les partícules de pols il·luminades per grans estrelles calentes apareixen en un to vermellós, i el punt blanc brillant que hi ha al mig marca on hi ha un forat negre supermassiu al centre de la galàxia

El disc galàctic, que surt cap a l'exterior al centre galàctic, té un diàmetre d'entre 70.000 i 100.000 anys llum.[22] La distància exacta des del Sol fins al centre galàctic és font de debat. El valor més recent obtingut a partir de mètodes basats en geometria i mesures lumíniques fins al centre galàctic s'estima en 8,0-8,7 kpc (26.000-28.000 anys llum).[23][24][25][26][27] El fet que les estimacions abastin només prop d'1 kpc subratlla la veritable incertesa associada a la distància al centre galàctic.

El centre galàctic conté un objecte compacte de massa molt gran segons el que determina el moviment de material al voltant del centre.[28] Es creu que la intensa radiofont Sagitari A* marca el centre de la Via Làctia. La concentració compacta de massa al voltant de Sagitari A* s'explica millor com un forat negre supermassiu.[29][30][31] Observacions similars indiquen que hi ha forats negres supermassius situats a prop del centre de les galàxies més normals.[32][33]

La naturalesa de la barra de la galàxia també és centre de debat actiu, amb estimacions de la seva longitud mitjana i la seva orientació que van des d'1,5 kpc (3.300-16.000 anys llum) (barra curta o llarga) i 10-50 graus.[26][27][34] Alguns autors defensen que la galàxia té dues barres diferents, l'una ubicada dins de l'altra.[35] La barra està delimitada per estrelles de l'agrupament vermell, tot i que les variables RR Lyrae no tracen una barra galàctica important.[27][36][37] La barra pot estar envoltada d'un anell anomenat anell 5-kpc, que conté una gran part de l'hidrogen molecular existent a la galàxia, així com la major part de l'activitat de formació estel·lar de la Via Làctia. Vist des de la galàxia d'Andròmeda, seria l'element més brillant de la nostra galàxia.[38]

Etimologia i creences

Existeixen molts mites sobre la creació de la Via Làctia per tot el món i que són la font del seu nom en les diferents llengües. Els mots Via Làctia en català provenen de la traducció del grec Γαλαξίας, Galaxias, que prové de la paraula llet (γάλα, gala). Aquest també és l'origen de la paraula galàxia. Els indis l'anomenen Akashganga, forma celestial del riu Ganges. A Mesopotàmia representava la cua de la deessa Tiamat[39] després de la seva derrota narrada al Enuma Elix. En la mitologia grega, la Via Làctia va néixer de la llet vessada per Hera mentre alletava Heracles.[40]

En moltes llengües uràliques, túrquiques, fennoúgriques i bàltiques, la Via Làctia s'anomena el camí dels ocells ( Linnunrata en finès), ja que la ruta migratòria de les aus sembla resseguir la Via Làctia. (La llegenda Qi Xi recollida en moltes cultures de l' Àsia fa referència a un pont estacional a través de la Via Làctia fet d'ocells, normalment garses o corbs.) El nom The xinès de 'riu de plata' (銀河) es fa servir arreu de l'Àsia oriental, incloent-hi Corea i el Japó. Un altre nom usat a l'antiga Xina per a la Via Làctia, especialment per als poemes, era el riu Han celestial (天汉). En japonès, 'riu de plata' (銀河, ginga) vol dir 'galàxia' en general, mentre que la Via Làctia s'anomena sistema del riu de plata (銀河系, gingakei) o el riu del cel (天の川 Amanokawa o Amanogawa).

En suec, s'anomena Vintergatan, 'carrer de l'hivern', puix que els estels de la cintura s'usaven per a predir el temps que trigaria a arribar l'hivern. En algunes llengües peninsulars, com el català, es coneix com a camí de Sant Jaume (o carrer de Sant Jaume) o de Santiago.[41] Per als armenis era un camí de palla bolcada des d'un carro diví.

Al Rosselló també és conegut amb el nom de camí d'Espanya per mor d'una rondalla sobre la Reconquesta. Diu la llegenda que la Via Làctia és un camí que va fer construir Sant Jaume per ajudar els exèrcits de Carlemany a passar cap a Espanya per anar a combatre els musulmans. Semblantment, a Mallorca també li atribueixen un origen vinculat a la Reconquesta: es tracta d'un camí format de la polseguera que aixecaven els seguidors del Rei en Jaume, qui el seguien per agrair-li que els hagués alliberat del jou sarraí. Per aquest motiu l'anomenen camí del Rei en Jaume.[42]

Descobriment

La forma de la Via Làctia tal com la deduí William Herschel el 1785 mitjançant el recompte d'estels; assumí que el sistema solar estava a prop del centre de la galàxia

Aristòtil (384-322 aC) explica en Meteorologica (DK 59 A80), que els filòsofs grecs Anaxàgores (c. 500-428 aC) i Demòcrit (450-370 aC) proposaren que la Via Làctia consistia en estels llunyans. Malgrat això, Aristòtil creia que era el producte de "la ignició de l'alé ferotge d'alguns estels que eren grans, nombrosos i propers entre si" i que aquesta "ignició tenia lloc en la part superior de l'atmosfera, en aquella regió del món que és contigua als moviments celestes".[43] L'astrònom àrab Alhazen (965-1037), va refutar aquesta teoria quan va fer el primer intent d'observació i mesura del paral·laxi de la Via Làctia,[44] va "determinar que, ja que la Via Làctia no té paral·laxi, ha d'estar molt lluny de la Terra i no pertany a l'atmosfera".[45]

L'astrònom persa Al-Biruní (973-1048) proposà que la galàxia era un conjunt d'innumerables estels nebulosos.[46] Avicena (d. 1138) era del parer que la Via Làctia estava composta de molts estels, però que la refracció de l'atmosfera terrestre provocava l'aparença contínua.[43] Ibn Qayyim Al-Jawziyya (1292-1350), en canvi, creia que estava feta d'una "miríada de petits estels disposats molt junts en l'esfera dels estels fixos" i que aquestes estrelles eren majors que els planetes.[47]

La primera prova que la Via Làctia estava formada per molts estels va arribar el 1610 quan Galileo Galilei va usar un telescopi per a estudiar-la i va observar que contenia un gran nombre d'estels.[48] En un tractat del 1755, Immanuel Kant, basant-se en un treball anterior de Thomas Wright, va especular (correctament) que la Via Làctia era un objecte en rotació format per un nombre immens d'estels, i units per forces gravitatòries de manera semblant a l'estructura del sistema solar, però a una escala molt més gran. El disc d'estrelles resultant es veuria com una banda en el cel des de la perspectiva d'un observador que es trobés dins del disc. Kant també va proposar que altres nebuloses visibles podrien ser també "galàxies" per si mateixes i anàlogues a la nostra.[49]

El primer intent de descriure la forma de la Via Làctia i la posició del Sol dins d'aquesta va ser el de William Herschel el 1785, que realitzà comptant amb molta cura el nombre d'estels en diferents zones del cel visible. Va produir un diagrama amb la forma de la galàxia amb el sistema solar proper al centre.

Fotografia de la Gran Nebulosa d'Andròmeda, del 1899, i que més tard s'identificaria com a galàxia d'Andròmeda

El 1845, lord Rosse va construir un nou telescopi i va ser capaç de distingir entre les nebuloses el·líptiques i espirals. També va poder identificar punts de llum individuals en algunes d'aquestes nebuloses, donant proves de la conjectura que Kant havia realitzat anteriorment.[50]

El 1917, Heber Curtis va observar la nova S Andromedae en l'interior de la Gran Nebulosa d' Andròmeda ( M31). Tot buscant en els registres fotogràfics va trobar-ne 11 més, de novae. Curtis va adonar-se que aquestes novae eren, de mitjana, 10 magnituds més dèbils que aquelles que s'esdevenien en la nostra galàxia. Proposà que això era a causa de la seva gran distància, que estimà en uns 150.000 parsecs, i que les nebuloses espirals eren galàxies independents, hipòtesi que s'anomenà dels universos illa.[51] El 1920, es produí el gran debat entre Harlow Shapley i Heber Curtis, que tractava sobre la naturalesa de la Via Làctia, les nebuloses espirals i les dimensions de l'univers. Per tal de donar proves a favor de la seva hipòtesi que la Gran Nebulosa d'Andròmeda era una galàxia externa, Curtis va indicar la presència de línies fosques que s'assemblen als núvols de pols de la Via Làctia, així com el notable efecte de desplaçament Doppler.[52]

Aquesta qüestió va quedar tancada definitivament per Edwin Hubble, que en els primers anys 1920 i utilitzant un nou telescopi, va poder discernir que els volts d'algunes nebuloses espirals estaven efectivament formats per estels individuals. També va identificar diverses cefeides, amb les quals va poder fer una estimació de la distancià d'aquestes nebuloses; totes eren massa distants i no podien formar part de la Via Làctia.[53] El 1936, Hubble va crear un sistema per classificar galàxies que encara s'usa, la seqüència Hubble.[54]

1. URL de la referència: ↑ https://www.astronomynotes.com/galaxy/s4.htm.

2. Christian, Eric. "↑ How large is the Milky Way?". [Consulta: 28 novembre 2007].

3. Connors, et al. "↑ N-body simulations of the Magellanic stream". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 371, 2007, pàg. 108. DOI: 10.1111/j.1365-2966.2006.10659.x [Consulta: 26 gener 2007].

4. Frebel, Anna "Discovery of HE 1523-0901, a Strongly ↑ r-Process-enhanced Metal-poor Star with Detected Uranium". The Astrophysical Journal, 660, 2007, pàg. L117. DOI: 10.1086/518122. arΧiv:astro-ph/0703414.

5. Del Peloso, E. F. "The age of the Galactic thin disk from Th/Eu nucleocosmochronology". ↑ Astronomy and Astrophysics, 440, 2005, pàg. 1153. Bibcode: 2005A&A...440.1153D. DOI: 10.1051/0004-6361:20053307. arΧiv:astro-ph/0506458.

6. "↑ The Milky Way: A New Galactic Self-Portrait". Planetary Radio, 23-06-2008. Arxivat de l'original el 16 de gener 2009. [Consulta: 25 d'abril 2009]. Conté una entrevista amb Robert Benjamin i Thomas Dame.

7. Ortwin, Gerhard "↑ Mass distribution in our Galaxy". Space Science Reviews, 100, 1/4, 2002, pàg. 129-138. DOI: 10.1023/A:1015818111633 [Consulta: 14 març 2007].

8. Chen, W.; Gehrels, N.; Diehl, R.; Hartmann, D. "↑ On the spiral arm interpretation of COMPTEL ^26^Al map features". Space Science Reviews, 120, 1996, pàg. 315-316 [Consulta: 14 març 2007].

9. ↑ Battaglia, G.; Helmi, A.; Morrison, H.; Harding, P.; Olszewski, E. W.; Mateo, M.; Freeman, K. C.; Norris, J.; Shectman, S. A. "18,0 The radial velocity dispersion profile of the Galactic halo: Constraining the density profile of the dark halo of the Milky Way" (abstract). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 364, 2005, pàg. 433-442 [Consulta: 9 maig 2007].18,1

10. Gnedin, Oleg Y.; Brown, Warren R.; Geller, Margaret J.; Kenyon, Scott J. "↑ The Mass Profile of the Galaxy to 80 kpc". arXiv eprint, 720, 2010, pàg. L108. DOI: 10.1088/2041-8205/720/1/L108.

11. Grant. J.; Lin, B. "↑ The Stars of the Milky Way" (en anglès). Fairfax Public Access Corporation [Consulta: 5 setembre 2007].

12. Gillessen, S.; Eisenhauer, F.; Trippe, S.; Alexander, T; Genzel, R; Martins, F.; Ott, T. "Monitoring Stellar Orbits Around the Massive Black Hole in the Galactic Center" (en anglès). ↑ The Astrophysical Journal, 692, 2, 2009, pàg. 1075. Bibcode: 2009ApJ...692.1075G. DOI: 10.1088/0004-637X/692/2/1075.

13. Ghez, A.M. et al. "↑ Measuring Distance and Properties of the Milky Way's Central Supermassive Black Hole with Stellar Orbits" (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2008.

14. Reid M.J. et al. "↑ A Trigonometric Parallax of Sgr B2" (en anglès). The Astrophysical Journal, 2009.

15. ↑ "Stellar populations in the Galactic bulge. Modelling the Galactic bulge with TRILEGAL" (en anglès). 26,0 Astronomy & Astrophysics. Bibcode: 2009A&A...498...95V. DOI: 10.1051/0004-6361/20078472.26,1

16. ↑ Majaess, D. "Concerning the Distance to the Center of the Milky Way and Its Structure" (en anglès). 27,0 Acta Astronomica, 60, 2010, pàg. 55. Bibcode: 2010AcA....60...55M.27,1 27,2

17. Jones, Mark H.; Lambourne, Robert J.; Adams, David John. Cambridge University Press. ↑ An Introduction to Galaxies and Cosmology (en anglès), 2004, p. 50-51. ISBN 0521546230.

18. Ghez, A. M. [↑ et al]. ""Measuring Distance and Properties of the Milky Way's Central Supermassive Black Hole with Stellar Orbits"" (en anglès). Astrophysical Journal, 689, 2008, pàg. 1.044-1.062. arXiv: astro-ph/0808.2870. Bibcode: 2008ApJ...689.1044G. DOI: 10.1086/592738.

19. Gillessen, Stefan [↑ et al]. "Monitoring stellar orbits around the Massive Black Hole in the Galactic Center" (en anglès). The Astrophysical Journal, 692, 2, 23-02-2009, pàg. 1.075-1.109. Bibcode: 2009ApJ...692.1075G. DOI: 10.1088/0004-637X/692/2/1075.

20. ↑ Blandford, R. D. (1999). "Origin and evolution of massive black holes in galactic nuclei". Galaxy Dynamics, proceedings of a conference held at Rutgers University, 8-12 August 1998, ASP Conference Series vol. 182

21. Valeri P. Frolov; Andrei Zelnikov. Oxford University Press. ↑ Introduction to Black Hole Physics (en anglès), 2011, p. 11, 36.

22. Cabrera-Lavers, A.; González-Fernández, C.; Garzón, F.; Hammersley, P. L.; López-Corredoira, M. "↑ The long Galactic bar as seen by UKIDSS Galactic plane survey". Astronomy and Astrophysics, 491, 01-12-2008, pàg. 781-787. DOI: 10.1051/0004-6361:200810720. ISSN: 0004-6361.

23. "A Distinct Structure inside the Galactic Bar" (en anglès). ↑ The Astrophysical Journal, 621, 2, 2005, pàg. L105. arXiv: astro-ph/0502058. Bibcode: 2005ApJ...621L.105N. DOI: 10.1086/429291.

24. "The RR Lyrae Population of the Galactic Bulge from the MACHO Database: Mean Colors and Magnitudes" (en anglès). ↑ Astrophysical Journal, 492, 1998, pàg. 190. Bibcode: 1998ApJ...492..190A. DOI: 10.1086/305017.

25. "Metallicity Analysis of MACHO Galactic Bulge RR0 Lyrae Stars from their Light Curves" (en anglès). ↑ The Astronomical Journal, 136, 6, 2008, pàg. 2441. Bibcode: 2008AJ....136.2441K. DOI: 10.1088/0004-6256/136/6/2441.

26. Català Amigó, Joan Anton "La Via Làctia". ↑ Sàpiens, 246, pàg. 22 [Consulta: 8 octubre 2022].

27. ↑ Pierre Grimal, Diccionari de Mitologia Grega i Romana. Edicions de 1984. Barcelona. p. 241.

28. Alcover, Antoni M.; Moll, Francesc de B. "[↑ https://dcvb.iec.cat/results.asp?word=Cam� Camí]". A: Diccionari català-valencià-balear. Palma: Moll, 1930-1962. ISBN 8427300255.

29. ↑ Amades, Joan. Costumari català. Volum I (hivern). Barcelona: Edicions 62, 1982, p. 74.

30. ↑ Josep Puig Montada. "43,0 Ibn Bajja". Stanford Encyclopedia of Philosophy, 28-09-2007. [Consulta: 11 juliol 2008].43,1

31. Mohamed, Mohaini. ↑ Great Muslim Mathematicians. Penerbit UTM, 2000, p. 49-50. ISBN 9835201579.

32. O'Connor, John J.; Robertson, Edmund F. "↑ Abu Rayhan Muhammad ibn Ahmad al-Biruni" (en anglès). MacTutor History of Mathematics archive. School of Mathematics and Statistics, University of St Andrews, Scotland.

33. Livingston, John W. "Ibn Qayyim al-Jawziyyah: A Fourteenth Century Defense against Astrological Divination and Alchemical Transmutation". ↑ Journal of the American Oriental Society, 91, 1, 1971, p. 96-103 [99]. DOI: 10.2307/600445.

34. J. J. O'Connor, E. F. Robertson. "↑ Galileo Galilei". University of St Andrews, novembre 2002. Arxivat de l'original el 2012-05-30. [Consulta: 8 gener 2007].

35. Evans, J. C. "↑ Our Galaxy". George Mason University, 24-11-1998. Arxivat de l'original el 2016-04-14. [Consulta: 4 gener 2007].

36. Abbey, Lenny. "↑ The Earl of Rosse and the Leviathan of Parsontown". The Compleat Amateur Astronomer. [Consulta: 4 gener 2007].

37. Weaver, Harold F. "↑ Robert Julius Trumpler". National Academy of Sciences. [Consulta: 5 gener 2007].

38. ↑ Hubble, E. P. "A spiral nebula as a stellar system, Messier 31". Astrophysical Journal, 69, 1929, pàg. 103-158. DOI: 10.1086/143167.

Bibliografia

# data[].attributes.attachment_link.title
Via Làctia - Viquipèdia, l'enciclopèdia lliure

# data[].attributes.attachment_link.description
Commuta la taula de continguts. De la Viquipèdia, l'enciclopèdia lliure Via Làctia Tipus Galàxia espiral barrada i celestial body (en) Tipus morfològic SBbc[1] Epònim llet, hivern, carrer, carretera i Camí de Sant Jaume Cos pare Sagitari A* Cossos fills Constel·lació Peixos, Sagitari, Cotxer, Cassiopea, Creu del Sud, Corona Boreal, Hèrcules, Escorpió, Lira, Dragó, Serpent, Àguila, Sageta, Ossa Menor, Ossa Major, Balança, Taure, Bessons, Cranc, Lleó, Verge i Capricorn Radi 50.000 a.l.

# data[].attributes.attachment_link.keywords[]
fotos astronomia sistema solar planetes satèl·lits asteroides cometes univers estrella galaxia telescopi educacio sol terra lluna mercuri venus mart jupiter saturn urà neptú plutó sedna

# data[].attributes.attachment_link.description
Nocions elementals sobre el Sistema Solar, per a estudiants, professors i curiosos. Textos senzills i fotos interessants

# data[].attributes.attachment_link.readable_text
El meteorit Willamette, descobert a l'estat nord-americà d'Oregon

Un meteorit o aeròlit és un cos natural originat en l' espai exterior que sobreviu el ròssec atmosfèric i l'impacte amb la superfície terrestre. La majoria de meteorits deriven de petits objectes astronòmics anomenats meteoroides, tot i que de vegades també es produeixen per impactes d' asteroides. Quan un meteoroide entra a l' atmosfera, la fricció, pressió i interaccions químiques amb els gasos fan que el cos s'escalfi i emeti llum formant el que s'anomena un meteor o estrella fugaç. El terme bòlid es refereix tant a un cos extraterrestre que col·lideix amb la Terra com un meteor excepcionalment brillant independentment que al final atenyi la superfície terrestre o no ho faci. D'una manera més general, un meteorit en la superfície de qualsevol cos celeste és un objecte natural que prové de qualsevol altre lloc de l'espai. També hi ha meteorits que provenen de la Lluna i Mart.

Els meteorits tradicionalment s'han dividit en tres categories més àmplies: els meteorits rocosos (compostos principalment de minerals silicats), els meteorits metàl·lics (compostos d'aliatges de ferro-níquel metàl·lic) i els metal·lorocosos o litosiderits (que combinen els dos tipus anteriors). Els esquemes moderns de classificació dels meteorits els divideixen segons la seva estructura, composició química i isotòpica i mineralogia.

Els meteorits s'anomenen com el lloc poblat més proper on són trobats o alguna característica geogràfica. En els casos que es troben molts meteorits en un mateix lloc, el nom pot ser seguit per un número (per exemple, Allan Hills 84001) o, si no se'n coneix l'origen precís, el nom pot fer referència a una zona geogràfica àmplia seguit per un número (per exemple, NWA 1240, on NWA vol dir "northwest Africa").

El meteorit Neenach, que es trobà a Antelope Valley, Califòrnia, Estats Units d'Amèrica.

La majoria dels meteorits es desintegren en endinsar-se a l'atmosfera terrestre; no obstant això, s'estima que uns 100 meteorits de mida diversa (des de petits còdols fins a grans fragments de la mida d'un cotxe) arriben a la superfície terrestre cada any, dels quals normalment només se'n recuperen una dotzena. Pocs meteorits són prou grans per crear cràters que evidenciïn un impacte.

Els grans meteoroides podrien xocar amb la Terra amb una fracció de la seva velocitat còsmica, originant un cràter d'hipervelocitat d'impacte. La mida i tipus del cràter dependria de la mida, de la composició, del grau de fragmentació i de l'angle d'entrada del meteorit. La força d'una col·lisió d'aquestes dimensions tindria el potencial de causar una destrucció molt extensa. Els xocs a hipervelocitat més freqüents normalment són causats per un meteorit metàl·lic, els quals són més resistents i transiten intactes en l'atmosfera terrestre. Alguns exemples de cràters causats per meteoroides metàl·lics són el Meteor Crater, els cràters de Wabar i el cràter de Wolfe Creek. En contrast, fins i tot els cossos pedregosos o gelats relativament grans (com els cometes petits o els asteroides) i que arriben a pesar milions de tones es frenen en l'atmosfera i, per tant, no produeixen cràters d'impacte. Encara que tals esdeveniments no són freqüents, poden provocar una considerable commoció: el famós cràter de Tunguska probablement va resultar de tal incident.

Existeixen diversos fenòmens ben documentats sobre caigudes de meteorits. L'estela de foc que es genera quan el meteoroide passa a través de l'atmosfera pot ser molt brillant, fins i tot de tanta intensitat com la llum del Sol. S'ha informat d'albiraments de diversos colors que inclouen al groc, el verd i el vermell. Els flaixos i les explosions de llum poden ocórrer mentre l'objecte es desintegra. Sovint, durant les caigudes de meteorits s'escolten explosions, detonacions i rugits que són causats per explosions sòniques, així com ones expansives que resulten de la fragmentació del cos. Aquests sons es poden escoltar en àmplies àrees que arriben a abastar diversos milers de quilòmetres quadrats. No és inusual que, després del pas de l'estela de foc, en l'atmosfera hi romangui un rastre de pols durant un cert temps.

El meteorit Laguna Manantiales, trobat a Santa Cruz, Argentina.

Quan els meteoroides passen a través de l'atmosfera, les seves superfícies es fonen i experimenten l'ablació. Durant aquest procés poden ser esculpits en diverses formes, donant per resultat profundes empremtes en forma d'osques sobre les seves superfícies anomenades els regmaglipts. Si el meteoroide manté una orientació fixa durant cert temps, pot desenvolupar una forma similar a la cònica. En sofrir la desacceleració, la capa superficial fosa se solidifica en una fina crosta de fusió, que en la majoria dels meteorits és negra (tot i que en algunes acondrites la crosta de fusió pot ser lleugerament vermellosa). En els meteorits rocosos, la zona afectada per la calor tan sols abasta uns quants mil·límetres de gruix; pel que fa als meteorits metàl·lics (que són millors conductors de calor), l'estructura de metall pot resultar afectada per la calor fins a un centímetre per sota de la superfície.

Els meteoroides que experimenten la fragmentació en l'atmosfera poden caure en forma de pluja de meteorits, les quals poden variar des de tan sols uns quants fragments fins a milers. L'àrea sobre la qual cau una pluja de meteorits es coneix com a "camp de dispersió". Els camps de dispersió solen tenir forma el·líptica d'eix major paral·lel a la direcció de vol del meteoroide. Els meteorits més grans d'una pluja es troben una mica més lluny que la resta de les roques dins del camp de dispersió.

Meteorit Kapper, trobat per Francisco Pascasio Moreno el 1896 a Chubut, Argentina, de tipus metàl·lic i de massa 114 quilos. Col·lecció del Museo de La Plata.

La majoria de meteorits són meteorits rocosos, classificats en condrites i acondrites. Tan sols un 5-8% dels meteorits són meteorits metàl·lics o una barreja de roca i metall (metal·lorocosos o litosiderits).

Més del 80% dels meteorits que cauen sobre la Terra són condrites ordinàries: adquireixen el seu nom de les petites partícules esfèriques que contenen. Aquestes partícules, o còndrules, es componen principalment de minerals de silicat fosos que es van formar mentre es trobaven flotant lliurement en l'espai. Les condrites carbonàcies també contenen petites quantitats de matèria orgànica -que inclou els aminoàcids- i grans presolars. Típicament, les condrites tenen uns 4.550 milions d'anys d'antiguitat i es creu que representen materials del cinturó d'asteroides que mai no van conformar grans cossos. Igual que els cometes, els asteroides condrítics són alguns dels materials més antics del sistema solar.

D'altra banda, prop d'un 8-10% dels meteorits que cauen sobre la Terra són acondrites, de les quals algunes són força similars a les roques ígnies terrestres. La majoria de les acondrites són roques diferenciades que es van formar dins d'asteroides grans. Una gran família d'acondrites (els meteorits HED) es van originar a l'asteroide (4) Vesta; d'altres deriven de diferents asteroides. A part d'aquests, hi ha dos petits grups d'acondrites especials, ja que aquests són més joves i no provenen del cinturó d'asteroides: un d'aquests grups prové de la Lluna, i inclou roques similars a les que van ser portades a la Terra pels programes Apollo i el Lunik; l'altre grup és originari de Mart.

Al voltant del 5-8% dels meteorits que cauen són metàl·lics, amb aliatges de ferro-níquel tals com la kamacita i la taenita. Es creu que la majoria dels meteorits metàl·lics provenen del centre d'alguns asteroides que alguna vegada van estar fosos. Igual com a la Terra, el metall més dens va restar separat del material de silicat i ubicat cap al centre de l'asteroide. Després que l'asteroide se solidifiqués, es va fragmentar per una col·lisió contra altres asteroides.

Finalment, els meteorits metal·lorocosos o litosiderits constitueixen l'1-2% restant. Es tracta d'una barreja dels metalls ferro-níquel i minerals de silicat. Es creu que un tipus d'aquesta família, les anomenades pal·lasites, es van originar a la zona límit entre les regions on es van originar els meteorits metàl·lics i els rocosos. Un altre tipus de litosiderits són les mesosiderites.

A Catalunya es coneix la caiguda de cinc meteorits, dels quals tres es van veure caure: Terrassa (1704), Nulles (1851) i Canyelles (1861), i dos es van trobar: Girona (1899) i Garraf (1905). Alguns d'aquests fragments es poden veure al Museu de Ciències Naturals de Barcelona.

Meteor (1979). Dir. Ronald Neame. Int. Sean Connery, Natalie Wood, Henry Fonda, Martin Landau.

Deep Impact (1998). Dir. Mimi Leder. Int. Elijah Wood, Morgan Freeman, James Cromwell, Robert Duvall.

Armageddon (1998). Dir. Michael Bay. Int. Bruce Willis, Liv Tyler, Ben Affleck, Billy Bob Thornton.

# data[].attributes.attachment_link.title
Meteorit - Viquipèdia, l'enciclopèdia lliure

# data[].attributes.attachment_link.description
Un meteorit o aeròlit és un cos natural originat en l' espai exterior que sobreviu el ròssec atmosfèric i l'impacte amb la superfície terrestre. La majoria de meteorits deriven de petits objectes astronòmics anomenats meteoroides, tot i que de vegades també es produeixen per impactes d' asteroides.

# data[].attributes.attachment_link.readable_text
El eclipse total de sol del 21 de agosto de 2017 ha sido uno de los más esperados, sin duda porque atravesaba Estados Unidos prácticamente de costa a costa. En España podremos resarcirnos la próxima década, puesto que nuestro país disfrutará de dos eclipses totales en 2026 y 2027, además de uno anular en 2028. Pero para amenizar la espera siempre nos quedarán las imágenes del eclipse desde el espacio. Al fin y al cabo la humanidad ha sido testigo de eclipses solares desde hace milenios, pero solo hace unas décadas que es capaz de verlos desde el 'otro lado'. Empecemos con el satélite que toma las fotos más bellas de la Tierra: el DSCOVR de la NASA. Gracias a su cámara EPIC ( Earth Polychromatic Imaging Camera) y a que está situado en el punto de Lagrange L1 del sistema Tierra-Sol a 1,5 millones de kilómetros de distancia, este satélite es capaz de ofrecernos unas vistas continuas del hemisferio diurno de nuestro planeta como ningún otro artefacto humano.

La mancha que vemos en el disco de la Tierra es, obviamente, la sombra de la Luna. La zona más oscura es la umbra, donde el eclipse es total, mientras que menos oscura y borrosa es la penumbra, que cubre las regiones donde el eclipse es parcial. El siguiente vídeo con las imágenes de EPIC es más espectacular si cabe:

Las vistas de DSCOVR suelen confundirse con las que nos ofrecen los satélites meteorológicos geoestacionarios, localizados a 36.000 kilómetros de distancia. Pero las imágenes de estos satélites son distintas por dos motivos: primero, porque, al hallarse en la órbita geoestacionaria, siempre observan el mismo hemisferio de la Tierra -en las imágenes de DSCOVR nuestro planeta rota, pero como contrapartida no se puede ver el hemisferio nocturno- y, segundo, porque normalmente las fotografías no son en el visible, sino en el infrarrojo (o bien son monocromáticas). Veamos la diferencia de primera mano con estas imágenes del eclipse del satélite GOES 16 de la NOAA, en este caso tanto en infrarrojo como en el visible (algunas de ellas han sido 'coloreadas' para que sean más atractivas):

Too cool! GOES-16 "Veggie" channel captures path of eclipse #SolarEclipse2017 pic.twitter.com/iiWXR57NUK

- NWS La Crosse (@NWSLaCrosse) August 21, 2017

En este último vídeo del GOES 16 se ve la sombra del eclipse y, como bola extra, los rayos y relámpagos de varias tormentas (¿los ves?):

El satélite GOES 16 está localizado sobre EE UU, así que pudo ver el eclipse perfectamente. Otros satélites geoestacionarios no están tan bien situados, pero a pesar de todo algo pudieron captar, como es el caso de uno de los Meteosat, que fue capaz de ver la sombra del eclipse en el Atlántico justo cuando en Europa todavía era de noche. La imagen es curiosa porque junto a la sombra de la Luna se aprecia el reflejo del Sol en el mar. Luz y sombra, un bello juego de luces cósmico:

Unique view of the #Eclipse from #Meteosat

Dark patch on left of pic is Moon's shadow! Bright area nearby is sun shining off the Atlantic. pic.twitter.com/6SgmHc0DqU

- Simon Proud (@simon_rp84) August 21, 2017

Estas imágenes están muy bien, ¿pero cómo se ve el eclipse desde más cerca? Pues demos un salto a la estación espacial internacional (ISS), en órbita baja. La ISS no pasó justo por la sombra, pero la tripulación la pudo atisbar en la lejanía y de paso disfrutó de un bonito eclipse parcial:

Las siguientes imágenes también son desde el espacio, aunque en esta ocasión no se ve la sombra de la Luna sobre la Tierra sino el eclipse propiamente dicho. Es decir, como si estuviéramos en la superficie de nuestro planeta. La diferencia estriba en que, al estar en el espacio, los satélites nos permiten ver el eclipse en otras longitudes de onda además del visible. Son especialmente bonitas las vistas en el ultravioleta, ya que se aprecian claramente las zonas activas de nuestra estrella. Las imágenes han sido obtenidas por el observatorio solar SDO de la NASA y el satélite PROBA 2 de la ESA, que están situados en la órbita baja. Eso sí, para estas dos naves el eclipse no fue total, sino parcial:

Por último, me han gustado estas imágenes más tradicionales del eclipse tomadas desde la superficie por Joel Kowsky y Bill Ingals. En ellas vemos el disco de la Luna, algunas manchas solares... ¡y la ISS!

# data[].attributes.attachment_link.title
El eclipse de Sol del 21 de agosto de 2017 visto desde el espacio | Astronáutica | Eureka

# data[].attributes.attachment_link.description
El eclipse total de sol del 21 de agosto de 2017 ha sido uno de los más esperados, sin duda porque atravesaba Estados Unidos prácticamente de costa a costa. En España podremos resarcirnos la próxima década, puesto que nuestro país

# data[].attributes.attachment_link.title
Lluna - Viquipèdia, l'enciclopèdia lliure

# data[].attributes.attachment_link.description
En català, el nom propi del satèl·lit natural de la Terra és "la Lluna". El nom "Lluna" prové del llatí "lūna", que té l'arrel "*luc-" de "lucēre", "lluir". Al mateix temps, "lluna", és una contracció de "Lucina" que significa "brillar" o "il·luminar".

# data[].attributes.attachment_link.authors[].name
Colaboradores de los proyectos Wikimedia

# data[].attributes.attachment_link.description
El Sol (del latín sol, solis, ‘dios Sol invictus’ o ‘sol’, a su vez de la raíz protoindoeuropea sauel-, ‘luz’)[4]​ es una estrella de tipo-G de la secuencia principal y clase de luminosidad V que se encuentra en el centro del sistema solar y constituye la mayor fuente de radiación electromagnética d…

# data[].attributes.attachment_link.readable_text
Mercuri

Tipus

planeta inferior i planeta interior

Descobert per

Data de descobriment

valor desconegut , valor desconegut

Epònim

Mercuri

Cos pare

Sol

Cossos fills

Apoàpside

0,4667 ua
69.817.445 km

Periàpside

0,3075 ua
( arg (ω): 29,124)
46.001.009 km
( arg (ω): 29,124)

Velocitat orbital mitjana

47,87 km/s[1]

Anomalia mitjana M

Inclinació i

7,00498 ° ↔ eclíptica[3]

Distància de la Terra

82.000.000 km ( perigeu)
217.000.000 km ( apogeu)

Radi

mitjana: 2.439,7 km[7]
línia equatorial: 2.439,7 km[7]
polar: 2.439,7 km[7]

Diàmetre

Magnitud aparent (V)

1,9 (banda V)[9]

Diàmetre angular

4,5 "[9]-13 "[9]

Àrea de superfície

Massa

Volum

Densitat mitjana

Rotació sideral

58,646 dies
1407,5 h[5]

Velocitat d'escapament

4,25 km/s[5]

Obliqüitat

2,11′ ± 0.1′[6]

Ascensió recta (α)

18 h 44 m 2.4 s[9]

Declinació (δ)

Albedo

0,068 ( albedo de Bond)[11]

Temperatura de superfície

Pressió superficial

mínima

Composició atmosfèrica

42% oxigen molecular
29,0% sodi
22,0% hidrogen
6,0% heli
0,5% potassi
Quantitats traça d' argó, nitrogen,
diòxid de carboni, vapor d'aigua,
xenó, criptó i neó[1]

Part de

sistema solar interior

Format per

Mercuri és el primer planeta del sistema solar atenent la seva proximitat al Sol i el més petit de tots. El seu període orbital, de tan sols 87,97 dies terrestres, és el més curt de tots els planetes que giren al voltant del Sol. S'anomena així en honor del déu romà Mercuri, patró del comerç, missatger dels déus i mitjancer entre els déus i els mortals, que correspon al déu grec Hermes. Igual que Venus, Mercuri gira al voltant del Sol seguint una òrbita situada a l'interior de l' òrbita de la Terra, és a dir, és un planeta inferior. La seva distància aparent del Sol, vista des de la Terra, mai no passa de 28°. La seva proximitat a l'astre rei fa que tan sols sigui visible a l'horitzó occidental després de la posta del sol o l'horitzó oriental abans de la sortida del sol, generalment en el crepuscle. En aquest moment del dia, es pot veure com un objecte brillant semblant a un estel, tot i que costa més d'observar que Venus.

Mercuri és brillant quan es veu des de la Terra, amb una magnitud aparent de −2,0 a 5,5. Se'n sap relativament poc; la primera missió d'exploració de Mercuri va ser la del que, entre el 1974 i el 1975, solament va cartografiar un 45% de la superfície del planeta. La segona és la sonda , que n'ha cartografiat l'altre 30% durant la seva aproximació el 14 de gener del 2008. Va fer-hi un altre vol el 29 de setembre del 2009. Una gran part de l'hemisferi no cartografiat per la Mariner 10 s'ha cartografiat amb aquests vols. La sonda va entrar en una òrbita el·líptica al voltant del planeta el 18 de març del 2011; la primera imatge orbital de Mercuri es va obtenir el 29 de març del 2011. Va orbitar Mercuri unes 4.000 vegades durant quatre anys abans d'exhaurir el combustible i estavellar-se contra la superfície del planeta el 30 d'abril de 2015.

Mercuri, en aparença, és similar a la Lluna: té molts impactes de cràters, no té cap satèl·lit natural i gairebé no té atmosfera. Tanmateix, al contrari de la Lluna, té un nucli de ferro que genera un camp magnètic més o menys de l'1%, tan fort com el de la Terra. És un planeta excepcionalment dens a causa de la gran mida del seu nucli. Les temperatures de la superfície varien entre 90 i 700 K (−183 i 427 °C).

Es coneixen observacions enregistrades de Mercuri des del mil·lenni I aC. Ja abans del segle iv aC, els astrònoms grecs creien que el planeta no era un sinó dos objectes diferenciats: un de visible a l'alba, que anomenaven , i l'altre, visible només a la posta, que anomenaven . Popularment es coneix com a estel de Sant Mateu o favera. El símbol astronòmic de Mercuri és una versió estilitzada del caduceu d' Hermes.

Mercuri és conegut almenys des de fa 5.000 anys. Els sumeris ( III mil·lenni aC) l'anomenaven Ubu-idim-gud-ud. Tanmateix, que se sàpiga, els primers a fer observacions detallades van ser els babilonis que l'anomenaven gu-ad o gu-utu. Amb anterioritat al segle v aC, els grecs creien que eren dos cossos diferents i li van donar dos noms: , quan era visible en el cel del matí, i , quan apareixia al capvespre. Va ser Pitàgores el primer a suggerir que, en realitat, es tractava d'un únic cos que es feia visible en dos moments diferents del dia. Heràclit es va avançar al seu temps creient que Mercuri i Venus orbitaven el Sol, i no la Terra, com es pensava aleshores.

El 1631, Pierre Gassendi, que va observar el trànsit de Mercuri predit per Johannes Kepler, va ser la primera persona a observar el trànsit d'un planeta per davant del Sol. El 1639, Giovanni Zupi, utilitzant un telescopi, va descobrir que el planeta tenia fases orbitals similars a les de Venus i a les de la Lluna. Aquesta observació va demostrar de manera concloent que Mercuri orbitava al voltant del Sol.

Mercuri és un dels quatre planetes tel·lúrics del sistema solar, i per tant és un cos rocós com la Terra. És el planeta més petit del sistema solar, amb un radi equatorial de 2.439,7 km. Tot i que té més massa és, fins i tot, més petit que els satèl·lits naturals més grans del sistema solar, com Ganimedes i Tità. Mercuri està compost en un 70% de material metàl·lic i en un 30% de silicats. La densitat de Mercuri és la segona més alta del sistema solar, amb 5.427 g/cm³, poc menys que la densitat de la Terra, de 5.515 g/cm³. Si es descomptés l'efecte de la compressió gravitatòria, els materials que componen Mercuri serien més densos, amb una densitat descomprimida de 5,3 g/cm³ força diferent dels 4,4 g/cm³ de la Terra.

1. Escorça: 100-300 km d'amplada
2. Mantell: 600 km d'amplada
3. Nucli: 1.800 km de radi

La densitat de Mercuri es pot fer servir per a inferir-ne detalls de la seva estructura interna. Mentre que l'alta densitat de la Terra en bona part és el resultat de la compressió gravitatòria, sobretot al nucli, Mercuri és molt més petit i les seves regions internes no estan ni de bon tros tan comprimides. Per tant, per a tenir una densitat tan alta, el seu nucli ha de ser gros i ric en ferro. Els geòlegs estimen que el nucli de Mercuri ocupa al voltant del 42% del seu volum; per a la Terra, aquesta proporció és del 17%. Investigacions recents indiquen que Mercuri té un nucli fos.

Al voltant del nucli, hi ha un mantell de 600 km format per silicats. Alguns astrònoms han postulat que, poc després de la formació de Mercuri, un impacte gegant amb un cos de centenars de quilòmetres de llargada va endur-se una bona part del material original del mantell del planeta, de manera que en va quedar un mantell relativament prim en comparació amb un nucli tan gran.

Amb la informació de la missió i altres observacions fetes des de la Terra, es calcula que l'escorça de Mercuri fa uns 100−300 km de gruix. Una característica distintiva de la superfície de Mercuri és la presència de moltes crestes estretes, algunes de les quals s'estenen al llarg d'uns quants centenars de quilòmetres. Es creu que es van formar quan el nucli i el mantell de Mercuri es van refredar i contraure, en un moment en què l'escorça ja s'havia solidificat.

El nucli de Mercuri té un contingut de ferro més elevat que qualsevol altre planeta principal del sistema solar, i s'han proposat diferents teories per explicar-ho. La més acceptada és que Mercuri tenia originalment una proporció entre metalls i silicats similar als meteorits condrites, que es creu que són típics de la matèria rocosa del sistema solar, i una massa aproximadament de 2,25 vegades l'actual. No obstant això, al principi de la història del sistema solar, pot ser que Mercuri rebés un impacte d'un planetesimal d'una massa aproximada d'1/6 l'original de Mercuri. L'impacte hauria esberlat una bona part de l'escorça original i el mantell, deixant, en comparació, un nucli més gran. Un procés similar s'ha proposat per explicar les característiques de la Lluna de la Terra.

Una teoria alternativa explica que Mercuri es podria haver format a partir de la nebulosa solar abans que s'estabilitzés l'emissió d' energia del Sol. El planeta tenia, al principi, el doble de la seva massa actual, però a mesura que el Sol primitiu es contreia, les temperatures a prop de Mercuri podien haver estat entre 2.500 i 3.500 K, i possiblement arribarien fins als 10.000 K. A aquestes temperatures, una bona part de la superfície rocosa de Mercuri es podria haver vaporitzat, formant una atmosfera de "vapor de roca", que el vent solar es podria haver endut.

Una tercera hipòtesi proposa que la nebulosa solar causava una resistència aerodinàmica a les partícules a partir de les quals Mercuri creixia per acreció, cosa que significava que les partícules més lleugeres es perdien i no formaven part del material d' acreció. Cadascuna d'aquestes tres hipòtesis en prediu una composició de la superfície diferent, i hi ha dues missions espacials en curs cap a Mercuri, MESSENGER i BepiColombo, amb l'objectiu de fer-hi observacions i verificar-ne les hipòtesis.

La sonda MESSENGER ha trobat nivells de potassi i sofre més alts dels esperats a la superfície; això suggereix que les hipòtesis del gran impacte i de la vaporització de l'escorça i mantell no serien factibles perquè el potassi i el sofre haurien estat expulsats per les extremes temperatures del fenomen. Aquests descobriments afavoreixen la tercera hipòtesi, encara que calen més anàlisis de les dades obtingudes.

Dels planetes interiors del sistema solar, la geologia de Mercuri és la menys coneguda. Les raons que ho poden explicar inclouen tant la proximitat de Mercuri al Sol, i els seus conseqüents perills per a les sondes espacials, com pel fet que la durada del cicle dia-nit (moviment de rotació) de Mercuri és de 58 dies terrestres. Per aquest motiu, la sonda espacial Mariner 10, que en va fer tres visites durant els anys 1974 i 1975, només pogué observar el costat il·luminat pel Sol. Es preveu que la sonda MESSENGER, llançada l' agost del 2004 i que es calcula que es posarà en òrbita al seu voltant el març del 2011, augmenti bastant el nostre coneixement sobre aquest planeta.

La sonda espacial Mariner 10

Com en el cas de la Terra, de la Lluna i de Mart, la història geològica de Mercuri es divideix en eres. Per ordre d'antiguitat són: Pretolstoià, Tolstoià, Calorià, Mansurià i Kuiperià.

Fa més de 4.000 milions d'anys, després de formar-se, Mercuri va rebre un bombardeig de cometes i asteroides, fenomen que va finalitzar fa 3.800 milions d'anys. Durant aquest període d'intensa formació de cràters, la superfície va registrar molts impactes. Alguns d'aquests impactes, com el que va donar lloc a la conca de Caloris, van ser omplerts per material magmàtic, i s'hi formaren planícies suaus com les que hi ha a la Lluna. Una vegada que el planeta es va refredar i es va contreure, a la superfície es van produir esquerdes que es van superposar a altres estructures ja presents, com ara els cràters i les planures, la qual cosa fa palès que les esquerdes són més recents. El període de vulcanisme va acabar quan la compressió del mantell es va ajustar prou per a evitar l'eixida de la lava a la superfície. Probablement açò va passar en un període que s'ubica entre els primers 700 o 800 milions d'anys de la seua història. Des de llavors, només s'hi han produït impactes aïllats de cometes i asteroides.

El 60% de la superfície de Mercuri es compon de cràters i, a més, hi són distribuïts de manera uniforme. El fet que la superfície presenti tants cràters es deu al fet que Mercuri té una atmosfera molt feble, la qual cosa permet l'entrada dels meteoroides sense ser desintegrats. Per aquesta raó, tant la seua superfície com la de la Lluna i Mart testifiquen un registre d'impactes que són importants per a la determinació de la durada d'aquest període de craterització, que va ser molt intens fins fa uns 3.000 milions d'anys.

A més dels cràters de diàmetres que van des de centenars de metres fins a centenars de quilòmetres, n'existeixen d'altres de mida descomunal com és el cas del cràter Caloris, que té un diàmetre de 1.300 km i que és la major estructura geològica de la superfície de Mercuri. L'impacte que el va produir va ser tan violent que va produir la sortida de lava del mantell i va crear un anell concèntric al voltant del cràter amb alçàries que arriben als 2 km. A més, també se li atribueixen les fractures i escarpes al costat oposat del planeta. En la geologia lunar, aquest tipus de cràters, que van quedar omplerts pel material magmàtic, reben el nom de mars lunars.

Formació d'un cràter d'impacte

Els cràters de Mercuri presenten les característiques típiques d'un impacte: el material ejectat forma dipòsits al voltant del cràter, de vegades en forma de prolongacions lineals que se les coneix com a radis o raigs, la lluminositat dels quals és més intensa per ser un terreny més jove que la superfície circumdant. S'han pogut observar altres escarpes que travessen la superfície del planeta tant a les zones llises com a les crateritzades. La seua presència s'atribueix al refredament que va experimentar Mercuri des de la seua formació, la qual cosa va encongir la superfície mercurial provocant un reacomodament de l' escorça planetària.

L'existència de cràters amb ombra permanent no és una característica única de Mercuri: a la mateixa Lluna s'han identificat, al seu pol nord, un enorme cràter - conca d'Aitken-, amb la possibilitat que hi existeixi gel. Aquest gel a la Lluna, com a Mercuri, és atribuït a fonts externes. En el cas de la Lluna, es creu que va ser dipositat per cometes, mentre que a Mercuri s'atribueix a meteorits. Com es considera provada l'existència d' aigua en alguns meteorits, aquests el podrien haver dipositat en cràters amb ombra permanent i així provocar la seua conservació per milions i, fins i tot, milers de milions d'anys.

Una altra hipòtesi, sense ser confirmada, és que a Mercuri es produiria un flux important d' aigua des del seu interior. Tampoc no s'ha comprovat l'existència d'algun mecanisme que causi la pèrdua de gel a la superfície com la fotodissociació, l' erosió deguda al vent solar i el xoc amb micrometeorits.

El comportament del gel en altres cossos celestes té les seues peculiaritats. En primer lloc, les elevades temperatures de la superfície de Mercuri (que ronden els 420 °C) sumades al buit de l' espai exterior (l' atmosfera de Mercuri és gairebé imperceptible) i els raigs solars contribuirien a fer que el gel se sublimés i escapés a l'espai. De tota manera, això no es creu que succeís amb el gel a Mercuri perquè la ubicació del gel a altes latituds fa que la temperatura sigui baixa: dins dels cràters, on no arriba la llum solar, les temperatures cauen fins als -171 °C i a les planes polars la temperatura no ultrapassa els 106 °C.

L'existència de gel a Mercuri a l'interior d'alguns dels seus cràters, ja ha estat corroborada científicament gràcies a les observacions de la sonda Messenger. Abans de les dades enviades per la sonda, s'havia especulat sobre el fet que les observacions d'alta reflectivitat de radar, considerades anòmales, possiblement eren fruit de l'existència de sulfats metàl·lics o a altres materials amb la mateixa capacitat de reflexió. Aquests dipòsits de gel existents al planeta es trobarien concentrats en la zona d'ombra permanent de certs cràters on les temperatures arriben als 170 graus sota zero, els quals es localitzarien sota l'àrea d'influència dels casquets polars. Els especialistes suposen que es tracta de restes d'aigua congelada, conservats per un element volàtil de sofre.

L'existència d'una atmosfera en un planeta té una gran importància per a la geologia, car els processos erosius del vent, els canvis de temperatura, humitat, etc., contribueixen a la modificació del terreny i al deteriorament dels materials.

L'atmosfera de Mercuri es va dissipar breument després de la seua formació fa més de 4 mil milions d'anys. A més de la seua baixa gravetat, la causa principal de la seua desaparició va ser el vent solar. Tanmateix, encara té els romanents d'una molt tènue atmosfera de 10-15 bar (gairebé inexistent). L'existència d'una atmosfera permetria mantenir una temperatura més o menys estable, malgrat les variacions de lluminositat entre el dia i la nit (les fluctuacions en els cossos sense atmosferes o amb atmosferes molt febles són intenses). Per exemple, a Mercuri, la temperatura superficial durant el dia és de 420 °C, mentre que durant la nit cau fins als -180 °C. A causa dels bruscos canvis de temperatura, el tipus d'interacció sobre la superfície estaria relacionat amb l'agitació tèrmica produïda sobre els materials.

Condicions de la superfície i exosfera

La temperatura mitjana de la superfície de Mercuri és de 442,5 K, però s'estén dels 100 als 700 K, a causa de l'absència d'atmosfera. A la cara fosca del planeta, les temperatures són d'uns 110 K. La intensitat de la llum solar a la superfície de Mercuri és d'entre 4,59 i 10,61 vegades més gran que la constant solar (1370 Wm).

Imatge per radar del pol nord de Mercuri

Malgrat les generalment extremes temperatures de la seva superfície, les observacions suggereixen que pot existir gel a Mercuri. El fons d'alguns profunds cràters mai no està exposat a la llum del Sol, i allà les temperatures estan molt lluny de la mitjana global del planeta. El gel d'aigua es reflecteix al radar, i observacions pel telescopi Goldstone de 70 metres i el VLA a principis de la dècada del 1990 van revelar que hi ha taques d'alta reflexió al radar a prop dels pols. Encara que el gel no és l'única causa possible d'aquestes zones reflectives, els astrònoms creuen que n'és la més possible.

Es creu que les regions de gel cobreixen una fondària d'uns pocs metres, i contenen uns 10¹⁴-10 ¹⁵ kg de gel. En comparació, la placa de gel antàrtica de la Terra té una massa d'aproximadament 4×10 ¹⁸ kg, i el pol sud de Mart conté uns 10¹⁶ kg d' aigua. L'origen del gel a Mercuri encara és desconegut, però les dues teories més raonables són l'expulsió de gasos de l'interior del planeta o la deposició per impactes de cometes.

Comparació de les mides dels planetes terrestres (d'esquerra a dreta): Mercuri, Venus, Terra i Mart

Mercuri és massa petit perquè la seva gravetat pugui retenir cap atmosfera significativa durant llargs períodes; tanmateix, té una tènue exosfera limitada a la superfície que conté hidrogen, heli, oxigen, sodi, calci i potassi. Aquesta exosfera no és estable-els àtoms es perden i es reposen contínuament a partir de diverses fonts. L' hidrogen i l' heli probablement venen del vent solar, i es difonen per la magnetosfera de Mercuri abans de retornar cap a l'espai. La descomposició radioactiva d'elements de l'escorça de Mercuri és una altra font d' heli, així com de sodi i potassi. El vapor d'aigua hi és present, portat cap a Mercuri per alguna combinació de processos com ara: cometes que colpegen la superfície, polvorització que "crea aigua d'on no n'hi havia a partir dels ingredients del vent solar i les roques de Mercuri" (tots dos contenen hidrogen i oxigen), i "basses d'aigua gelada en petites àrees polars de Mercuri, on les condicions topogràfiques locals poden crear zones obagues permanents en parets de cràters que podrien anar atrapant aigua al llarg de tota la vida del sistema solar". MESSENGER va trobar altes proporcions de calci, heli, hidròxid, magnesi, oxigen, potassi, silici, sodi i aigua. La detecció de molts ions relacionats amb l'aigua com O⁺, OH⁻ i H₂O⁺ va ser una sorpresa. Per les quantitats d'aquests ions detectades a l'entorn espacial pròxim a Mercuri, els científics creuen que van ser arrencades de la superfície o exosfera pel vent solar.

El sodi i el potassi es van descobrir a l'atmosfera durant els anys 80, i es creu que són principalment el resultat de la vaporització de roques superficials que han rebut impactes de micrometeorits. A causa de la capacitat de difondre la llum del Sol d'aquests materials, les observacions des de la Terra poden detectar-ne la composició a l'atmosfera. Hi ha estudis que indiquen que, de vegades, les emissions de sodi es localitzen en punts que corresponen als dipols magnètics del planeta. Això indicaria alguna interacció entre la magnetosfera i la superfície del planeta.

Malgrat la seva petita mida i la seva lenta rotació de 59 dies, Mercuri té un important camp magnètic. Segons informació de la Mariner 10, és un 1,1% tan fort com el de la Terra. La força del camp magnètic a l'equador de Mercuri és d'uns 300 nT. Com la Terra, el camp magnètic de Mercuri és de naturalesa dipolar. Al contrari que a la Terra, els pols de Mercuri estan gairebé alineats amb l'eix de gir del planeta. Mesures de la Mariner 10 i MESSENGER han indicat que la força i la forma del camp magnètic són estables.

És probable que aquest camp magnètic sigui generat per mitjà d'un efecte dinamo, de manera semblant a la del camp magnètic de la Terra. Aquest efecte dinamo seria el resultat de la circulació del nucli líquid, ric en ferro, del planeta. Els efectes de les fortes marees provocades per l'elevada excentricitat orbital servirien per a mantenir el nucli en l'estat líquid necessari per a aquest efecte dinamo.

El camp magnètic de Mercuri és prou fort per a desviar el vent solar al voltant del planeta, creant una magnetosfera. La magnetosfera del planeta, encara prou petita per a cabre dins de la Terra, és prou forta per a atrapar el plasma del vent solar. Això contribueix al desgast de la superfície del planeta. Observacions de la van detectar aquest plasma de baixa energia a la magnetosfera de la part fosca del planeta. S'han detectat ràfegues de partícules energètiques a la cua magnètica del planeta, la qual cosa indica una qualitat dinàmica de la magnetosfera del planeta.

Mercuri té l' excentricitat orbital més gran del sistema solar; la seva excentricitat és de 0,21 amb la seva distància del Sol entre 46 i 70 milions de quilòmetres. Tarda 88 dies a completar una òrbita.

L'òrbita de Mercuri és inclinada 7° a l'òrbita plana de la Terra (l' eclíptica), com es mostra en el diagrama de la dreta. Com a resultat, els trànsits de Mercuri a través de la cara del Sol només poden ocórrer quan el planeta està travessant el pla de l'eclíptica al mateix temps que està entre la Terra i el Sol. Això passa cada uns set anys de mitjana.

Funcionalment, la inclinació axial de Mercuri no existeix, amb mesures tan baixes com de 0.027°. Això és significament més petit que en Júpiter, que té la segona inclinació axial de tots els planetes, amb 3,1 graus.

Durant el segle xix, el matemàtic francès Le Verrier va observar que la lentitud de la precessió de l'òrbita de Mercuri al voltant del Sol no es podia explicar completament per la mecànica clàssica i les pertorbacions dels planetes coneguts. Va proposar que podia existir un altre planeta en una òrbita encara més pròxima al Sol per a explicar aquesta pertorbació. Altres explicacions que s'hi van considerar incloïen un lleuger aplanament del Sol. L'èxit en la cerca de Neptú basant-se en les seves pertorbacions de l'òrbita d' Urà va induir els astrònoms a donar molt de crèdit a aquesta explicació, i fins i tot es va posar nom al planeta hipotètic, Vulcà. No obstant això, no es va trobar mai aquest planeta.

A principis del segle xx, els estudis del matemàtic Paul Gerber i després la teoria general de la relativitat d' Albert Einstein van donar l'explicació de la precessió observada. Aquest efecte és molt petit: l'excés relativista d'avanç del periheli de Mercuri és només de 42,98 segons d'arc per segle, i per tant calen poc més de dotze milions d'òrbites per a una volta sencera de més. Hi ha efectes semblants, però molt més petits, per a altres planetes: 8,62 segons d'arc per a Venus, 3,84 per a la Terra, 1,35 per a Mart, i 10,05 per a 1566 Icarus.

Durant molts anys, es creia que Mercuri tenia un acoblament de marea síncron amb el Sol, girant un cop per cada òrbita i mantenint la mateixa cara en direcció al Sol en tot moment, de la mateixa manera que la Lluna ho fa amb la Terra. Tanmateix, observacions per radar el 1965 van demostrar que el planeta té una ressonància rotació−òrbita de 3:2, rotant tres cops per cada dues revolucions al voltant del Sol; l'excentricitat de l'òrbita de Mercuri estabilitza aquesta ressonància: al periheli, quan la marea solar és màxima, el Sol està gairebé quiet al cel de Mercuri.

La raó original perquè els astrònoms pensaven que estava acoblat síncronament era que cada vegada que Mercuri estava en la posició òptima d'observació, era sempre gairebé al mateix punt en la seva ressonància 3:2, per tant mostrava la mateixa cara. Això és a causa del fet que, casualment, el període de rotació de Mercuri és gairebé exactament la meitat del seu període sinòdic respecte a la Terra. A causa de la ressonància rotació-òrbita 3:2, un dia solar (la durada entre dos trànsits pel meridià del Sol) dura al voltant de 176 dies terrestres. Un dia sideral (el període de rotació) dura uns 58,7 dies terrestres.

Simulacions orbitals indiquen que aquesta excentricitat de l'òrbita de Mercuri varia caòticament de 0 (circular) a 0,47 milions d'anys. Això està pensat per explicar la ressonància rotació−òrbita 3:2 de Mercuri (més gran que la més normal 1:1), des que aquest estat sorgeix durant un període d'alta excentricitat.

La magnitud aparent de Mercuri varia entre −2.0 -més brillant que Sírius- i 5.5. Malgrat la seva lluentor, l'observació de Mercuri és complicada per la seva proximitat amb el Sol. Mercuri només pot ser observat durant un curt període durant l'alba o la posta. El telescopi espacial Hubble mai no pot observar Mercuri, per precaucions de seguretat que eviten que apunti massa a prop del Sol.

Com la Lluna, Mercuri té fases vistes des de la Terra, i són "noves" en la conjunció inferior i "completes" en la superior. El planeta es fa invisible en les dues ocasions pel fet que surt i es pon alhora que el Sol en cada cas. Les fases del primer i últim quart coincideixen amb la màxima elongació est i oest, respectivament, quan la separació entre Mercuri i el Sol és de 17,9° al periheli a 27,8 a l' àpside. A la màxima elongació oest, és quan Mercuri surt el màxim de temps abans que el Sol, i la màxima elongació est és quan Mercuri es pon el màxim de temps després del Sol.

Mercuri ateny la conjunció inferior cada 116 dies en mitjana, però aquest interval pot arribar a ser de 111 dies a 121 dies per l'excèntrica òrbita del planeta. Mercuri pot acostar-se fins a 77,3 milions de quilòmetres a la Terra, però actualment no s'acosta més de 82 milions de quilòmetres. El seu període de moviment retrògrad vist des de la Terra pot variar entre 8 i 15 dies a cada banda de la conjunció inferior. Aquest gran marge també és conseqüència de l'alta excentricitat orbital.

Les observacions més antigues conegudes de Mercuri són les de les taules MUL.APIN. Aquestes observacions, les va fer probablement un astrònom assiri al voltant del segle xiv aC. El nom utilitzat per a designar Mercuri en escriptura cuneïforme a les taules MUL.APIN es transcriu com a UDU.IDIM.GU₄.UD ('el planeta saltador'). Les observacions babilòniques de Mercuri daten del primer mil·lenni aC. Anomenaven el planeta Nabu en honor del missatger dels déus en la seva mitologia.

Els grecs antics de l'època d' Hesíode coneixien el planeta com a Στίλβων ( Stilbon), que significa 'el que brilla', i Ἑρμάων ( Hermaon). Els grecs posteriors van anomenar el planeta quan era visible al matí i quan era visible al capvespre. Al voltant del segle iv aC, alguns astrònoms grecs van entendre que els dos noms es referien al mateix planeta. Els romans van anomenar el planeta en honor del déu missatger Mercuri (en llatí, Mercurius), que igualaven amb el grec Hermes.

A l' antiga Xina, Mercuri es coneixia com a Ch'en-Hsing, l''Estrella de les Hores'. S'associava amb la direcció Nord i la fase de l' aigua a la Wu Xing. La mitologia hindú utilitzava el nom per a Mercuri, i es creia que aquest déu presidia els dimecres. El déu Odin (o Woden) de la mitologia germànica també s'associava amb el planeta Mercuri i l'origen del nom anglès per a dimecres ( Wednesday) és una paraula derivada del dia de Woden. Els maies representaven Mercuri com un mussol (o possiblement quatre; dues per al matí i dues per al capvespre), que servia com a missatger cap al submón.

El trànsit de Mercuri. Mercuri és el petit punt a la part inferior del centre, davant del Sol. L'àrea fosca a l'esquerra del disc solar és una taca solar.

Les primeres observacions de Mercuri amb telescopi van ser fetes per Galileu a principis del segle xvii . Tot i que va observar fases planetàries a Venus, el seu telescopi no era prou potent per a veure les fases de Mercuri. El 1631, Pierre Gassendi va fer les primeres observacions d'un trànsit d'un planeta al voltant del Sol quan va veure el trànsit de Mercuri predit per Johannes Kepler. El 1639, Giovanni Zupi va utilitzar un telescopi per a descobrir que el planeta tenia fases orbitals semblants a les de Venus i la Lluna. L'observació va concloure que Mercuri orbitava al voltant del Sol.

Un esdeveniment molt estrany és que un planeta passi per davant d'un altre ( ocultació), vist des de la Terra. Mercuri i Venus s'oculten l'un a l'altre cada uns quants segles, i l'esdeveniment del 28 de maig del 1737 és l'únic observat en tota la història, i fou vist per John Bevis a l'observatori Royal Greenwich. La següent ocultació de Mercuri per Venus serà el 3 de desembre del 2133.

Les dificultats inherents en observar Mercuri signifiquen que ha estat menys estudiat que altres planetes. El 1800, Johann Schröter en va fer observacions de la superfície, i afirmà haver vist muntanyes de més de 20 km d'alçada. Friedrich Bessel va utilitzar els dibuixos de Schröter per a estimar, erròniament, el període de rotació de 24 hores i una inclinació axial de 70°. A la dècada del 1880, Giovanni Schiaparelli cartografià el planeta més acuradament, i va suggerir que el període de rotació de Mercuri era de 88 dies, el mateix que el seu període orbital a causa del seu acoblament de marea. Aquest fenomen és conegut com a rotació síncrona i també existeix a la Lluna i la Terra. L'esforç de cartografiar la superfície del planeta fou continuat per Eugenios Antoniadi, que va publicar un llibre el 1934 que n'incloïa dos mapes i les seves pròpies observacions. Bona part de les característiques de la superfície, particularment les característiques d'albedo, agafen el nom del mapa d'Antoniadi.

El juny del 1962, científics soviètics de l'Institut de Radioenginyeria i Electrònica de l'Acadèmia Soviètica de les Ciències, dirigits per Vladímir Kotélnikov, foren els primers a fer rebotar un senyal de radar a Mercuri i rebre'l, començant les observacions mitjançant el radar del planeta. Tres anys després, observacions per radar fetes pels americans Gordon Pettengill i R. Dyce, utilitzant el radiotelescopi de 300 metres de l' observatori d'Arecibo de Puerto Rico, van concloure que el període de rotació del planeta era d'uns 59 dies.

Mercuri transitant el Sol vist per l'astromòbil marcià Curiosity (3 jun 2014).[89]

Arribar a Mercuri des de la Terra té dificultats tècniques significatives, ja que el planeta orbita molt més a prop del Sol que ho fa la Terra. Una nau amb destinació a Mercuri llançada des de la Terra ha de recórrer uns 91 milions de quilòmetres cap al pou potencial gravitacional del Sol. Començant des de la velocitat orbital de la Terra de 30 km/s, el canvi en la velocitat (delta-v) que la nau ha de fer per entrar en una òrbita de transferència de Hohmann que passi a prop de Mercuri és gran comparat amb altres missions planetàries.

L' energia potencial alliberada per a baixar pel pou de potencial del Sol es converteix en energia cinètica; i necessita un altre gran canvi delta-v per a fer una altra cosa que passar ràpidament per Mercuri. Per aterrar sense riscs o entrar en una òrbita estable, la nau espacial ha de fiar-se només dels coets, perquè és impossible de frenar gràcies a l'atmosfera, ja que en té molt poca. Un viatge a Mercuri requereix actualment més combustible de coet que per anar a fora del sistema solar completament. Com a resultat, només dues naus han arribat al planeta. S'ha proposat una alternativa que utilitzaria una vela solar per a arribar a una òrbita sincronitzada amb Mercuri al voltant del Sol.

La primera nau espacial a arribar a Mercuri va ser la Mariner 10 de la NASA (1974-75). La nau va utilitzar la gravetat de Venus per a ajustar la seva velocitat orbital, de manera que pogués arribar a Mercuri, i fou la primera nau a utilitzar aquesta assistència gravitatòria i la primera nau de la NASA a visitar més d'un planeta. La Mariner 10 va fer les primeres imatges en primer pla de la superfície de Mercuri, que immediatament van mostrar-ne els cràters, i també en va revelar moltes altres característiques geològiques, com les escarpes gegants, que després s'han atribuït a l'efecte de la lleugera contracció del planeta causada pel refredament del seu nucli de ferro. Desafortunadament, per la longitud del període orbital de la Mariner 10, la mateixa cara del planeta estava il·luminada durant cadascuna de les passades que va fer la Mariner 10. Això va fer que no fos possible l'observació de les dues cares, i va resultar en el mapa el 45% de la superfície del planeta.

El 27 de març del 1974, dos dies abans de la primera volada damunt de Mercuri, els instruments de la Mariner 10 van començar a enregistrar moltes imprevistes radiacions ultraviolades a prop de Mercuri. Això va dirigir la temptativa d'identificació de la lluna de Mercuri. Poc després, es va identificar que era la llum ultraviolada de l'estrella 31 Crateris, i la lluna de Mercuri va passar als llibres d'astronomia com a curiositat.

La nau va fer tres vols a prop de Mercuri, el més proper dels quals va arribar a 327 km de la superfície. En el primer dels tres, els instruments van detectar un camp magnètic, una sorpresa per als geòlegs planetaris -la rotació de Mercuri es creia que era molt més lenta, per a generar un significatiu efecte dinamo. El segon intent va ser principalment utilitzat per a fer-ne fotografies, però al tercer es va obtenir extensa informació sobre el camp magnètic. La informació va revelar que el camp magnètic del planeta és semblant al de la Terra, que desvia el vent solar al voltant del planeta. Tanmateix, l'origen del camp magnètic de Mercuri encara té diverses teories.

Pocs dies després del darrer vol a prop de Mercuri, la Mariner 10 es va quedar sense combustible. Com que l'òrbita no hauria pogut ser controlada acuradament, els controladors de la missió van ordenar que s'apagués el 24 de març del 1975. Es creu que la Mariner 10 encara està orbitant al voltant del Sol, apropant-se a Mercuri cada uns quants mesos.

Una segona missió de la NASA cap a Mercuri, anomenada MESSENGER ( MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry, and Ranging, en anglès), va ser llançada el 3 d'agost del 2004, des de l' Air Force Station del cap Canaveral, amb un coet Boeing Delta 2. Va volar sobre la Terra l'agost del 2005, i sobre Venus l'octubre del 2006 i el juny del 2007, per tenir una trajectòria correcta per a orbitar al voltant de Mercuri. Una primera volada a Mercuri va tenir lloc el 14 de gener del 2008, i una segona el 6 d'octubre. Va fer-hi un altre vol el 29 de setembre del 2009. Gran part de l'hemisferi no cartografiat per la Mariner 10 s'ha cartografiat amb aquests vols. La sonda va entrar reeixidament en una òrbita el·líptica al voltant del planeta el 18 de març del 2011; la primera imatge orbital de Mercuri es va obtenir el 29 de març del 2011. La sonda va completar la seva missió el 17 de març del 2012 amb el resultat de prop de 100.000 imatges. La sonda MESSENGER va aconseguir cartografiar el 100% de Mercuri el 6 de març del 2013 i va completar la seva missió el 17 de març del 2013, i va entrar en una missió estesa amb perllongament d'un any de la seva missió durant el 2013. A més de les observacions continuades i la cartografia del planeta, MESSENGER va observar el màxim solar de 2012.

La primera fotografia de la part mai vista de Mercuri, feta per la sonda MESSENGER

La missió ha aportat informació sobre sis temes clau: l'alta densitat de Mercuri, la seva història geològica, la naturalesa del seu camp magnètic, l'estructura del seu nucli, el descobriment de gel d'aigua al seu pol nord, fet llargament intuït per les dades obtingudes des de la Terra. i d'on ve la seva tènue atmosfera. Amb aquesta finalitat, la sonda té incorporats dispositius d'imatge que tenen molta més resolució que les imatges de la Mariner 10, diversos espectròmetres per a determinar els elements de l'escorça, i magnetòmetres i dispositius per a mesurar les velocitats de partícules carregades. Mesures detallades dels petits canvis en la velocitat de la sonda mentre orbita han servit per a inferir detalls de l' estructura interna del planeta. La maniobra final de la sonda va ser efectuada el 24 d'abril de 2015, i es va estavellar a la superfície de Mercuri el 30 d'abril del mateix any. L'impacte de la nau contra la superfície del planeta va tenir lloc exactament a les 3:26 PM EDT d'aquell dia, deixant un cràter estimat de 16 metres de diàmetre.

Primera imatge (29 mar 2011) i última (30 abr 2015) de Mercuri per part de MESSENGER

L' Agència Espacial Europea (ESA, per les seves sigles angleses) van desenvolupar i llançar una missió conjunta amb el Japó, anomenada BepiColombo, que orbitarà Mercuri amb dues sondes: una per enregistrar el planeta i l'altra per estudiar-ne la magnetosfera. La missió va ser llançada a l'espai amb un coet Ariane 5 el 20 d'octubre de 2018 des del Centre Espacial de Guiana de l'ESA, per tenir més avantatge per la posició equatorial, enviant un contenidor amb les dues sondes. Així com la MESSENGER, la BepiColombo farà passades properes a altres planetes de camí cap a Mercuri, per obtenir-ne impulsos gravitacionals, i modificar la seva òrbita; passarà per la Lluna i Venus i farà unes quantes aproximacions a Mercuri abans d'entrar en òrbita. Es farà servir una combinació de motors químics i iònics, aquest últim donarà força contínuament durant intervals llargs. La nau arribarà a Mercuri el 2025. La sonda amb el magnetòmetre es farà amb una òrbita el·líptica; després, els coets químics llançaran la sonda cartogràfica en una òrbita circular. Les dues sondes hi orbitaran durant un any terrestre.

La sonda cartogràfica també carregarà espectròmetres similars a la sonda MESSENGER, i estudiarà el planeta des de diferents longituds d'ona, incloent-hi infraroigs, ultraviolat, raigs X i raigs gamma. A part d'estudiar intensivament el planeta, els controladors de la missió també esperen utilitzar la proximitat al Sol de la sonda per a provar les prediccions de la teoria de la relativitat general.

1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 1,5 1,6

2. ISBN-10: ↑ 0387987460.

3. Afirmat a: Keplerian elements for approximate positions of the major planets. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 15 febrer 2015.

4. URL de la referència: ↑ http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/mercuryfact.html. Data de consulta: 18 juny 2014. Arxiu de l'URL: https://www.webcitation.org/6QPNXiw5w. Data d'arxivament: 17 juny 2014.

5. Margot, L.J.; Peale, S. J.; Jurgens, R. F.; Slade, M. A.; Holin, I. V. "Large Longitude Libration of Mercury Reveals a Molten Core". Science, 316, 2007, pàg. 710-714. DOI: 10.1126/science.1140514. PMID: 17478713.

6. Jürgen Oberst "Report of the IAU Working Group on Cartographic Coordinates and Rotational Elements: 2009" (en anglès). Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy, 2, 04-12-2010, pàg. 101-135. DOI: 10.1007/S10569-010-9320-4.

7. URL de la referència: ↑ https://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/education/schoolyard_ss/sss_mercurym.html. Citació: Actual Diameter - 4878 km..

8. ↑ "9,0 NASA FACTS" (en anglès). NASA.9,1 9,2 9,3 9,4 9,5

9. URL de la referència: https://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/mercuryfact.html.

10. "↑ Mercury Fact Sheet ", 19-08-2021. [Consulta: 17 novembre 2021].

11. "↑ Mercury magnetic field". C. T. Russell & J. G. Luhmann. [Consulta: 16 març 2007]. [Enllaç no actiu]

12. Dunne, J. A. and Burgess, E.. "Chapter One". A: The Voyage of Mariner 10 - Mission to Venus and Mercury. NASA History Office, 1978. Arxivat 2011-05-24 a Wayback Machine.

13. Amades, Joan.. ↑ Astronomia i meteorologia populars. 1. ed. Tarragona: Edicions El Mèdol, 1993. ISBN 8486542707.

14. Duncan, John Charles. ↑ Astronomy: A Textbook. Harper & Brothers, 1946, p. 125. "The symbol for Mercury represents the Caduceus, a wand with two serpents twined around it, which was carried by the messenger of the gods."

15. ↑ 22,0 22,1 22,2 22,3 22,4 22,5 22,6 22,7

16. Lyttleton, R. A. "On the Internal Structures of Mercury and Venus". ↑ Astrophysics and Space Science, 5, 1, 1969, pàg. 18. DOI: 10.1007/BF00653933 [Consulta: 16 abril 2008].

17. Gallant, R. 1986. ↑ The National Geographic Picture Atlas of Our Universe. National Geographic Society, 2a edició.

18. ↑ Benz, W.; Slattery, W. L.; Cameron, A. G. W. "Collisional stripping of Mercury's mantle". 28,0 Icarus, 74, 3, 1988, pàg. 516-528. DOI: 10.1016/0019-1035(88)90118-2 [Consulta: 16 abril 2008].28,1 28,2 28,3 28,4

19. J.D. Anderson, et al "Shape and Orientation of Mercury from Radar Ranging Data". ↑ Icarus. Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology, 124, 10-07-1996, pàg. 690. DOI: 10.1006/icar.1996.0242.

20. Schenk, P.; Melosh, H. J.; "↑ Lobate Thrust Scarps and the Thickness of Mercury's Lithosphere". Abstracts of the 25th Lunar and Planetary Science Conference, 1994, pàg. 1994LPI....25.1203S [Consulta: 3 juny 2008].

21. Cameron, A. G. W. "The partial volatilization of Mercury". Icarus, 64, 2, 1985, pàg. 285-294. DOI: 10.1016/0019-1035(85)90091-0.

22. Weidenschilling, S. J. "Iron/silicate fractionation and the origin of Mercury". ↑ Icarus, 35, 1, 1987, pàg. 99-111. DOI: 10.1016/0019-1035(78)90064-7 [Consulta: 16 abril 2008].

23. Grayzeck, Ed. "MESSENGER Web Site". Johns Hopkins University. [Consulta: 7 abril 2008].

24. "BepiColombo". ESA Science & Technology. European Space Agency. [Consulta: 7 abril 2008].

25. "↑ Messenger shines light on Mercury's formation". (anglès)

26. ↑ Mapa de Mercuri PDF

27. ↑ Paul Spudis, "The Geological History of Mercury" PDF

28. P. D. Spudis "The Geological History of Mercury". Workshop on Mercury: Space Environment, Surface, and Interior, Chicago, 2001, pàg. 100.

29. Schultz P.H., Gault D.E. (1975), "Seismic effects from major basin formations on the moon and Mercury", ↑ The Moon, vol. 12, Feb. 1975, pàg. 159-177

30. Prockter, Louise "Ice in the Solar System". ↑ Johns Hopkins APL Technical Digest, Vol. 26, num. 2, 2005.

31. Murdock, T. L.; Ney, E. P. "↑ Mercury: The Dark-Side Temperature". Science, 170, 3957, 1970, pàg. 535-537. DOI: 10.1126/science.170.3957.535. PMID: 17799708 [Consulta: 9 abril 2008].

32. John S. Lewis. ↑ Physics and Chemistry of the Solar System. Academic Press, 2004, p. 461 [Consulta: 3 juny 2008].

33. Slade, MA; Butler, BJ; Muhleman, DO "Mercury radar imaging - Evidence for polar ice". ↑ Science, 258, 5082, 1992, pàg. 635-640. DOI: 10.1126/science.258.5082.635. PMID: 17748898 [Consulta: 16 abril 2008].

34. ↑ Mercury's Atmosphere: A Surface-Bounded Exosphere Publication: Space Science Reviews, Volume 131, Issue 1-4, pàg. 161-186 Publication Date: 08/2007 DOI: 10.1007/s11214-007-9260-9

35. Hunten, D. M.; Shemansky, D. E.; Morgan, T. H.; ↑ The Mercury atmosphere, In: Mercury (A89-43751 19-91). University of Arizona Press (1988), pàg. 562-612

36. ↑ Planetary News: Mercury 03-07-2008

37. ↑ "Instrument Shows What Planet Mercury Is Made Of" Newswise, Consultat el 06-07-2008.

38. ↑ Beatty, J. Kelly; Petersen, Carolyn Collins; Chaikin, Andrew. 50,0 The New Solar System. Cambridge University Press, 1999. ISBN 0521645875.50,1 50,2 50,3 50,4

39. ↑

40. ↑

41. Samantha Harvey. "↑ Weather, Weather, Everywhere?". NASA Jet Propulsion Laboratory, 24-04-2008. Arxivat de l'original el 2007-08-08. [Consulta: 23 maig 2008].

42. S. Biswas. ↑ Cosmic Perspectives in Space Physics. Springer, 2000, p. 176.

43. Gilvarry, J. J. "↑ Relativity Precession of the Asteroid Icarus" (subscription required). Physical Review, 89, 5, 1953, pàg. 1046. DOI: 10.1103/PhysRev.89.1046 [Consulta: 22 maig 2008].

44. Anonymous. "↑ 6.2 Anomalous Precession". Reflections on Relativity. MathPages. [Consulta: 22 maig 2008].

45. Liu, Han-Shou; O'Keefe, John A. "Theory of Rotation for the Planet Mercury". ↑ Science, 150, 3704, 1965, pàg. 1717. DOI: 10.1126/science.150.3704.1717. PMID: 17768871.

46. Correia, Alexandre C. M.; Laskar, Jacques "Mercury's capture into the 3/2 spin-orbit resonance as a result of its chaotic dynamics". ↑ Nature, 429, 2004, pàg. 848-850. DOI: 10.1038/nature02609.

47. Baumgardner, Jeffrey; Mendillo, Michael; Wilson, Jody K. "A Digital High-Definition Imaging System for Spectral Studies of Extended Planetary Atmospheres. I. Initial Results in White Light Showing Features on the Hemisphere of Mercury Unimaged by ↑ Mariner 10". The Astronomical Journal, 119, 2000, pàg. 2458-2464. DOI: 10.1086/301323.

48. "Mercury Elognation and Distance". Arxivat de l'original el 2011-05-12. [Consulta: 230-05-2008 -always]. -Numbers generated using the Solar System Dynamics Group, Horizons On-Line Ephemeris System.

49. Patrick Kelly, ed.. Observer's Handbook 2007. Royal Astronomical Society of Canada, 2007. ISBN 0-9738109-3-9.

50. Hunger, Hermann; ↑ Pingree, David "MUL.APIN: An Astronomical Compendium in Cuneiform". Archiv für Orientforschung. Verlag Ferdinand Berger & Sohne Gesellschaft MBH [Austria], 24, 1989, pàg. 146.

51. H.G. Liddell i R. Scott; ↑ rev. H.S. Jones and R. McKenzie. Greek-English Lexicon, with a Revised Supplement. 9a ed.. Oxford: Clarendon Press, 1996, p. 690 i 1646. ISBN 0-19-864226-1.

52. Antoniadi, Eugène Michel; Translated from French by Moore, Patrick. ↑ The Planet Mercury. Shaldon, Devon: Keith Reid Ltd, 1974, p. 9-11.

53. Holden, E. S. "↑ Announcement of the Discovery of the Rotation Period of Mercury [by Professor Schiaparelli]". Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 2, 7, 1890, pàg. 79. DOI: 10.1086/120099 [Consulta: 3 juny 2008].

54. Merton E. Davies, et al. "↑ Surface Mapping". A: Atlas of Mercury. NASA Office of Space Sciences, 1978 [Consulta: 28 maig 2008].

55. Evans, J. V.; Brockelman, R. A.; Henry, J. C.; Hyde, G. M.; Kraft, L. G.; Reid, W. A.; Smith, W. W. "↑ Radio Echo Observations of Venus and Mercury at 23 cm Wavelength". Astronomical Journal, 70, 1965, pàg. 487-500. Arxivat de l'original el 2015-03-19. DOI: 10.1086/109772 [Consulta: 23 maig 2008].

56. Moore, Patrick. ↑ The Data Book of Astronomy. Nova York: CRC Press, 2000, p. 483. ISBN 0750306203.

57. Butrica, Andrew J. "↑ Chapter 5". A: To See the Unseen: A History of Planetary Radar Astronomy. NASA History Office, Washington D.C., 1996.

58. Pettengill, G. H.; Dyce, R. B. "A Radar Determination of the Rotation of the Planet Mercury". ↑ Nature, 206, 1240, 1965, pàg. 451-2. DOI: 10.1038/2061240a0.

59. ↑ Mercury at Eric Weisstein's 'World of Astronomy'

60. Dunne, J. A. and Burgess, E.. "Chapter Four". A: The Voyage of Mariner 10 - Mission to Venus and Mercury. NASA History Office, 1978 [Consulta: 28 maig 2008]. Arxivat 2011-05-24 a Wayback Machine.

61. "↑ Mercury". NASA Jet Propulsion Laboratory, 05-05-2008. Arxivat de l'original el 2011-07-21. [Consulta: 29 maig 2008].

62. ↑

63. Tariq Malik "↑ MESSENGER to test theory of shrinking Mercury". USA Today, 16-08-2004 [Consulta: 23 maig 2008].

64. Merton E. Davies, et al. "↑ Mariner 10 Mission and Spacecraft". A: Atlas of Mercury. NASA Office of Space Sciences, 1978 [Consulta: 230-05-2008 -always].

65. Ness, Norman F. "↑ Mercury - Magnetic field and interior". Space Science Reviews, 21, March 1978, pàg. 527-553. Bibcode: 1978SSRv...21..527N. DOI: 10.1007/BF00240907 [Consulta: 23 maig 2008].

66. Dunne, J. A. and Burgess, E.. "↑ Chapter Eight". A: The Voyage of Mariner 10 - Mission to Venus and Mercury. NASA History Office, 1978. Arxivat 2011-05-24 a Wayback Machine.

67. "↑ MESSENGER Provides New Look at Mercury's Landscape, Metallic Core, and Polar Shadows". Johns Hopkins University, 21 sde març 2012. Arxivat de l'original el 2013-05-13 [Consulta: 30 desembre 2013].

68. ↑ "NASA extends spacecraft's Mercury mission". UPI, 15 November 2011. Retrieved 2011-11-16.

69. "↑ NASA probe reveals organics, ice on Mercury", 29-11-2012. Arxivat de l'original el 2013-06-18. [Consulta: 18 abril 2014]. (anglès)

70. Harmon, J. K.; Slade, M. A.; Vélez, R. A.; Crespo, A.; Dryer, M. J.; Johnson, J. M. "Radar mapping of Mercury's polar anomalies". ↑ Nature, 369, 6477, 1994, pàg. 213-215. Bibcode: 1994Natur.369..213H. DOI: 10.1038/369213a0. ISSN: 0028-0836. (anglès)

71. "↑ Details of MESSENGER's Impact Location". MESSENGER Featured Images. JHU - APL, 29-04-2015. Arxivat de l'original el 30 d'abril 2015. [Consulta: 29 abril 2015].

72. ↑ 111,0 111,1 111,2 111,3 111,4

73. Nic Fleming ""↑ Star Trek-style ion engine to fuel Mercury craft". Còpia arxivada". Arxivat de l'original el 2021-02-20. [Consulta: 13 agost 2021]. The Telegraph, 18-01-2008 [Consulta: 23 maig 2008].

Earth Sciences, an Introduction to Physical Geology, d'Edward J. Tarbuck i Frederick K. Lutgens. Prentice Hall (1999).

"Ice on Mercury". El Universo, Enciclopedia de la Astronomía y el Espacio ("The Universe, Encyclopedia of Astronomy and the Space"), Editorial Planeta DeAgostini, pàg. 141-145. Volum 5. (Acta Astronautica, Aug 2003, Vol. 53, Issue 4-10, p375, 11p; (AN 11471527).

# data[].attributes.attachment_link.title
Mercuri (planeta) - Viquipèdia, l'enciclopèdia lliure

# data[].attributes.attachment_link.description
Mercuri Tipus planeta inferior i planeta interior Descobert per Data de descobriment valor desconegut , valor desconegut Epònim Mercuri Cos pare Sol Cossos fills Apoàpside 0,4667 ua69.817.445 km Periàpside 0,3075 ua( arg (ω): 29,124)46.001.009 km( arg (ω): 29,124) Velocitat orbital mitjana 47,87 km/s[1] Anomalia mitjana M Inclinació i 7,00498 °

# data[].attributes.attachment_link.keywords[]
fotos astronomia sistema solar planetes satèl·lits asteroides cometes univers estrella galaxia telescopi educacio sol terra lluna mercuri venus mart jupiter saturn urà neptú plutó sedna

# data[].attributes.attachment_link.description
Nocions elementals sobre el Sistema Solar, per a estudiants, professors i curiosos. Textos senzills i fotos interessants

# data[].attributes.attachment_link.readable_text
Este aviso fue puesto el 17 de octubre de 2018.

Júpiter

Imagen de Júpiter tomada por la sonda Juno en 2019.

Descubrimiento

Fecha

Conocido desde la antigüedad

Categoría

Planeta

Orbita a

Sol

Elementos orbitales

Semieje mayor

5,204267 UA

Elementos orbitales derivados

Época

J2000

Periastro o perihelio

4,950429 UA

Apoastro o afelio

5,458104 UA

Radio orbital medio

778 412 026 km
5,20336301 UA

Satélites

95 confirmados[1] ​

Características físicas

Masa

1,899×10 ²⁷ kg

Volumen

1,4313 × 10 ¹⁵ km³

Densidad

1336 kg/m³[2] ​

Área de superficie

6,41×10 ¹⁰ km²

Gravedad

24.79 m/s²[2] ​

Características atmosféricas

Temperatura

Mínima

110 K
−163,15 °C

Media

152 K
−121,15 °C

Máxima

198 K
−75,15 °C

Composición

Cuerpo celeste

Anterior

Marte

Siguiente

Saturno

Comparación de Júpiter con la Tierra.

Júpiter es el planeta más grande del sistema solar y el quinto en orden de lejanía al Sol.​ Es un gigante gaseoso que forma parte de los denominados planetas exteriores. Recibe su nombre del dios romano Júpiter ( Zeus en la mitología griega). Es uno de los objetos naturales más brillantes en un cielo nocturno despejado, superado solo por la Luna, Venus y algunas veces Marte.​

Se trata del planeta que ofrece un mayor brillo a lo largo del año dependiendo de su fase. Es, además, después del Sol, el mayor cuerpo celeste del sistema solar, con una masa casi dos veces y media de la de los demás planetas juntos (con una masa 318 veces mayor que la de la Tierra y tres veces mayor que la de Saturno, además de ser, en cuanto a volumen, 1321 veces más grande que la Tierra). También es el planeta más antiguo del sistema solar, siendo incluso más antiguo que el Sol; este descubrimiento fue realizado por investigadores de la universidad de Münster en Alemania.​​

Júpiter es un cuerpo masivo gaseoso, formado principalmente por hidrógeno y helio, carente de una superficie interior definida. Entre los detalles atmosféricos es notable la Gran Mancha Roja (un enorme anticiclón situado en las latitudes tropicales del hemisferio sur), la estructura de nubes en bandas oscuras y zonas brillantes, y la dinámica atmosférica global determinada por intensos vientos zonales alternantes en latitud y con velocidades de hasta 140 m/s (504 km/h).​​

Júpiter es el planeta con mayor masa del sistema solar: equivale a unas 2,48 veces la suma de las masas de todos los demás planetas juntos. A pesar de ello, no es el planeta más masivo que se conoce: más de un centenar de planetas extrasolares que han sido descubiertos tienen masas similares o superiores a la de Júpiter.​​ Júpiter también posee la velocidad de rotación más rápida de los planetas del sistema solar: gira en poco menos de diez horas sobre su eje. Esta velocidad de rotación se deduce a partir de las medidas del campo magnético del planeta. La atmósfera se encuentra dividida en regiones con fuertes vientos zonales con periodos de rotación que van desde las 9 h 50 min 30 s, en la zona ecuatorial, a las 9 h 55 min 40 s en el resto del planeta.

El planeta es conocido por una enorme formación meteorológica, la Gran Mancha Roja, fácilmente visible por astrónomos aficionados dado su gran tamaño, superior al de la Tierra. Su atmósfera está permanentemente cubierta de nubes que permiten trazar la dinámica atmosférica y muestran un alto grado de turbulencia.

Tomando como referencia la distancia al Sol, Júpiter es el quinto planeta del sistema solar. Su órbita se sitúa aproximadamente a 5 UA, unos 750 000 000 (setecientos cincuenta millones) de kilómetros del Sol.

La masa de Júpiter es tal que su baricentro con el Sol se sitúa en realidad por encima de su superficie (1,068 de radio solar, desde el centro del Sol).​ A pesar de ser mucho más grande que la Tierra (con un diámetro once veces mayor), es considerablemente menos denso. El volumen de Júpiter es equivalente al de 1321 tierras, pero su masa es solamente 318 veces mayor. La unidad de masa de Júpiter (M j) se utiliza para medir masas de otros planetas gaseosos, sobre todo planetas extrasolares y enanas marrones.

La enana roja más pequeña que se conoce tiene solo un 30 % más de radio que Júpiter, aunque tiene cientos de veces su masa. Si bien el planeta necesitaría tener unas 15 veces su masa para provocar las reacciones de fusión de ²H ( deuterio) para convertirse en una enana marrón, Júpiter irradia más calor del que recibe de la escasa luz solar que le llega. La diferencia de calor liberada se genera por la inestabilidad Kelvin-Helmholtz mediante contracción adiabática (encogimiento).​ La consecuencia de este proceso es una paulatina y lenta reducción de su diámetro en unos dos centímetros cada año.​ Según esta teoría, tras su formación, Júpiter era mucho más caliente y presentaba casi el doble de su actual diámetro.

Si fuese tan solo cuatro veces más masivo, el interior podría llegar a comprimirse mucho más a causa del incremento en la fuerza gravitacional, lo que en la proporción adecuada disminuiría su volumen a pesar del aumento de masa. Como resultado de ello, se especula que Júpiter ha alcanzado uno de los diámetros más amplios que un planeta de estas características y evolución puede lograr. La reducción del volumen por un aumento de la masa durante la formación planetaria podría continuar hasta que se alcanzara la presión suficiente para iniciar procesos de fusión nuclear, como en las enanas marrones, con unas pocas decenas de veces la masa joviana.​ Esto ha llevado a algunos astrónomos a calificarlo como "estrella fracasada", aunque no queda claro si los procesos involucrados en la formación de planetas como Júpiter se asemejan a los procesos de creación de sistemas estelares múltiples.

Júpiter visto por la sonda espacial Voyager 1

La atmósfera de Júpiter no presenta una frontera clara con el interior líquido del planeta; la transición se va produciendo de una manera gradual.​ Se compone en su mayoría de hidrógeno (87 %) y helio (13 %), además de contener metano, vapor de agua, amoníaco y sulfuro de hidrógeno, todas estas con < 0,1 % de la composición de la atmósfera total.​

El astrónomo aficionado inglés A.S. Williams hizo el primer estudio sistemático sobre la atmósfera de Júpiter en 1896. La atmósfera de Júpiter está dividida en cinturones oscuros llamados bandas y regiones claras llamadas zonas, todos ellos alineados en la dirección de los paralelos. Las bandas y zonas delimitan un sistema de corrientes de viento alternantes en dirección con la latitud y en general de gran intensidad; por ejemplo, los vientos en el ecuador soplan a velocidades en torno a 100 m/s (360 km/h). En la Banda Ecuatorial Norte, los vientos pueden llegar a soplar a 140 m/s (500 km/h). La rápida rotación del planeta (9 h 55 min 30 s) hace que las fuerzas de Coriolis sean muy intensas, siendo determinantes en la dinámica atmosférica del planeta.​

El científico inglés Robert Hooke observó en 1664 una gran formación meteorológica que podría ser la Gran Mancha Roja (conocida en inglés por las siglas GRS, del Great Red Stain).​ Sin embargo, no parecen existir informes posteriores de la observación de tal fenómeno hasta el siglo XX. En todo caso, varía mucho tanto de color como de intensidad. Las imágenes obtenidas por el Observatorio Yerkes a finales del siglo XIX muestran una mancha roja alargada, ocupando el mismo rango de latitudes pero con el doble de extensión longitudinal. A veces, es de un color rojo fuerte, y realmente muy notable, y en otras ocasiones palidece hasta hacerse insignificante. Históricamente, en un principio se pensó que la Gran Mancha Roja era la cima de una montaña gigantesca o una meseta que salía por encima de las nubes. Esta idea fue sin embargo desechada en el siglo XIX al constatarse espectroscópicamente la composición de hidrógeno y helio de la atmósfera y determinarse que se trataba de un planeta fluido. El tamaño actual de la Gran Mancha Roja es aproximadamente unas dos veces y media el de la Tierra. Meteorológicamente, la Gran Mancha Roja es un enorme anticiclón muy estable en el tiempo. Los vientos en la periferia del vórtice tienen una velocidad cercana a los 400 km/h.

En marzo de 2006, se anunció que se había formado una segunda mancha roja aproximadamente de la mitad del tamaño de la Gran Mancha Roja. Esta segunda mancha roja se formó a partir de la fusión de tres grandes óvalos blancos presentes en Júpiter desde los años 1940, denominados BC, DE y FA, y fusionados en uno solo entre los años 1998 y 2000, dando lugar a un único óvalo blanco denominado Óvalo blanco BA,​ cuyo color evolucionó hacia los mismos tonos que la Gran Mancha Roja a comienzos del 2006.​

La coloración rojiza de ambas manchas puede producirse cuando los gases de la atmósfera interior del planeta se elevan en la atmósfera y sufren la interacción de la radiación solar. Las mediciones en el infrarrojo sugieren que ambas manchas se elevan por encima de las nubes principales. El paso, por tanto, de óvalo blanco a mancha roja podría ser un síntoma de que la tormenta está ganando fuerza. El 8 de abril de 2006, la cámara de seguimiento avanzada del Hubble tomó nuevas imágenes de la joven tormenta.

Las nubes superiores de Júpiter están formadas probablemente de cristales congelados de amoníaco.​ El color rojizo viene dado por algún tipo de agente colorante desconocido aunque se sugieren compuestos de azufre o fósforo. Por debajo de las nubes visibles Júpiter posee muy posiblemente nubes más densas de un compuesto químico llamado hidrosulfuro de amonio, NH ₄HS. A una presión en torno a 5-6 Pa existe posiblemente una capa aún más densa de nubes de agua. Una de las pruebas de la existencia de tales nubes la constituye la observación de descargas eléctricas compatibles con tormentas profundas a estos niveles de presión.​ Tales tormentas convectivas pueden en ocasiones extenderse desde los 5 Pa hasta los 300-500 hPa, unos 150 km en vertical.

A finales de abril de 2010, diferentes astrónomos aficionados[¿quién?] advirtieron que Júpiter había alterado el color del cinturón subecuatorial, tradicionalmente oscuro, apareciendo la parte sur completamente blanca y muy homogénea.​​ El fenómeno tuvo lugar cuando Júpiter estaba en oposición con el Sol, siendo por lo tanto, observable desde la Tierra. Se barajan varias hipótesis para explicar este cambio, la considerada más probable es un cambio en la coloración de las nubes sin cambios sustanciales en la altura o cantidad de partículas que las forman. Este fenómeno de desaparición aparente de una banda ocurre de manera semi cíclica en Júpiter habiéndose observado con anterioridad en varias ocasiones, en particular en el año 1993 cuando fue estudiado en detalle.

Galería de imágenes de las nubes de Júpiter

Imagen del telescopio espacial Hubble mostrando las dos manchas rojas de Júpiter

Imagen de alta resolución de la Gran Mancha Roja de Júpiter tomada por la sonda Voyager 1 en 1979

Fotografía de Júpiter obtenida por la misión Cassini en diciembre de 2000

Hemisferio sur de Júpiter capturado el 17 de febrero de 2020, durante un acercamiento de la sonda espacial Juno.

Proyección del planeta desde el polo sur hecha por la sonda Cassini.

Interior de Júpiter

En el interior del planeta el hidrógeno, el helio y el argón (gas noble que se acumula en la superficie de Júpiter) se comprimen progresivamente. El hidrógeno molecular se comprime de tal manera que se transforma en un líquido de carácter metálico a profundidades de unos 15 000 km bajo la superficie. Más abajo se supone que existe un núcleo rocoso formado principalmente por materiales helados y más densos, de unas siete masas terrestres (aunque un modelo reciente aumenta la masa del núcleo central de este planeta entre 14 y 18 masas terrestres,​ y otros autores piensan que puede no existir tal núcleo,​ además de existir la posibilidad de que el núcleo fuera mayor en un principio, pero que las corrientes convectivas de hidrógeno metálico caliente le habrían hecho perder masa). La existencia de las diferentes capas viene determinada por el estudio del potencial gravitatorio del planeta, medido por las diferentes sondas espaciales. De existir el núcleo interno, probaría la teoría de formación planetaria a partir de un disco de planetesimales. Júpiter es tan masivo que todavía no ha liberado el calor acumulado en su formación, y posee, por lo tanto, una importante fuente interna de energía calórica que ha sido medida de manera precisa y equivale a 5,4 W/m². Esto significa que el interior del planeta está mezclado de manera eficaz por lo menos hasta niveles cercanos a las nubes de agua a 5 bar.

El mismo modelo mencionado antes, que da una masa mayor al núcleo del planeta, considera que este tiene una estructura interna formada por cilindros concéntricos que giran a distinta velocidad -los ecuatoriales (que son los externos) más rápido que los internos-, de modo similar al Sol; se espera que la misión Juno, que fue lanzada el 5 de agosto de 2011​ y que entró en órbita alrededor del planeta el 4 de julio de 2016,​ pueda determinar con sus mediciones de la gravedad joviana la estructura interna del planeta.

Imagen esquemática mostrando el toro de partículas ionizadas atrapadas en la magnetosfera del planeta. Es de destacar la interacción de la magnetosfera con partículas cargadas provenientes de los satélites interiores Ío y Europa.

Júpiter tiene una magnetosfera extensa formada por un campo magnético de gran intensidad.​ El campo magnético de Júpiter podría verse desde la Tierra ocupando un espacio equivalente al de la Luna llena a pesar de estar mucho más lejos. El campo magnético de Júpiter es de hecho la estructura de mayor tamaño en el sistema solar después del campo magnético del Sol. Las partículas cargadas son recogidas por el campo magnético joviano y conducidas hacia las regiones polares donde producen impresionantes auroras. Por otro lado las partículas expulsadas por los volcanes del satélite Ío forman un toroide de rotación en el que el campo magnético atrapa material adicional que es conducido a través de las líneas de campo sobre la atmósfera superior del planeta.

Se piensa que el origen de la magnetosfera se debe a que en el interior profundo de Júpiter, el hidrógeno se comporta como un metal debido a la altísima presión. Los metales son, por supuesto, excelentes conductores de electrones, y la rotación del planeta produce corrientes, las cuales a su vez producen un extenso campo magnético.

Las sondas Pioneer confirmaron la existencia del campo magnético joviano y su intensidad, siendo más de 10 veces superior al terrestre conteniendo más de 20 000 veces la energía asociada al campo terrestre. Los Pioneer descubrieron que la onda de choque de la magnetosfera joviana se extiende a 26 millones de kilómetros del planeta, con la cola magnética extendiéndose más allá de la órbita de Saturno.

Las variaciones del viento solar originan rápidas variaciones en tamaño de la magnetosfera. Este aspecto fue estudiado por las sondas Voyager. También se descubrió que átomos cargados eran expulsados de la magnetosfera joviana con gran intensidad y eran capaces de alcanzar la órbita de la Tierra. También se encontraron corrientes eléctricas fluyendo de Júpiter a algunos de sus satélites, particularmente Ío y también en menor medida Europa.

Imagen de Júpiter y los satélites galileanos: Ío, Europa, Ganímedes y Calisto.

Los principales satélites de Júpiter fueron descubiertos por Galileo Galilei el 7 de enero de 1610, razón por la que se les llama satélites galileanos. Reciben sus nombres de la mitología griega si bien en tiempos de Galileo se los denominaba por números romanos dependiendo de su orden de cercanía al planeta. Originalmente, Galileo bautizó a los satélites como "Mediceos", en honor a Cosme de Médici, duque de Florencia. El descubrimiento de estos satélites constituyó un punto de inflexión en la ya larga disputa entre los que sostenían la idea de un sistema geocéntrico, es decir, con la Tierra en el centro del universo, y la copernicana (o sistema heliocéntrico, es decir, con el Sol en el centro del sistema solar), en la cual era mucho más fácil explicar el movimiento y la propia existencia de los satélites naturales de Júpiter.

Los cuatro satélites principales son muy distintos entre sí. Ío, el más interior, es un mundo volcánico con una superficie en constante renovación y calentado por efectos de marea provocados por Júpiter y Europa.​ Europa, el siguiente satélite, es un mundo helado bajo el cual se especula la presencia de océanos líquidos de agua e incluso la presencia de vida.​ Ganímedes, con un diámetro de 5268 km, es el satélite más grande de todo el sistema solar. Está compuesto por un núcleo de hierro cubierto por un manto rocoso y de hielo. Calisto se caracteriza por ser el cuerpo que presenta mayor cantidad de cráteres producidos por impactos en todo el sistema solar.

Además de los mencionados satélites galileanos, las distintas sondas espaciales enviadas a Júpiter y observaciones desde la Tierra han ampliado el número total de satélites de Júpiter hasta 92.​ Estos satélites menores se pueden dividir en dos grupos:

Tebe un satélite del grupo de Amaltea.

Satélites irregulares: es un grupo numeroso de satélites en órbitas muy lejanas de Júpiter; de hecho, están tan lejos de este que la gravedad del Sol distorsiona perceptiblemente sus órbitas. Con la excepción de Himalia, son satélites generalmente pequeños. A su vez, este grupo se puede dividir en dos, los progrados y los retrógrados. La mayoría de estos objetos tienen un origen muy distinto al de los satélites mayores, siendo posiblemente cuerpos capturados y no formados en sus órbitas actuales. Otros pueden ser los restos de impactos y fragmentaciones de cuerpos mayores anteriores. Miembros de este grupo incluyen a Aedea, Aitné, Ananké, Arce, Autónoe, Caldona, Cale, Cálice, Calírroe, Carmé, Carpo, Cilene, Elara, Erínome, Euante, Eukélade, Euporia, Eurídome, Harpálice, Hegémone, Heliké, Hermipé, Herse, Himalia, Isonoe, Kallichore, Kore, Leda, Lisitea, Megaclite, Mnemea, Ortosia, Pasífae, Pasítea, Praxídice, Sinope, Espondé, Táigete, Telxínoe, Temisto, Tione, Yocasta y otros 17 que no tienen aún nombre definitivo.

Además de sus satélites, el campo gravitacional de Júpiter controla las órbitas de numerosos asteroides que se encuentran situados en los puntos de Lagrange precediendo y siguiendo a Júpiter en su órbita alrededor del Sol.​ Estos asteroides se denominan asteroides troyanos y se dividen en cuerpos griegos y troyanos para conmemorar la . El primero de estos asteroides en ser descubierto fue 588 Aquiles, por Max Wolf en 1906. En la actualidad se conocen cientos de asteroides troyanos. El mayor de todos ellos es el asteroide 624 Héctor.

Júpiter posee un tenue sistema de anillos que fue descubierto por la sonda Voyager 1 en marzo de 1979.​​ El anillo principal tiene unos 6400 km de anchura, orbita el planeta a 122 800 km de distancia del centro y tiene un espesor vertical inferior a la decena de kilómetros. Su espesor óptico es tan reducido que solamente ha podido ser observado por las sondas espaciales Voyager 1 y 2 y Galileo.

Los anillos tienen tres segmentos: el más interno denominado halo (con forma de toro en vez de anillo), el intermedio que se considera el principal por ser el más brillante y el exterior, más tenue pero de mayor tamaño. Los anillos están formados por polvo en vez de hielo como los anillos de Saturno. El anillo principal está compuesto probablemente por material de los satélites Adrastea y Metis; este material se ve arrastrado poco a poco hacia Júpiter gracias a su fuerte gravedad. A su vez se va reponiendo por los impactos sobre estos satélites que se encuentran en la misma órbita que el anillo principal. Los satélites Amaltea y Tebas realizan una tarea similar, proveyendo de material al anillo exterior.

Las teorías de formación del planeta son de dos tipos:

formación a partir de un núcleo de hielo de una masa en torno a 10 veces la masa terrestre capaz de atraer y acumular el gas de la nebulosa protosolar,

formación temprana por colapso gravitatorio directo como ocurriría en el caso de una estrella.

Ambos modelos tienen implicaciones muy distintas para los modelos generales de formación del sistema solar y de los sistemas de planetas extrasolares. En ambos casos los modelos tienen dificultades para explicar el tamaño y masa total del planeta, su distancia orbital de 5 ua, que parece indicar que Júpiter no se desplazó sustancialmente de la región de formación, y la composición química de su atmósfera, en particular de gases nobles, enriquecidos con respecto al Sol. El estudio de la estructura interna de Júpiter, y en particular, la presencia o ausencia de un núcleo interior permitiría distinguir ambas posibilidades.

Las propiedades del interior del planeta pueden explorarse de manera remota a partir de las perturbaciones gravitatorias detectadas por una sonda espacial cercana.

Actualmente existen propuestas de misiones espaciales para la próxima década que podrían responder a estos interrogantes.

En julio de 1994, el cometa Shoemaker-Levy 9 impactó contra la atmósfera de Júpiter. El cometa había sido disgregado por la acción de la gravedad de Júpiter en 20/22 fragmentos en un paso anterior y cercano por el planeta.​

Numerosos observatorios realizaron campañas intensivas de observación del planeta con motivo de este suceso único incluyendo el telescopio espacial Hubble y la sonda Galileo que en aquel momento se encontraba acercándose todavía al planeta. Los impactos mostraron la formación de impresionantes bolas de fuego en los minutos posteriores a cada impacto de cuyo análisis se pudo deducir la masa de cada uno de los fragmentos del cometa. Los restos dejados en la atmósfera se observaron como nubes negras en expansión durante semanas propagándose como ondas de choque. Sus propiedades permitieron analizar tanto propiedades del cometa como de la atmósfera joviana y su interior profundo por métodos análogos a los de la sismología terrestre. Los restos del cometa pudieron ser detectados durante varios años en la alta atmósfera del hemisferio Sur de Júpiter, presentes como partículas finas oscuras y mediante una mayor concentración atmosférica de determinados compuestos químicos aportados por el cometa.

Se ha estimado que Júpiter, debido a su gran masa, perturba las regiones cometarias como la nube de Oort atrayendo la mayoría de los cometas que caen sobre el sistema solar interior. No obstante, también los acerca sobre sí mismo por lo que es difícil estimar la importancia que tiene Júpiter en la llegada de cometas a la Tierra.​​

Foto tomada por el telescopio espacial Hubble del impacto en Júpiter de 2009 que dejó una mancha de 8000 km de extensión[39] ​

El día 19 de julio de 2009 Anthony Wesley, un astrónomo aficionado australiano anunció el descubrimiento de una mancha negra de un tamaño similar al diámetro de la Luna que había aparecido en la atmósfera de Júpiter en la región subpolar sur. Esta mancha estaba causada posiblemente por un impacto asteroidal o cometario con el planeta. Científicos del Laboratorio de Propulsión (JPL) de Pasadena, confirmaron el impacto utilizando el telescopio infrarrojo de NASA (IRTF, NASA Infrared Telescope Facility) ubicado en la isla hawaiana de Mauna Kea.​

El objeto causante del impacto, con un diámetro estimado de unos 500 metros, provocó un aumento de la temperatura en las capas altas de la atmósfera joviana en el lugar del impacto y una gran nube de partículas de polvo oscuras que forman la mancha de impacto de gran extensión y que continuó siendo observable durante varios meses de forma progresivamente más tenue al ser dispersados los restos del impacto por los vientos de la atmósfera de Júpiter. Por el momento se desconoce si el objeto que impactó con Júpiter era un asteroide o un cometa. El impacto, descubierto por casualidad, ocurrió 15 años después del impacto del cometa Shoemaker-Levy 9.

El 3 de junio de 2010, casi un año más tarde, Anthony Wesley y Christopher Go (astrónomo aficionado de Filipinas) observaron simultáneamente la aparición de un intenso flash de luz en Júpiter en una región muy localizada que se corresponde con el impacto de un cuerpo asteroidal o cometario de menor tamaño que en 2009.​ El flash, que duró unos pocos segundos, se produjo en latitudes ecuatoriales y por el momento no parece haber dejado ningún remanente de material observable en la atmósfera joviana.

Esta imagen muestra el polo sur de Júpiter, visto por la nave espacial Juno de la NASA desde una altitud de 52 000 kilómetros. Las características ovales son ciclones, de hasta 1000 kilómetros de diámetro. Múltiples imágenes tomadas con el instrumento JunoCam en tres órbitas separadas se combinaron para mostrar todas las áreas a la luz del día, color mejorado y proyección estereográfica.

Júpiter ha sido visitado por varias misiones espaciales de NASA desde 1973.​

Las misiones Pioneer 10 y Pioneer 11 realizaron una exploración preliminar con sobrevuelos del planeta. La sonda Pioneer 10 sobrevoló Júpiter por primera vez en la historia en diciembre de 1973. La sonda Pioneer 11 le siguió justo un año después. Se tomaron las primeras fotos cercanas de Júpiter y de los satélites galileanos, se estudió su atmósfera, se detectó su campo magnético y se estudiaron sus cinturones de radiación.

Las misiones Voyager 1 y Voyager 2 visitaron Júpiter en 1979 revolucionando el conocimiento que se tenía del planeta y sus satélites y descubriendo también su sistema de anillos. Se descubrió que Ío tenía una actividad volcánica extraordinaria y que Júpiter también poseía anillos.

En 1995, la misión Galileo, que constaba de una sonda y un orbitador, inició una misión de exploración del planeta de siete años. Aunque la misión tuvo importantes problemas con la antena principal que retransmitía los datos a la Tierra, consiguió enviar informaciones con una calidad sin precedentes sobre los satélites de Júpiter, descubriendo los océanos subsuperficiales de Europa y varios ejemplos de vulcanismo activo en Ío. La misión concluyó lanzando al orbitador contra el propio planeta para evitar una colisión futura con Europa que pudiera contaminar sus hielos.

En diciembre de 2000, la misión espacial Cassini/Huygens realizó un sobrevuelo lejano en su viaje con destino a Saturno obteniendo un conjunto de datos comparable en cantidad a los sobrevuelos realizados por las Voyager pero con una calidad de las observaciones mejor.

A finales de febrero de 2007, el planeta Júpiter fue visitado por la sonda New Horizons en su viaje a Plutón.

El 5 de julio de 2016, entró en órbita la sonda espacial Juno para estudiar la atmósfera, la magnetosfera y auroras de este planeta.

Están en estudio misiones dedicadas a la observación de Júpiter y su satélite Europa por parte de las agencias espaciales NASA y ESA.​

Así como el resto de planetas más externos que la Tierra en su órbita con respecto al Sol, Júpiter puede ocupar cualquier parte de la eclíptica o encontrarse oculto detrás del Sol. No ocurre como con Venus y Mercurio, que por tener sus órbitas más cerca del Sol que la de la Tierra, solo los podemos localizar en dirección hacia el Sol y en sus inmediaciones. Dado que el brillo de Júpiter es siempre superior a la magnitud -2, (su máximo brillo en la mejor oposición alcanza magnitud -2,9) Júpiter es visible a simple vista,​ y aparece en el cielo como un objeto de apariencia estelar redondeado y de color pálido, siendo habitualmente el segundo planeta a simple vista más luminoso, después de Venus. En circunstancias excepcionales, cuando coincide que la oposición de Marte ocurre cerca del perihelio de su órbita elíptica, el brillo de Marte puede llegar a alcanzar magnitud -2,97 superando el brillo de Júpiter, pero solo durante algunos días. Con un telescopio incluso de aficionado, es posible ver las bandas nubosas de la atmósfera joviana y sus satélites de mayor tamaño.

El movimiento aparente de Júpiter respecto del fondo de estrellas es directo excepto cerca de la oposición. Júpiter parecerá entrar en movimiento retrógrado unos 60 días antes de la oposición y permanecerá así durante un período de aproximadamente 121 días​, moviéndose aparentemente " hacia atrás " un ángulo de 9,9° antes de volver al movimiento directo.

J. K. Beatty, C. Collins Petersen y A. Chaikin, The New Solar System, Cambridge University Press y Sky Publishing Corporation, ISBN 0-933346-86-7 (1999).

J. H. Rogers, The Giant Planet Jupiter, Cambridge University Press, ISBN 0-521-41008-8 (1995).

Ed. F. Bagenal, T. E. Dowling, W. B. McKinnon, D. Jewitt, C. Murray, J. Bell, R. Lorentz, F. Nimmo, Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere, Cambridge University Press (2004).

W. Sheehan, Worlds in the Sky, University of Arizona Press (1992).

El Nuevo Sistema Solar. Investigación y Ciencia (Prensa Científica SA) ISBN 84-7593-005-0.

Clarke, Arthur C. (1989), 2061: Odyssey Three, Del Rey. ISBN 0-345-35879-1.

# data[].attributes.attachment_link.title
Júpiter (planeta) - Wikipedia, la enciclopedia libre

# data[].attributes.attachment_link.description
Este aviso fue puesto el 17 de octubre de 2018. Júpiter Imagen de Júpiter tomada por la sonda Juno en 2019.

# data[].attributes.attachment_link.authors[].name
Colaboradores de los proyectos Wikimedia

# data[].attributes.attachment_link.title
Origen del universo - Wikipedia, la enciclopedia libre

# data[].attributes.attachment_link.description
Instante en que surgió toda la materia y energía existente en el Universo

# data[].attributes.attachment_link.readable_text
Terra

Tipus

planeta tel·lúric, planeta interior i ubicació narrativa

Epònim

sòl, terra i bola

Cos pare

Sol

Cossos fills

Època

Tipus d'òrbita

òrbita heliocèntrica

Apoàpside

151.930.000 km ↔ Sol
1 ua[1]
1,01671 ua

Periàpside

147.095.000 km ↔ Sol
( arg (ω): 114,20783)

Semieix major a

Excentricitat e

Període orbital P

Anomalia mitjana M

Inclinació i

7,155 ° ↔ Equador del Sol[4]
1,57869 ° ↔ pla invariable

Longitud del node ascendent Ω

Radi

línia equatorial: 6.378,137 km
mitjana: 6.371 km[8]
pol geogràfic: 6.356,8 km

Diàmetre

Aplatament

Àrea de superfície

Massa

Volum

Rotació sideral

0,99726968 d
23h 56m 4,100s

Velocitat de rotació equatorial

1.674,4 km/h[6]

Gravetat superficial equatorial

Albedo

0,434 ( albedo geomètrica)[13]
0,306 ( albedo de Bond)[13]

Temperatura de superfície

Pressió superficial

101,325 kPa ( nivell mitjà del mar)

Composició atmosfèrica

78,08% nitrogen (N₂)[7]
20,95% oxigen (O₂)
0,93% argó
0,038% diòxid de carboni
1% vapor d'aigua (varia amb el clima)

Part de

sistema Terra-Lluna i sistema solar

Format per

La Terra és el tercer planeta del sistema solar atenent la seva proximitat al Sol i l'únic astre que se sap que té vida. Un 29% de la seva superfície és coberta per terra en forma de continents i illes i un 71% per aigua, la major part de la qual es troba als mars i els oceans, que formen la hidrosfera conjuntament amb els llacs, els rius i altres masses d' aigua dolça. Gran part de les regions polars està coberta de gel. La capa exterior de la Terra es divideix en nombroses plaques tectòniques rígides que es mouen per la superfície al llarg de períodes de molts milions d'anys. El seu interior roman actiu, amb un nucli intern sòlid, un nucli extern líquid que genera el camp magnètic de la Terra i un mantell convectiu que impulsa la tectònica de plaques.

L' atmosfera de la Terra es compon majoritàriament de nitrogen i oxigen. L'energia solar incideix amb més intensitat a les regions tropicals que a les polars i és redistribuïda per la circulació atmosfèrica i oceànica. El vapor d'aigua té una presència important a l'atmosfera, on forma núvols que cobreixen la majoria del planeta. Els gasos amb efecte d'hivernacle, com el diòxid de carboni, atrapen una part de l'energia solar prop de la superfície. El clima de cada regió ve determinat per la latitud, el terreny i l' altitud, així com les eventuals masses d'aigua pròximes i els seus corrents. Els fenòmens meteorològics extrems, incloent-hi els ciclons tropicals, les tronades i les onades de calor, poden afectar gairebé totes les contrades del món i tenen un impacte significatiu sobre els organismes que habiten la Terra.

La Terra, un el·lipsoide d'aproximadament 40.000 km de circumferència, és el planeta més dens del sistema solar, així com el més gros i massiu dels planetes tel·lúrics. Orbitant a uns vuit minuts llum del Sol, triga un any (aproximadament 365,25 dies) a completar una revolució al voltant de l'astre rei.

El planeta es va formar fa aproximadament 4.600 milions d'anys, i hi va aparèixer vida al cap de 1.000 milions d'anys. La biosfera de la Terra ha alterat significativament l' atmosfera i altres condicions abiòtiques, permetent la proliferació d' organismes aeròbics i la formació de la capa d'ozó que, juntament amb el camp magnètic terrestre, bloqueja la radiació solar perjudicial. Les propietats físiques de la Terra, així com la seva història geològica i òrbita, han permès que la vida persisteixi durant aquest període. S'espera que el planeta pugui tenir vida durant com a mínim 500 milions d'anys més.

La Terra interacciona amb altres objectes de l'espai, especialment el Sol i la Lluna. Actualment, la Terra completa una òrbita al voltant del Sol un cop cada 366,26 vegades que gira sobre el seu propi eix, que és equivalent a 365,26 dies solars o un any sideri. L'eix de rotació de la Terra està inclinat 23,4° respecte a la perpendicular del pla orbital, produint variacions estacionals a la superfície del planeta amb un període d'un any tropical (365,24 dies solars). L'únic satèl·lit natural de la Terra, la Lluna, que va començar a girar al seu voltant fa uns 4.530 milions d'anys, crea les marees, n'estabilitza la inclinació axial i alenteix gradualment la rotació del planeta. Fa entre 3.800 i 4.100 milions d'anys, nombrosos impactes d' asteroide durant el Gran Bombardeig Tardà van provocar canvis significatius a l'ambient de la superfície.

Tant els recursos minerals del planeta, com els productes de la biosfera, contribueixen recursos que s'utilitzen per alimentar la població mundial. Aquests habitants s'agrupen en uns 200 estats independents, que interaccionen per mitjà de diplomàcia, comerç i accions militars. Les cultures humanes han desenvolupat visions molt diverses del planeta, incloent-hi personificacions com una deïtat, una creença en una Terra plana o com al centre de l'Univers.

Composició i estructura

La Terra és un planeta terrestre, la qual cosa significa que és un cos rocós, en lloc d'un gegant gasós com Júpiter. És el més gran dels quatre planetes terrestres del sistema solar en mida i massa. D'aquests quatre planetes, la Terra també té la densitat més gran, la gravetat superficial més alta, el camp magnètic més fort i la rotació més ràpida. També és l'únic planeta terrestre amb tectònica de plaques activa.

Comparació dels planetes interiors (d'esquerra a dreta): Mercuri, Venus, la Terra i Mart

La forma de la Terra és molt propera a la d'un esferoide oblat, una esfera aixafada al llarg de l'eix de pol a pol de tal manera que hi hagi un bony al voltant de l' equador. Aquest bony és degut a la rotació de la Terra, i fa que el diàmetre a l'equador sigui 43 km més gran que el diàmetre dels pols. El diàmetre mitjà de l'esferoide de referència és d'uns 12.742 km, que és aproximadament 40.000 km/ π, ja que el metre es va definir originalment com a 1/10.000.000 de la distància de l'equador al pol Nord passant per París ( França).

La topografia local es desvia d'aquest esferoide ideal, tot i que a escala global aquestes desviacions són molt petites: la Terra té una tolerància d'una part de cada 584, o 0,17%, de l'esferoide de referència. És menys, per tant, que la tolerància del 0,22% permesa en boles de billar. Les desviacions locals més grans a la superfície rocosa de la Terra són el mont Everest (8.848 m sobre el nivell del mar local) i la fossa de les Mariannes (10.911 m sota el nivell del mar local). A causa de la deformació equatorial, les localitzacions de la superfície més llunyanes del centre de la Terra són els pics del Chimborazo a l' Equador i Huascarán al Perú.

Composició química

La massa de la Terra és d'aproximadament 5,98×10 ²⁴ kg. Està composta principalment de ferro (32,1%), oxigen (30,1%), silici (15,1%), magnesi (13,9%), sofre (2,9%), níquel (1,8%), calci (1,5%), i alumini (1,4%); l'1,2% restant consisteix en quantitats en traces d'altres elements. Es creu que la regió del nucli està formada principalment de ferro (88,8%), amb quantitats inferiors de níquel (5,8%), sofre (4,5%), i menys d'un 1% d'elements en traces.

El geoquímic F. W. Clarke va calcular que poc més d'un 47% de l'escorça de la Terra consisteix d'oxigen. Els components de les roques més comunes de l'escorça terrestre són gairebé tots òxids; el clor, el sofre i el fluor són les úniques excepcions importants i la seva quantitat total en qualsevol roca és generalment molt menys que un 1%. Els principals òxids són la sílice, l'alúmina, òxids de ferro, calç, magnesi, potassa i sosa. La sílice funciona principalment com a àcid, formant silicats, i tots els minerals més comuns de les roques ígnies són d'aquesta naturalesa. D'un càlcul basat en 1.672 anàlisis de tota mena de roca, Clarke va deduir que el 99,22% estaven compostes d'11 òxids (vegeu taula a la dreta). La resta de constituents només es troben en quantitats molt petites.

Estructura interna

L'interior de la Terra, com el de tots els planetes terrestres, es divideix en capes segons les seves propietats químiques o físiques. Tanmateix, al contrari que la resta de planetes terrestres, té un nucli intern i extern distingits. La capa exterior de la Terra és una escorça de silicats, damunt d'un mantell sòlid altament viscós. L'escorça està separada del mantell per la discontinuïtat de Mohorovičić, i el gruix de l'escorça varia de mitjana: 6 km sota els oceans i 30-50 km als continents. L'escorça i la part freda, rígida i superior del mantell superior es coneix col·lectivament com a litosfera. A sota de la litosfera hi ha l' astenosfera, una capa de viscositat relativament baixa. A sota el mantell, hi ha un nucli extern líquid extremadament poc viscós al damunt d'un nucli intern sòlid. El nucli intern pot girar a una velocitat angular lleugerament més alta que la resta del planeta, avançant de 0,1 a 0,5° cada any.

Tall des del nucli a l'exosfera. No a escala

Tall des del nucli a l'exosfera. No a escala. (Cliqueu per ampliar)

Profunditat[34]
km

Capa

Densitat
g/cm³

0-60

Litosfera[b]

És la part més superficial que es comporta de manera elàstica. Comprèn l'escorça i la porció superior del mantell.

-

0-35

Escorça[c]

És la capa més superficial. Està composta per basalt en les conques oceàniques i per granit en els continents.

2,2-2,9

100-700

Astenosfera

És la porció del mantell que es comporta de manera fluida.

-

L'escalfor interna de la Terra prové d'una combinació d'escalfor residual de l'acreció planetària (un 20%) i escalfor produïda per mitjà de radioactivitat (80%). Els principals isòtops que produeixen escalfor són el potassi 40, urani 238, urani 235, i tori 232. Al centre del planeta, la temperatura pot ser de 7.000 K i la pressió pot arribar a 360 GPa. Com que gran part de l'escalfor prové de radioactivitat, els científics creuen que al principi de la història de la Terra, abans que els isòtops amb períodes de semidesintegració curts s'haguessin esgotat, la producció d'escalfor de la Terra hauria estat molt més gran. Aquesta producció d'escalfor addicional, dues vegades l'actual fa 3.000 milions d'anys, hauria augmentat la temperatura de la Terra, incrementant els ritmes de tectònica de plaques, permetent la producció de roques ígnies com les komatites que no es formen avui en dia.

La pèrdua mitjana d'escalfor de la Terra és de , que suposa una pèrdua global de . Una part de l'energia termal del nucli es transporta cap a l'escorça per mitjà de plomes del mantell. Aquestes plomes poden produir punts calents.

Hidrosfera

L'abundància d'aigua a la superfície de la Terra és una característica única que distingeix el "planeta blau" de la resta del sistema solar. La hidrosfera de la Terra consisteix en els oceans, que tècnicament conté totes les altres superfícies del món, incloent-hi mars interiors, llacs, rius, i aigües subterrànies d'una profunditat de fins a 2.000 m. La posició sota l'aigua més profunda és la fossa Challenger de la fossa de les Mariannes a l' oceà Pacífic amb una profunditat de 10.911,4 m.

La massa dels oceans és d'aproximadament 1,35×10 ¹⁸ tones, o 1/4400 de la massa total de la Terra. Els oceans cobreixen una àrea de 3,618×10 ⁸ km² amb una profunditat mitjana de 3.682 m, resultant en un volum estimat d'1,332×10 ⁹ km³. Si tota la terra de la Terra s'expandís uniformement, l'aigua pujaria a una altitud de més de 2,7 km. Un 97,5% de l'aigua de la terra és salada, mentre que el 2,5% restant és aigua dolça. Gran part de l'aigua dolça, un 68,7%, és actualment gel.

La salinitat mitjana dels oceans de la Terra és d'uns 35 grams de sal per quilogram d'aigua de mar (35‰). La major part d'aquesta sal es va alliberar durant activitat volcànica de roques ígnies fredes. Els oceans són també una reserva de gasos atmosfèrics dissolts, que són essencials per a la supervivència de moltes formes de vida aquàtiques. L'aigua de mar té una influència important en el clima mundial, ja que els oceans actuen com a focus calòric. Les variacions en la distribució de temperatura oceànica poden causar variacions climàtiques importants, com .

La pressió atmosfèrica a la superfície de la Terra és de mitjana 101,325 kPa, amb una alçada d'escala d'uns 8,5 km. Està composta en un 78% de nitrogen i un 21% d' oxigen, amb quantitats en traces de vapor d'aigua, diòxid de carboni i altres molècules gasoses. L'alçada de la troposfera varia amb la latitud, variant entre 8 km als pols i 17 km a l'equador, amb una mica de variació a causa del temps i factors estacionals.

La biosfera de la Terra ha alterat significativament la seva atmosfera. La fotosíntesi oxigènica va evolucionar fa 2.700 milions d'anys, formant l'atmosfera formada principalment per nitrogen i oxigen d'avui en dia. Aquest canvi va permetre la proliferació d' organismes aeròbics, així com la formació de la capa d'ozó que bloqueja la radiació solar ultraviolada, permetent al seu torn la vida a la Terra. Entre altres funcions atmosfèriques importants per la vida a la Terra hi ha el transport de vapor d'aigua, aportant gasos útils, fer que meteoroides es cremin abans d'impactar amb la superfície, i moderar la temperatura. Aquest últim fenomen es coneix com a efecte d'hivernacle: molècules en traces de l'atmosfera s'utilitzen per capturar energia tèrmica emesa des del terra, conseqüentment augmentant la temperatura mitjana. El vapor d'aigua, el diòxid de carboni, metà i ozó són els principals gasos hivernacle de l'atmosfera de la Terra. Sense aquest efecte de retenció de calor, la temperatura mitjana de la superfície seria de -18 °C i la vida molt probablement no existiria.

Les capes de l'atmosfera són: la troposfera, l' estratosfera, la mesosfera, la termosfera, i l' exosfera. Les seves altituds varien amb els canvis estacionals. La massa total de l'atmosfera és aproximadament 5,1×10 ¹⁸ kg.

Òrbita i rotació

La Terra duu a terme els següents moviments de forma simultània:

Translació sobre la seva òrbita al voltant del Sol.

Rotació sobre el seu propi eix, moviment que determina el dia i la nit.

Precessió associada al gir que fa l'eix instantani de rotació de la Terra, a causa de la seva lleugera inclinació.

Nutació, una lleugera vibració perpendicular a la precessió i que ve donada per la influència gravitatòria de la Lluna en girar entorn de la Terra.

Animació que mostra la rotació de la terra

El període de rotació de la Terra en relació al Sol -el seu dia solar mitjà- és de 86.400 segons de temps solar mitjà (86.400,0025 segons del SI). Com que el dia solar de la Terra és lleugerament més llarg que durant el segle xix a causa de l' acceleració de la marea, cada dia és entre 0 i 2 mil·lisegons del SI més llarg.

El període de rotació de la Terra en relació a les estrelles fixes, anomenat dia estel·lar per l'International Earth Rotation and Reference Systems Service (IERS), és de 86164,098903691 segons de tems solar mitjà, o El període de rotació de la Terra en relació a l' equinocci vernal, anomenat incorrectament dia sideral, és de 86164,09053083288 segons de temps solar mitjà (UT1) . Per tant el dia sideral és més curt que el dia estel·lar per uns 8,4 ms. La longitud del dia solar mitjà en segons del SI és disponible a l'IERS per als períodes 1623-2005 i 1962-2005.

A part de meteors a l'atmosfera i satèl·lits en òrbita baixa, el moviment aparent dels cossos celestes vistos des de la Terra és cap a l'oest, a una velocitat de 15°/h = 15'/min. Per a cossos propers a l' equador celeste, això és l'equivalent a un diàmetre aparent del Sol o la Lluna cada dos minuts; des de la superfície del planeta, les mides aparents del Sol i la Lluna són aproximadament les mateixes.

La Terra gira al voltant del Sol a una distància mitjana d'uns 150 milions de quilòmetres cada 365,2564 dies solars mitjans, o un any sideri. Des de la Terra, això provoca un moviment aparent del Sol cap a l'est respecte les estrelles a un ritme d'aproximadament 1°/dia, o un diàmetre del Sol o la Lluna cada 12 hores. A causa d'aquest moviment, de mitjana la Terra tarda 24 hores -un dia solar - en completar una rotació sencera sobre el seu eix fins que el Sol torna al meridià. La velocitat orbital de la Terra mitjana és d'uns 29,8 km/s (104.000 km/h), que és prou ràpid per a cobrir el diàmetre del planeta (d'uns 12.600 km) en set minuts, i la distància amb la Lluna (384.000 km) en quatre hores.

La Lluna gira amb la Terra al voltant d'un baricentre comú cada 27,32 dies en relació a les estrelles del fons. Quan es combina amb la revolució comuna del sistema Terra-Lluna al voltant del Sol, el període del mes sinòdic (de lluna nova a lluna nova), és de 29,53 dies. Vist des del pol nord celeste, el moviment de la Terra, la Lluna, i les seves rotacions axials són totes antihoraris. Vist des d'un punt de vista damunt dels pols nord del Sol i la Terra, la Terra gira en un sentit antihorari al voltant del Sol. Els plans orbitals i axials no estan precisament alineats; la inclinació axial de la Terra és d'uns 23,4 graus respecte a la perpendicular al pla Terra-Sol, i el pla Terra-Lluna està inclinat uns 5 graus respecte al pla Terra-Sol. Sense aquesta inclinació, hi hauria un eclipsi cada dues setmanes, alternant entre eclipsis de Lluna i eclipsis de Sol.

L' esfera de Hill, o esfera d'influència gravitacional, de la Terra té un radi d'aproximadament 1,5 Gm (o 1.500.000 quilòmetres). L'afeli és un 103,4% de la distància al periheli. La radiació al periheli és un 106,9% l'energia de l'afeli. Aquesta és la distància màxima a la qual la influència gravitacional de la Terra és superior a la del Sol i altres planetes. Els objectes han d'orbitar la Terra dins d'aquest radi, o acabaran atrapats per la pertorbació gravitacional del Sol.

Il·lustració de la Via Làctia, mostrant la posició del Sol

La Terra, juntament amb el sistema solar, es troba a la galàxia de la Via Làctia, orbitant a uns 28.000 anys llum del centre de la galàxia. Actualment es troba a uns 20 anys llum damunt del pla equatorial de la galàxia al Braç d'Orió.

Inclinació de l'eix i estacions

A causa de la inclinació de l'eix de la Terra, la quantitat de llum solar que arriba a un punt determinat de la superfície varia al llarg de l'any. Això provoca canvis estacionals al clima; l'estiu a l'hemisferi nord ocorre quan el pol nord apunta cap al Sol, i l'hivern quan apunta cal a la direcció oposada. Durant l'estiu, el dia dura més i el Sol puja més al cel. A l'hivern, el clima esdevé generalment més fred i els dies més curts. Per sobre del Cercle Àrtic, es produeix un cas extrem en el qual no hi ha llum del dia durant una part de l'any. A l'hemisferi nord la situació és exactament oposada, amb el Pol Sud orientat cap a la direcció oposada del pol nord.

La Terra i la Lluna vistes des de Mart, fotografiades pel Mars Reconnaissance Orbiter. Des de l'espai, es pot observar com la Terra té fases similars a les de la Lluna.

Per convenció astronòmica, les quatre estacions es determinen pels solsticis -els punts de l'òrbita amb més inclinació axial respecte al Sol - i els equinoccis, quan la direcció de la inclinació i la direcció del Sol són perpendiculars. A l'hemisferi nord, el solstici d'hivern ocorre el 21 de desembre, el solstici d'estiu proper al 21 de juny, l' equinocci de primavera cap al 20 de març i l' equinocci de tardor cap al 23 de setembre. A l'hemisferi sud, la situació és oposada, amb els solsticis d'estiu i hivern intercanviats i les dates de l'equinocci de primavera i tardor intercanviades.

L'angle d'inclinació de la Terra és relativament estable al llarg de grans períodes. Tanmateix, la inclinació pateix nutació; un moviment lleuger, irregular, amb un període principal de 18,6 anys. L'orientació (en lloc de l'angle) de l'eix de la Terra també canvia al llarg del temps, precessant un cercle sencer en cicles de 25.800 anys; aquesta precessió és el motiu de la diferència entre un any sideral i un any tropical. Ambdós moviments són provocats per l'atracció variable del Sol i la Terra al bony equatorial de la Terra. Des del punt de vista de la Terra, els pols també migren uns quants metres a la superfície. Aquest moviment polar té components múltiples i cíclics, anomenats col·lectivament moviments quasiperiòdics. A part d'un component anual a aquest moviment, hi ha un cicle de 14 mesos anomenat moviment de Chandler. La velocitat rotacional de la Terra també varia en un fenomen conegut com a variació de la longitud del dia.

En èpoques modernes, el periheli de la Terra es produeix al voltant del 3 de gener, i l' afeli al voltant del 4 de juliol. Aquestes dates canvien amb el temps a causa de la precessió i altres factors orbitals, que segueixen patrons cíclics coneguts com a cicles de Milanković. La canviant distància entre la Terra i el Sol provoca un augment d'un 6,9% en energia solar que arriba a la Terra al periheli en relació a l'afeli. Com que l'hemisferi sud està inclinat cap al Sol quan la Terra està més propera al Sol, l'hemisferi sud rep lleugerament més energia del Sol que l'hemisferi nord al llarg de l'any. Aquest efecte és molt menys significatiu que l'energia total per culpa de la inclinació axial, i la major part d'aquesta energia és absorbida per la proporció superior d'aigua a l'hemisferi sud.

La Terra té un satèl·lit natural, la Lluna, que orbita al voltant de la Terra cada 27 1/3 dies. Així que hi ha un moviment de la Lluna respecte al Sol i les estrelles fixes a una velocitat d'aproximadament 12 °/dia, és a dir un diàmetre de la Lluna cada hora, en la direcció oposada al de la rotació diària del cel.

Vist des del pol nord de la Terra, el moviment de la Terra, i la Lluna així com els seus moviments de rotació són tots directes (en sentit contrari a les agulles del rellotge).

El pla de l'equador i el pla de l' eclíptica formen un angle d'uns 23,5 graus. Això causa les estacions en la Terra. El pla de l'òrbita de la Lluna està inclinat aproximadament 5 graus respecte a l'eclíptica. Si no fos així, hi hauria un eclipsi de Sol i un de Lluna tots els mesos.

La Lluna té un quart del diàmetre de la Terra. Quan comparem aquesta relació planeta-satèl·lit amb les de la resta de planetes del sistema solar, veiem que no n'hi ha cap que tingui un satèl·lit tan gran en relació a la mida del planeta, excepte el sistema Plutó- Caront.

L' atracció gravitatòria entre la Terra i la Lluna causa les marees a la Terra. El mateix efecte a la Lluna fa que el seu període de rotació sigui igual que el període orbital. Com a resultat, la Lluna sempre presenta la mateixa cara a la Terra. En el seu moviment al voltant de la Terra diferents fraccions de la Lluna són il·luminades pel Sol, presentant un cicle complet de fases lunars.

A causa de l' acceleració de les marees, la Lluna s'allunya a raó de 38 mm per any. Al llarg dels mil·lennis, aquestes petites modificacions juntament amb l'allargament del dia terrestre en 23 µs per any, van sumant canvis significatius. Durant el període Devonià, per exemple, (fa aproximadament 410 milions d'anys) un any tenia 400 dies, essent cada un de 21,8 hores.

La Lluna pot causar una variació moderada del clima terrestre. Les simulacions per ordinador mostren que la força d'atracció de la Lluna cap a la protuberància equatorial de la Terra causen una estabilització de la inclinació de l'eix de rotació, produint una variació moderada del clima. Sense aquesta estabilització alguns científics pensen que l'eix de rotació podria ser caòticament inestable, com pareix ocórrer en el planeta Mart. Si l'eix de rotació de la Terra s'acostés a l' eclíptica, la variació estacional del clima seria summament severa. Un pol apuntaria directament cap al Sol durant estiu i mentre per a l'altre seria nit permanent en hivern. Els científics que han estudiat l'efecte pensen que això causaria la desaparició de la vida, afectant animals i plantes grans.

La Lluna vista des de la Terra, té la mateixa grandària angular que el Sol (el Sol és 400 vegades més gran, però està 400 vegades més lluny que la Lluna). Açò permet que hi hagi eclipsis de sol totals.

Una representació a escala de les mides relatives i distància entre la Terra i la Lluna.

L'origen de la Lluna és desconegut, però la hipòtesi més acceptada actualment és que es va formar per la col·lisió d'un protoplaneta de la grandària de Mart quan la Terra era jove. Aquesta hipòtesi explica la relativa manca de ferro i d'elements volàtils a la Lluna, i el fet que la seva composició sigui molt semblant a la de l' escorça terrestre.

La Terra té com a mínim dos asteroides coorbitals, l'asteroide (3753) Cruithne i el .

Habitabilitat

Un planeta capaç de sostenir la vida és anomenat habitable, fins i tot si no se n'hi ha originat. La Terra té els requisits per a les condicions d'aigua líquida, un ambient en què molècules orgàniques complexes es poden assemblar, i suficient energia per sostenir el metabolisme dels éssers vius. La distància de la Terra al Sol, així com la seva excentricitat orbital, velocitat de rotació, inclinació axial, història geològica, atmosfera sostinguda i camp magnètic protector contribueixen a les condicions necessàries per originar i sostenir la vida en el planeta.

De vegades es diu que les formes del planeta formen una "biosfera". Es creu que la biosfera va començar a evolucionar fa uns 3.500 milions d'anys. La biosfera es divideix en diversos biomes, habitades per plantes i animals similars. A la Terra, els biomes se separen principalment per diferències en latitud, altitud sobre el nivell del mar i humitat. Als biomes terrestres que es troben dins dels cercles àrtic o antàrtic, a grans altituds o àrees àrides no hi abunda massa la vida; el pic de diversitat d'espècies es troba a terres baixes humides a latituds equatorials.

La Hipòtesi Gaia o teoria de Gaia és un model científic de la biosfera terrestre formulat pel biòleg James Lovelock, que suggereix que la vida sobre la Terra organitza les condicions climàtiques per a afavorir el seu propi desenvolupament.

Recursos naturals i ús de la terra

La terra proveeix de recursos que són explotables per humans per als seus propòsits. Alguns d'aquests són no renovables, com els combustibles fòssils, que són difícils de recuperar a petita escala.

De l'escorça terrestre s'exploten grans dipòsits de combustibles fòssils tals com el carbó, el petroli, el gas natural i hidrat de metà. Aquests dipòsits són emprats pels éssers humans tant per a la producció d'energia com a matèria primera per a la producció química. Les menes, cossos minerals, també s'han anat formant a la Terra mitjançant el procés anomenat mena gènesi, resultant de l' erosió i la tectònica de plaques. Aquests cossos formen fonts concentrades de diversos metalls i altres elements químics útils.

La biosfera de la Terra produeix molts recursos útils per als humans, incloent-hi (però lluny de limitar-se a això) menjar, fusta, medicaments, oxigen i el reciclatge de diversos residus orgànics. Els ecosistemes terrestres depenen de la fertilitat de la terra i de l'aigua dolça, mentre que els ecosistemes oceànics dels nutrients dissolts provinents de la terra. Els humans també fan servir l' àrea de la terra fent servir materials de construcció per edificar habitatges.

Perills naturals i ambientals

Grans superfícies de la superfície de la Terra són subjectes a clima extrem com ciclons tropicals, huracans, o tifons que dominen la vida en aquestes àrees. Durant el període 1980-2000, aquests esdeveniments provocaven una mitjana d'11.800 morts per any. Molts llocs són subjectes a terratrèmols, esllavissades, tsunamis, erupcions volcàniques, tornados, dolines, torbs, inundacions, sequeres, incendis, i altres desastres.

Moltes àrees localitzades són subjectes a contaminació humana de l'aire i l'aigua, pluja àcida i substàncies tòxiques, pèrdua de vegetació, pèrdua de vida salvatge, extinció d'espècies, degradació del sol, erosió, i introducció d' espècies invasores.

D'acord amb les Nacions Unides, existeix un consens científic que relaciona activitats humanes amb l' escalfament global a causa d'emissions de diòxid de carboni industrials. Es prediu que provoqui canvis com la fosa de les glaceres i capes de gel, temperatures més extremes, canvis significatius al clima i una pujada del nivell del mar.

Geografia humana

La Terra de nit. Aquesta imatge no és fotogràfica, i molts llocs són més brillants que com aparaixerien a un observador directe.

La Terra és la llar d'aproximadament 7.500.000.000 de persones al gener del 2018, però les estimacions indiquen que la població mundial arribarà a 9.200 milions el 2050, amb un major creixement de la població localitzat als països en vies de desenvolupament. La densitat de població varia considerablement entre les diferents regions del planeta, que està dividit en 5 continents -Àfrica, Amèrica, Àsia, Europa i Oceania- i 2 pols: l'Àrtic i l'Antàrtic (que rodeja el Pol Sud i és considerat per alguns exploradors, com l'últim continent descobert -com és el cas de Charles Wilkes el 1838; encara que pocs més ho van fer fins després de la Segona Guerra Mundial-). Cal remarcar que la densitat de població és més gran al continent asiàtic. A més, s'estima que a partir del 2020, aproximadament el 60% de la població mundial viurà en zones urbanes.

S'estima que només una vuitena part de la superfície de la Terra és adequada perquè hi puguin viure els éssers humans. Tres quartes parts de la Terra estan cobertes per oceans, i la meitat de la superfície de terra és o bé deserta (14%), muntanyes altes (27%), o altres terrenys no adequats. L'assentament humà permanent més al nord és Alert, a Ellesmere de Nunavut ( Canadà). (82° 28′ N). El que es troba més al sud és l'estació Amundsen-Scott a l' Antàrtida, gairebé exactament al Pol Sud (90°S).

Els estats sobirans independents reclamen gairebé tota la superfície de terra del planeta, excepte algunes parts de l'Antàrtida i la terra de Bir Tawil entre Egipte i Sudan. El 2022 hi ha més de 200 estats sobirans, incloent-hi els 193 membres de les Nacions Unides. A part, hi ha una seixantena territoris dependents, i una sèrie d'àrees autònomes, territoris sota disputa, i altres entitats. Històricament, la Terra mai ha tingut un govern sobirà amb autoritat sobre tot el planeta, tot i que algunes nacions han intentat tenir el domini del món i han fracassat.

Les Nacions Unides són una organització internacional que es va crear amb l'objectiu d'intervenir en les disputes entre nacions, intentant evitar un conflicte armat. Tanmateix, no és un govern mundial. Les Nacions Unides són principalment un fòrum per a diplomàcia internacional i llei internacional. Si hi ha consens entre els membres, té un mecanisme per a intervenció armada.

El primer humà a entrar en òrbita a la Terra va ser Iuri Gagarin el 12 d'abril de 1961. En total, unes 400 persones han visitat l' espai exterior i han arribat a l'òrbita de la Terra a data del 2004 i, d'aquestes 400, dotze han caminat a la Lluna. Normalment els únics humans a l'espai són els que es troben a l' Estació Espacial Internacional. La tripulació de l'estació, de sis persones, se substitueix típicament cada sis mesos. Els humans que han arribat més lluny de la Terra són la tripulació de l' Apollo 13 del 1970, que van arribar a 400.171 km.

La formació del planeta Terra està datada en 4,54·10⁹ anys. El seu origen com a planeta ha de trobar-se lligat a l'origen i formació de la resta dels planetes del sistema solar. Bàsicament, i donant tan sols unes breus pinzellades sobre aquesta qüestió, direm que s'han proposat fonamentalment dues teories al respecte:

1. Teories catastrofistes (origen calent): Els planetes es varen formar a partir d'una "llengua" de material solar (gasos incandescents) produïda a conseqüència del pas d'altra estrella per les proximitats del Sol. Un posterior refredament d'aquest material va permetre als planetes així formats passar primerament per una etapa líquida, i finalment per una etapa sòlida. Aquest pas intermedi (etapa líquida) hauria permès una decantació (separació dels materials per densitat) dels elements en capes concèntriques, com està comprovat que passa a la Terra. La calor interna de la Terra, segons està teoria, provindria de l'energia original. La forma de fus que té la distribució dels planetes del sistema solar, sembla un argument a favor d'una "llengua" inicial de material com a origen dels planetes; però, per altra banda, no hi ha una plena justificació per a no considerar altres possibilitats admetent la hipòtesi del pas d'altra estrella (per exemple: que el material solar inicial s'haguera dispersat a l'espai en comptes de donar lloc als planetes). Aquestes teories es consideren actualment descartades.

2. Teoria de la nebulosa primitiva (origen fred): És la teoria més acceptada actualment (inicialment proposada per Kant i Laplace). Aquesta teoria considera que el Sol i els planetes es varen formar a partir d'una nebulosa original per concentració de la matèria freda que la formava. Pel que fa al Sol, la mateixa energia gravitacional és la que va donar lloc al començament de les reaccions nuclears de fusió. Els planetes es varen formar a partir de protoplanetes (semblants a meteorits) per un procés de creixement per atracció gravitatòria i xocs (procés d'acreció). Durant aquest procés, la temperatura dels planetes hauria arribat als 8.000-10.000 °C, i hauria permès la fusió dels elements i la separació en capes concèntriques en funció de les seves densitats. El posterior refredament hauria solidificat la part externa aïllant l'interior de pèrdues energètiques (la calor interna tindria un origen primordial).

Punt de vista cultural

La primera fotografia feta per astronautes d'una "sortida de la Terra", de l'Apollo 8.

🜨

Contràriament a la resta dels planetes del sistema solar, la humanitat no va començar a veure la Terra com a objecte en moviment al voltant del Sol fins al segle xvi. La Terra s'ha personificat sovint com a deïtat, particularment deessa. En moltes cultures la deessa mare també es representa com a deessa de la fertilitat. Els mites de la creació en moltes religions inclouen la creació de la Terra per una deïtat sobrenatural o deïtats.

Al passat, hi havia creença en una Terra plana, però va quedar obsolet amb el concepte d'una Terra esfèrica a causa d'observacions i circumnavegació. La perspectiva humana sobre la Terra ha canviat amb el vol espacial, i la biosfera es veu actualment des d'una perspectiva integrada globalment. Això es reflecteix en un moviment ecologista que està preocupat en els efectes de la humanitat sobre el planeta.

Referències

1. Afirmat a: ↑ Keplerian elements for approximate positions of the major planets . Pàgina: 2. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 15 febrer 2015.

2. "↑ NASA FACTS " (en anglès). NASA.

3. "↑ USEFUL CONSTANTS ". Arxivat de l'original el 3 novembre 2012.

4. URL de la referència: ↑ https://books.google.com/?id=w8PK2XFLLH8C&pg=PA294.

5. URL de la referència: ↑ http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/earthfact.html. Data de consulta: 8 abril 2014. Arxiu de l'URL: https://www.webcitation.org/6GVr9SIKY?url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/earthfact.html. Data d'arxivament: 10 maig 2013.

6. Arthur N. Cox. ↑ Allen's Astrophysical Quantities. 4a ed.. Nova York: AIP Press, 2000, p. 244. ISBN 0-387-98746-0 [Consulta: 17 agost 2010].

7. ↑ 7,0 7,1 7,2 7,3

8. "↑ Earth Fact Sheet " (en anglès). NASA. [Consulta: 25 abril 2018].

9. URL de la referència: ↑ https://solarsystem.nasa.gov/planets/earth/by-the-numbers/.

10. Afirmat a: ↑ Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy . Editorial: Springer Science+Business Media. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. ISSN: 0923-2958.

11. URL de la referència: ↑ http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/earthfact.html. Arxiu de l'URL: https://web.archive.org/web/20101030234253/http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/earthfact.html. Data d'arxivament: 30 octubre 2010.

12. "↑ The International System of Units (SI) " (en anglès). Western Journal of Medicine, 3, 1r març 1982, pàg. 259.

13. ↑ URL de la referència: 13,0 https://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/earthfact.html.13,1 13,2

14. ↑ Vegeu: 14,0

Dalrymple, G.B.. The Age of the Earth. California: Stanford University Press, 1991. ISBN 0-8047-1569-6.

Newman, William L. "Age of the Earth". Publications Services, USGS, 09-07-2007. [Consulta: 20 setembre 2007].

Dalrymple, G. Brent "The age of the Earth in the twentieth century: a problem (mostly) solved". Geological Society, London, Special Publications, 190, 1, 2001, pàg. 205-221. DOI: 10.1144/GSL.SP.2001.190.01.14 [Consulta: 20 setembre 2007].

Stassen, Chris. "The Age of the Earth". TalkOrigins Archive, 10-09-2005. [Consulta: 30 desembre 2008].

14,1

15. ↑

16. Tackley, Paul J. "Mantle Convection and Plate Tectonics: Toward an Integrated Physical and Chemical Theory". ↑ Science, 288, 5473, 16-06-2000, pàg. 2002-2007. Bibcode: 2000Sci...288.2002T. DOI: 10.1126/science.288.5473.2002. PMID: 10856206.

17. Mohr, P.J.; Taylor, B.N. "↑ Unit of length (meter)". NIST Reference on Constants, Units, and Uncertainty. NIST Physics Laboratory, octubre 2000. [Consulta: 23 abril 2007].

18. Senne, Joseph H. "Did Edmund Hillary Climb the Wrong Mountain". ↑ Professional Surveyor, 20, 5, 2000, pàg. 16-21.

19. Sharp, David "Chimborazo and the old kilogram". ↑ The Lancet, 365, 9462, 05-03-2005, pàg. 831-832. DOI: 10.1016/S0140-6736(05)71021-7.

20. Brown, Geoff C.; Mussett, Alan E.. ↑ The Inaccessible Earth. 2a edició. Taylor & Francis, 1981, p. 166. ISBN 0-04-550028-2. Note: After Ronov and Yaroshevsky (1969).

21. Morgan, J. W.; Anders, E. "Chemical composition of Earth, Venus, and Mercury". ↑ Proceedings of the National Academy of Science, 71, 12, 1980, pàg. 6973-6977. Bibcode: 1980PNAS...77.6973M. DOI: 10.1073/pnas.77.12.6973. PMC: 350422. PMID: 16592930 [Consulta: 4 febrer 2007].

22. Chisholm, Hugh. ↑ Aquest article incorpora text d'una publicació que es troba en domini públic: Encyclopædia Britannica (edició de 1911) (en anglès). 11a ed. Cambridge University Press, 1911.

23. ↑ Arxivat 2006-10-16 a Wayback Machine.

24. Kerr, Richard A. "Earth's Inner Core Is Running a Tad Faster Than the Rest of the Planet". ↑ Science, 309, 5739, 26-09-2005, pàg. 1313. DOI: 10.1126/science.309.5739.1313a. PMID: 16123276.

25. Jordan, T. H. "Structural Geology of the Earth's Interior". ↑ Proceedings National Academy of Science, 76, 9, 1979, pàg. 4192-4200. Bibcode: 1979PNAS...76.4192J. DOI: 10.1073/pnas.76.9.4192. PMC: 411539. PMID: 16592703 [Consulta: 24 març 2007].

26. ↑ Turcotte, D. L.; Schubert, G.. "4". A: 35,0 Geodynamics. 2a edició. Cambridge, England, UK: Cambridge University Press, 2002, p. 136-137. ISBN 978-0-521-66624-4.35,1

27. Alfè, D.; Gillan, M. J.; Vocadlo, L.; Brodholt, J; Price, G. D. "↑ The ab initio simulation of the Earth's core" (PDF). Philosophical Transaction of the Royal Society of London, 360, 1795, 2002, pàg. 1227-1244 [Consulta: 28 febrer 2007].

28. Vlaar, N; Vankeken, P.; Vandenberg, A. "↑ Cooling of the Earth in the Archaean: Consequences of pressure-release melting in a hotter mantle" (PDF). Earth and Planetary Science Letters, 121, 1-2, 1994, pàg. 1. Arxivat de l'original el 2012-03-19. Bibcode: 1994E&PSL.121....1V. DOI: 10.1016/0012-821X(94)90028-0 [Consulta: 29 juny 2011]. Arxivat 2012-03-19 a Wayback Machine.

29. Turcotte, D. L.; Schubert, G.. "4". A: ↑ Geodynamics. 2a edició. Cambridge, England, UK: Cambridge University Press, 2002, p. 137. ISBN 978-0-521-66624-4.

30. Pollack, Henry N.; Hurter, Suzanne J.; Johnson, Jeffrey R. "↑ Heat flow from the Earth's interior: Analysis of the global data set". Reviews of Geophysics, 31, 3, agost 1993, pàg. 267-280. Bibcode: 1993RvGeo..31..267P. DOI: 10.1029/93RG01249.

31. Richards, M. A.; Duncan, R. A.; Courtillot, V. E. "Flood Basalts and Hot-Spot Tracks: Plume Heads and Tails". ↑ Science, 246, 4926, 1989, pàg. 103-107. Bibcode: 1989Sci...246..103R. DOI: 10.1126/science.246.4926.103. PMID: 17837768.

32. "↑ 7,000 m Class Remotely Operated Vehicle KAIKO 7000". Japan Agency for Marine-Earth Science and Technology (JAMSTEC). Arxivat de l'original el 2020-04-10. [Consulta: 7 juny 2008].

33. Charette, Matthew A.; Smith, Walter H. F. "↑ The Volume of Earth's Ocean". Oceanography, 23, 2, juny 2010, pàg. 112-114. Arxivat de l'original el 2011-09-30 [Consulta: 4 juny 2010]. Arxivat 2011-09-30 a Wayback Machine.

34. Shiklomanov, Igor A.; ↑ et al.. "World Water Resources and their use Beginning of the 21st century Prepared in the Framework of IHP UNESCO". State Hydrological Institute, St. Petersburg, 1999. Arxivat de l'original el 2013-04-03. [Consulta: 10 agost 2006].

35. McCarthy, Dennis D.; Hackman, Christine; Nelson, Robert A. "The Physical Basis of the Leap Second". ↑ The Astronomical Journal, 136, 5, novembre 2008, pàg. 1906-1908. Bibcode: 2008AJ....136.1906M. DOI: 10.1088/0004-6256/136/5/1906.

36. ↑ 56,0 56,1

37. Aoki, S. "The new definition of universal time". ↑ Astronomy and Astrophysics, 105, 2, 1982, pàg. 359-361. Bibcode: 1982A&A...105..359A.

38. ↑ Williams, David R. "62,0 Planetary Fact Sheets". NASA, 10-02-2006. [Consulta: 28 setembre 2008].-Vegeu els diàmetres aparents en les pàgines del Sol i la Lluna.62,1

39. R. Canup and E. Asphaug "Origin of the Moon in a giant impact near the end of the Earth's formation". ↑ Nature, 412, 2001, pàg. 708-712. DOI: 10.1038/35089010.

40. ↑

41. Hillebrand, Helmut "On the Generality of the Latitudinal Gradient". ↑ American Naturalist, 163, 2, 2004, pàg. 192-211. DOI: 10.1086/381004. PMID: 14970922.

42. ↑ Staff. "77,0 World". The World Factbook. Central Intelligence Agency, 24-07-2008. Arxivat de l'original el 2010-01-05. [Consulta: 5 agost 2008].77,1 77,2

43. Rona, Peter A. "↑ Resources of the Sea Floor". Science, 299, 5607, 2003, pàg. 673-674. DOI: 10.1126/science.1080679. PMID: 12560541 [Consulta: 4 febrer 2007].

44. ↑

45. United States Census Bureau. "↑ World POP Clock Projection". United States Census Bureau International Database, 07-01-2008. [Consulta: 7 gener 2008].

46. Peel, M. C.; Finlayson, B. L.; McMahon, T. A. "↑ Updated world map of the Köppen-Geiger climate classification". Hydrology and Earth System Sciences Discussions, 4, 2, 2007, pàg. 439-473. DOI: 10.5194/hessd-4-439-2007 [Consulta: 31 març 2007].

47. ↑ Kennedy, Paul. The Rise and Fall of the Great Powers. 1a edició. Vintage, 1989. ISBN 0-679-72019-7.

48. Shayler, David; Vis, Bert. ↑ Russia's Cosmonauts: Inside the Yuri Gagarin Training Center. Birkhäuser, 2005. ISBN 0-387-21894-7.

49. ↑ 97,0 Geología. Madrid: Anaya, 1979. ISBN 84-207-1396-1.97,1 97,2 97,3

50. ↑ Fuller, R. Buckminster. Operating Manual for Spaceship Earth. First. Nova York: E.P. Dutton & Co, 1963. ISBN 0-525-47433-1 [Consulta: 21 abril 2007]. Arxivat 2012-04-23 a Wayback Machine.

51. ↑ Lovelock, James E. Gaia: A New Look at Life on Earth. First. Oxford: Oxford University Press, 1979. ISBN 0-19-286030-5.

52. For example: McMichael, Anthony J. ↑ Planetary Overload: Global Environmental Change and the Health of the Human Species. Cambridge University Press, 1993. ISBN 0-521-45759-9.

Bibliografia

Comins, Neil F. Discovering the Essential Universe. 2a edició. W. H. Freeman, 2001. ISBN 0-7167-5804-0 [Consulta: 17 març 2007].

Ward, Peter D.; Donald Brownlee. The Life and Death of Planet Earth: How the New Science of Astrobiology Charts the Ultimate Fate of Our World. Times Books, Henry Holt and Company, 2002. ISBN 0-8050-6781-7.

Williams, David R. "Earth Fact Sheet". NASA, 01-09-2004. [Consulta: 17 març 2007].

Yoder, Charles F. T. J. Ahrens. Global Earth Physics: A Handbook of Physical Constants. Washington: American Geophysical Union, 1995. ISBN 0875908519 [Consulta: 17 març 2007]. Arxivat 2009-04-21 a Wayback Machine.

Newman, William L. "Age of the Earth". Publications Services, USGS, 09-07-2007. [Consulta: 20 setembre 2007].

Vegeu també

Enllaços externs

# data[].attributes.attachment_link.title
Terra - Viquipèdia, l'enciclopèdia lliure

# data[].attributes.attachment_link.description
Terra Tipus planeta tel·lúric, planeta interior i ubicació narrativa Epònim sòl, terra i bola Cos pare Sol Cossos fills Època Tipus d'òrbita òrbita heliocèntrica Apoàpside 151.930.000 km ↔ Sol 1 ua[1] 1,01671 ua Periàpside 147.095.000 km ↔ Sol ( arg (ω): 114,20783) Semieix major a Excentricitat e Període orbital P

# data[].attributes.attachment_link.title
Sistema planetario - Wikipedia, la enciclopedia libre

# data[].attributes.attachment_link.description
Un sistema planetario (también llamado en ocasiones sistema solar​) está formado por una estrella central o varias ( sistema estelar), y distintos objetos orbitando a su alrededor. Nuestro sistema planetario, el sistema solar, está formado por el Sol, los diferentes planetas y una multitud de cuerpos menores.

# data[].attributes.attachment_link.title
Mart (planeta) - Viquipèdia, l'enciclopèdia lliure

# data[].attributes.attachment_link.description
Mart és el quart planeta del sistema solar segons la distància al Sol i el segon planeta més petit, després de Mercuri. El seu nom ve del déu de la guerra romà, i sovint se'l descriu com al "planeta vermell" o "planeta roig" a causa de la seva aparença vermellosa.

# data[].attributes.attachment_link.keywords[]
fotos astronomia sistema solar planetes satèl·lits asteroides cometes univers estrella galaxia telescopi educacio sol terra lluna mercuri venus mart jupiter saturn urà neptú plutó sedna

# data[].attributes.attachment_link.description
Nocions elementals sobre el Sistema Solar, per a estudiants, professors i curiosos. Textos senzills i fotos interessants

# data[].attributes.attachment_link.authors[].name
Colaboradores de los proyectos Wikimedia

# data[].attributes.attachment_link.title
Saturno (planeta) - Wikipedia, la enciclopedia libre

# data[].attributes.attachment_link.description
Imagen de Saturno construida a través de un mosaico de fotos tomadas en 2008 por la sonda espacial Cassini

# data[].attributes.attachment_link.authors[].name
Colaboradores de los proyectos Wikimedia

# data[].attributes.attachment_link.description
El Sol (del latín sol, solis, ‘dios Sol invictus’ o ‘sol’, a su vez de la raíz protoindoeuropea sauel-, ‘luz’)[4]​ es una estrella de tipo-G de la secuencia principal y clase de luminosidad V que se encuentra en el centro del sistema solar y constituye la mayor fuente de radiación electromagnética d…

# data[].attributes.attachment_link.readable_text
NGC 4414, una galàxia espiral situada a la constel·lació Cabellera de Berenice, d'uns 55.000 anys llum de diàmetre i a 60 milions d'anys llum de la Terra

La galàxia del Sombrero (M104), una galàxia espiral no barrada situada a la constel·lació de la Verge.

NGC 1427A, una exemple de galàxia irregular, a 52 milions d'any llum de distància

Una galàxia és un conjunt d' estrelles, estrelles compactes, núvols de gas, planetes, pols còsmica, matèria fosca i energia units gravitatòriament en una estructura més o menys definida.Les dimensions galàctiques van des de les galàxies nanes, amb uns pocs milers (10 ³) d'estels, fins a galàxies immenses que n'acumulen cent bilions (10¹⁴), totes elles orbitant entorn del seu centre de masses. Les galàxies es classifiquen segons la seva morfologia visual, entre les quals hi ha el·líptiques, espiral i irregulars. Tot indica que al centre actiu de determinades galàxies hi ha un forat negre supermassiu; tanmateix, és difícil que es puguin detectar a causa de la gran densitat d'estels que hi ha a la part central d'una galàxia. Al voltant del forat negre hi ha diversos cúmuls estel·lars.

El sistema solar, i per tant també el nostre planeta, es troba dins d'una galàxia, la Via Làctia. L'aspecte lletós de la part central de la nostra galàxia observada a ull nu des de la Terra va originar el nom de Via Làctia, és a dir camí de llet. El mot galàxia ve de la paraula grega galactos, que també significa llet.

Els diferents materials que constitueixen una galàxia (estels i núvols de gas i pols) estan animats per un moviment de rotació entorn d'un eix amb una velocitat angular que és més elevada com més a prop del centre es troben. En determinades zones de les galàxies d'elevada concentració de pols i gas es produeix el naixement de nous estels. La densitat d'estels (és a dir, la quantitat que n'hi ha per unitat de volum) també depèn de la distància al centre galàctic: és més elevada com més a prop del centre. Tenen un volum de 10 a 100 Kilopàrsec de radi, mentre la seva massa va de 10 ⁸, i 10 ¹² masses solars.

L'espai que hi ha entre els diferents estels d'una galàxia s'anomena espai interestel·lar i pot ser gairebé buit de matèria o bé ocupat pels gasos o la pols d'una nebulosa. L'espai que hi ha entre les diferents galàxies s'anomena espai intergalàctic i és força buit de qualsevol mena de matèria, malgrat que poden haver-hi planetes i estrelles errants.

Segons la teoria del Big Bang, l' Univers s'expandeix: les galàxies s'allunyen les unes de les altres, com un pastís que s'infla en posar-lo al forn.

El 2016, utilitzant 20 anys d'imatges del telescopi espacial Hubble, es va estimar que a l' Univers observable hi ha en total uns dos bilions (2×10 ¹²) o més de galàxies , i fins a 1×10 ²⁴ estrelles. Més estrelles que tots els grans de sorra de totes les platges del planeta Terra.

Les galàxies no es troben distribuïdes uniformement per l'espai sinó que formen agrupacions més o menys nombroses anomenades cúmuls de galàxies. La nostra galàxia, la Via Làctia, pertany a un d'aquests cúmuls, anomenat , format per unes trenta galàxies, entre les quals hi ha també la Galàxia d'Andròmeda.

Val a dir que els cúmuls de galàxies es concentren alhora en grans conglomerats anomenats supercúmuls. El nostre grup local és a la part externa d'un supercúmul que comprèn gairebé cinc mil galàxies.

Edwin Hubble (encara que Hubble sempre s'estimà més parlar de "nebuloses", mentre que "galàxies" el mot usat per Shapley s'acabà imposant) va ser el primer astrònom que va plantejar l'existència de les galàxies, a les quals va anomenar universos illa, en adonar-se que algunes nebuloses no eren tals, sinó formacions estel·lars molt allunyades. Fins aleshores l'única part coneguda de l' Univers era la Via Làctia. També en va proposar la primera classificació, l'any 1926.

Galàxia deriva del terme grec galaxias ( γαλαξίας), o kyklos galaktikos, que vol dir "cercle de llet", per la seva aparença en el cel. En la mitologia grega, Zeus posa el seu fill Heracles nascut d'una dona mortal en el pit de la seva parella Hera mentre aquesta està dormint, de manera que pugui beure la seva llet divina i esdevenir també ell un déu immortal. Quan l'Hera s'adona que està alletant a un nadó desconegut, l'aparta amb ràbia i un raig de llet s'escampa per la nit estel·lar, produint la fina banda de llum coneguda com a la Via Làctia.

En textos medievals catalans, "Galàxia" es feia servir amb el significat actual de Via Làctia, encara que el seu nom vulgar era Carrera o Carretera de Sant Jaume.

En els textos astronòmics, el terme "Galàxia" en majúscula és emprat per referir-se específicament a la Via Làctia, per distingir-la dels bilions d'altres galàxies.

Quan William Herschel va compondre el seu catàleg d'objectes astronòmics, va fer servir el nom nebulosa espiral per certs objectes com la Gran Galàxia d'Andròmeda. Més tard seria reconeguda com una immensa conglomeració d'estrelles, quan la veritable distància d'aquests objectes va començar a apreciar-se, i varen ser anomenades "illes d'universos". Tot i així, com que la paraula univers era entesa per descriure la totalitat de l'existència l'expressió va caure en desús i aquests objectes varen començar a ser coneguts com a galàxies.

En diferents moments de la història es va anar adquirint el coneixement de què la Terra és a una galàxia (la Via làctia) i que n'hi havia moltes altres a l'Univers.

El Centre Galàctic de la Via Làctia i un meteorit

El filòsof grec Demòcrit ( 450- 370 B.C.) va proposar que la banda brillant del cel estel·lar coneguda com a Via Làctia podia consistir en estrelles distants. Aristòtil ( 384- 322 B.C.), tanmateix, creia que la Via Làctia podria haver estat causada per "la ignició de l'exhalació d'algunes estrelles que eren grans, nombroses i posades juntes" i que la "ignició es dona en la part superior de l' atmosfera, en la regió del món que és contínua amb els moviments del cel." L' astrònom àrab, Alhazen ( 965- 1037 A.D.), ho va refutar amb el primer intent d'observar i calcular la paral·laxi de la Via Làctia, determinant que en no tenir cap paral·laxi havia d'estar molt remot de la Terra sense pertànyer a l'atmosfera."

L' astrònom persa, Abū Rayhān al-Bīrūnī ( 973- 1048), va proposar que la Via Làctia podia ser una col·lecció d'innombrables nebuloses estel·lars. Ibn Bajjah ("Avempace", d. 1138) va proposar que la Via Làctia podia estar constituïda de diverses estrelles, però donant una imatge de continuïtat a causa d'un efecte de refracció en l' atmosfera terrestre. Ibn Qayyim Al-Jawziyya ( 1292- 1350) va proposar que la Via Làctia podia ser "una miríada de petites estrelles empaquetades juntes en l'esfera d'estrelles fixes" i que aquestes estrelles són més grans que planetes.

La prova real de què la Via Làctia consistia en diverses estrelles va venir el 1610 quan Galileo Galilei va fer servir el telescopi per estudiar la Via Làctia i va descobrir que estava compost d'un enorme nombre d'estrelles febles. El 1750 Thomas Wright, en el seu Una teoria original o nova hipòtesi de l'Univers, va especular (correctament) que la Galàxia podia ser un cos en rotació d'un nombre enorme d'estrelles mantingudes juntes per les forces gravitatòries, de manera semblant al sistema solar però a una escala molt major. El disc resultant d'estrelles podia ser vist com una banda en el cel des de la nostra perspectiva a dins del disc. En un tracat de 1755, Immanuel Kant va desenvolupar més la idea de Wright sobre la Via Làctia.

La forma de la Via Làctia deduïda del recompte d'estrelles per William Herschel el 1785; s'assumia que el sistema solar era vora el centre.

El primer intent de descriure la forma de la Via Làctia i la posició del Sol va ser duta a terme per William Herschel el 1785 comptant curosament el nombre d'estrelles dels diferents regions del cel. Va produir un diagrama de la forma de la galàxia amb el sistema solar a prop del centre. Fent servir una aproximació refinada, Kapteyn el 1920 va elaborar una imatge d'una petita (diàmetre d'uns 15 kiloparsecs) galàxia el·lipsoide amb el Sol a prop del centre. Un mètode diferent de Harlow Shapley basat en la cataloguització de cúmuls globulars el va portar a un dibuix radicalment diferent: un disc pla amb un diàmetre d'approximadament uns 70 kiloparsecs i el Sol ben lluny del centre. Ambdues anàlisis varen fallar en la no presa en consideració de l' absorció de llum per pols interestel·lar present en el pla galàctic, però quan després Robert Julius Trumpler va quantificar aquest efecte el 1930 en estudiar els cúmuls oberts, és quan es va dibuixar la imatge actual de la Via Làctia.

Esbós de la galàxia del remolí fet per Lord Rosse el 1845

En el segle x, l' astrònom persa, Abd al-Rahman al-Sufi (conegut a occident com a Azophi), va fer la primera observació registrada de la Gran Galàxia d'Andròmeda, descrivint-la com un "petit núvol". Al-Sufi també va identificar el Petit Núvol de Magalhães, que tot i no ser visible des de Isfahan ho és des del Iemen; per això no va ser vist pels europeus fins al viatges de Magalhães en el . Aquestes varen ser les primeres galàxies a més de la Via Làctia que varen ser observades des de la Terra. Al-Sufi va publicar les seves descobertes en el seu Llibre de les Estrelles Fixes de 964.

Tipus de galàxies d'acord amb l'esquema de classificació del Hubble. Una E indica un tipus de galàxia el·líptica; una S en espiral; i SB és una espiral barrada.[note 1]

Hi ha tres tipus principals de galàxies: el·líptiques, espirals, i irregulars. Una classificació més precisa de les galàxies basa en la seva aparença és la donada per la seqüència Hubble. Com que es basa completament en l'aparença morfològica, pot ometre altres característiques distintives importants com la velocitat de formació d'estrelles (en galàxies d'esclat d'estrelles) i l'activitat en el nucli (en galàxies actives).

La Seqüència de Hubble és una classificació de tipus de galàxies desenvolupada per Edwin Hubble l'any 1936. També se la coneix com diagrama diapasó a conseqüència de la forma de la seva representació gràfica. Aquesta seqüència divideix les galàxies en els següents tipus:

Galàxies el·líptiques (E0-7): tenen forma el·líptica, amb una distribució bastant uniforme de les estrelles per tot arreu. El nombre indica el grau d'excentricitat: les galàxies E0 són gairebé rodones, mentre E7 són molt aplanades. El nombre indica només l'aparença de la galàxia al cel, no la seva geometria real.

Galàxies lenticulars (S0 i SB0) semblen tenir una estructura de disc amb una concentració d'estrelles central projectant d'ell. No mostren cap estructura espiral.

Galàxies espirals (Sa-d) tenen una concentració d'estrelles central i un disc aïllat que presenta braços espirals. Els braços estan centrats al voltant de la protuberància, variant des dels molt arremolinats i poc definits (Sa) als molt solts i definits (Sc i Sd). Així mateix, mentre que a les primeres la concentració central és molt pronunciada, en aquests últims ho és bastant menys, i -excepte excepcions- la quantitat d'estrelles joves i la proporció de gas van augmentant al llarg de la seqüència.

Galàxies espirals barrades (SB0/ad) tenen una estructura en espiral, similar a les galàxies espirals però els braços es projecten des del final d'una "barra" central en lloc d'emanar d'una concentració central, com cintes als extrems d'una batuta. De nou, SBa a SBd indica com d'arremolinats estan aquests braços i el grau de desenvolupament de la concentració central i -de nou, excepte excepcions- a l'anar progressant en la seqüència, la quantitat de gas i estrelles joves va augmentant.

Galàxies espirals intermèdies (SAB0/ac) tenen una morfologia intermèdia entre les galàxies espirals i les galàxies espirals barrades.

Galàxies irregulars (Irr) es divideixen en Irr-I, que mostren estructura espiral deformada, i Irr-II per les galàxies que no encaixen en cap altra categoria

L'estudi de la formació i evolució galàctica prova de respondre a les preguntes al voltant de com es van formar les galàxies i la seva ruta evolutiva al llarg de la història de l'Univers. Algunes teories en aquest camp han esdevingut ara amplament acceptades, però encara és una àrea activa de l' astrofísica.

Els models cosmològics actuals de l'Univers primigeni estan basats en la teoria del Big Bang. Uns 300.000 anys després d'aquest esdeveniment, els àtoms d'hidrogen i heli varen començar a formar-se, en un esdeveniment anomenat recombinació de fa 240.000-310.000 anys. Gairebé tot l'hidrogen era neutral (no-ionitzat) absorbia fàcilment la llum, i encara no s'havien format estrelles. Com a resultat, aquest període és anomenat l'" Edat Fosca". Va ser de les fluctuacions de densitat (o les irregularitats anisotròpiques) en aquesta matèria primordial que les grans estructures varen començar a aparèixer. Com a resultat, les masses de matèria bariònica va començar a condensar-se en halos freda de matèria fosca. Aquestes estructures primordials es convertiria en les galàxies que veiem avui.

El 2006 es va trobar evidències de l'aparença de les galàxies primerenques quan es va descobrir que la galàxia IOK-1 té un inusual desplaçament cap al vermell de 6,96, corresponent a uns 750 milions d'anys després del Big Bang, convertint-la amb la galàxia més distant i primordial coneguda. Encara que altres científics han indicat que altres objectes (com l' Abell 1835 IR1916) tenen desplaçaments cap al vermell més elevats (i per tant se'ls està veient en un estadi més primerenc de l'evolució de l'Univers), l'edat i composició de l'IOK-1 han estat establertes de manera més fiable. L'existència d'aquestes protogalàxies suggereix que es devien formar durant l'"Edat Fosca".

El procés detallat pel qual la formació d'aquest tipus de galàxia es va donar és una de les principals preguntes obertes en el camp de l'astronomia. Les teories es poden dividir en dues categories: de dalt a baix i de baix a dalt. En les teories de dalt a baix (com el model de Eggen-Lynden-Bell-Sandage [ELS]), les protogalàxies es formen en un col·lapse simultani a llarga escala d'aproximadament cent milions d'anys. En les teories de baix a dalt (com el model Searle-Zinn [SZ]), les estructures petites com els cúmuls globulars es formen primerament, i després un nombre d'aquests objectes s'agrega per formar una galàxia me's gran. Les teories modernes s'han de modificar per tenir en compte la presència probable de grans halos de matèria fosca.

Un cop les protogalàxies comencen a formar-se i contraure's, els primers hal·lo estel·lars (anomenats estrelles de població III) hi apareixen. Aquests estan composts quasi completament d' hidrogen i heli, i poden haver estat massius. En aquest cas, aquestes enormes estrelles haurien d'haver consumit ràpidament el seu combustible, esdevenint supernoves que alliberin elements pesants en el medi interestel·lar. Aquesta primera generació d'estrelles va reionitzar l'hidrogen neutral que els envoltava, creant bombolles en expansió d'espai a través de les quals la llum podria viatjar-hi amb facilitat.

I Zwicky 18 (a baix a l'esquerra) sembla una galàxia en els primers estadis de formació.[33][34]

En uns mil milions d'anys de la formació de galàxies, les estructures principals comencen a aparèixer. Es formen els cúmuls globulars, el forat negre supermassiu central, i un bulb de poca metal·licitat. La creació de forats negres supermassius sembla tenir un paper important en regular activament el creixement de les galàxies limitant la quantitat total de matèria addicional afegida. Durant aquesta època primigènia, les galàxies també varen tenir una taxa molt elevada de formació d'estrelles.

Durant els següents dos mil milions d'anys, la massa acumulada s'assenta en el disc galàctic. Una galàxia continuarà absorbint al llarg de la seva vida el material que es precipiti des dels núvols d'alta velocitat i les galàxies nanes. Aquesta matèria és pràcticament hidrogen i heli. El cicle de naixement i mort estel·lar va augmentant lentament l'abundància d'elements pesants, permetent eventualment la formació de planetes.

L'evolució de les galàxies pot estar significativament afectada per interaccions i col·lisions. La fusió de galàxies era comuna durant les èpoques primerenques, i la majoria de galàxies eren de morfologia peculiar. Degut a les distàncies entre les estrelles, la gran majoria de sistemes estel·lars de galàxies en col·lisió no es veuran afectades. Tanmateix, l'extracció gravitatòria del gas i la pols interestel·lars que conformen els braços espirals produeix una llarga corrua d'estrelles conegudes com a cues de marea. Exemples d'aquestes formacions poden ser contemplades a NGC 4676 or the Antennae Galaxies.

Com a exemple d'aquest tipus d'interacció, la Via Làctia i la veïna Gran Galàxia d'Andròmeda s'estan movent l'una cap a l'altra a una velocitat d'una 130 km/s, i -depenent dels moviments laterals- les dues poden col·lidir dintre d'uns cinc o sis mil milions d'anys. Tot i que la Via Làctia mai ha col·lidit abans amb una galàxia tan gran com la d'Andròmeda, l'evidència de col·lisions passades de la Via Làctia amb galàxies nanes més petites està augmentant.

Aquest tipus d'interaccions a gran escala són rares. Així que va passant el temps, la fusió de dos sistemes de mida igual s'esdevé menys comú. La majoria de galàxies brillants han romàs fonamentalment sense canvis durant els últims milers de milions d'anys, i la taxa neta de formació d'estrelles probablement també va arribar al seu punt màxim fa aproximadament uns deu mil milions d'anys.

# data[].attributes.attachment_link.title
Galàxia - Viquipèdia, l'enciclopèdia lliure

# data[].attributes.attachment_link.description
Una galàxia és un conjunt d' estrelles, estrelles compactes, núvols de gas, planetes, pols còsmica, matèria fosca i energia units gravitatòriament en una estructura més o menys definida.Les dimensions galàctiques van des de les galàxies nanes, amb uns pocs milers (10 3) d'estels, fins a galàxies immenses que n'acumulen cent bilions (10¹⁴), totes elles orbitant entorn del seu centre de masses.

# data[].attributes.attachment_link.authors[].name
Colaboradores de los proyectos Wikimedia

# data[].attributes.attachment_link.title
Vía Láctea - Wikipedia, la enciclopedia libre

# data[].attributes.attachment_link.description
Centro Galáctico de la Vía Láctea visto desde el Observatorio Paranal.

# data[].attributes.attachment_link.title
Planeta - Viquipèdia, l'enciclopèdia lliure

# data[].attributes.attachment_link.description
Actualment, els planetes que millor coneixem són els del nostre sistema solar que són vuit: Mercuri, Venus, la Terra, Mart, Júpiter, Saturn, Urà i Neptú. Però s'han descobert altres planetes. Es coneixen com a . Són planetes que orbiten al voltant d'altres estrelles que no són el Sol.

# data[].attributes.body
Els planetes xtec

# data[].attributes.attachment_link.keywords[]
fotos astronomia sistema solar planetes satèl·lits asteroides cometes univers estrella galaxia telescopi educacio sol terra lluna mercuri venus mart jupiter saturn urà neptú plutó sedna

# data[].attributes.attachment_link.description
Nocions elementals sobre el Sistema Solar, per a estudiants, professors i curiosos. Textos senzills i fotos interessants