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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.

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Galaxia - Wikipedia, la enciclopedia libre

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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.

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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.

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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.body
Es un breve documental que nos habla de los elementos más importantes del Universo.

# data[].attributes.attachment_link.description
Blog: https://antonioghersi.wordpress.com Este es un nuevo documental basado en la Geometría Dinámica, en el cual describimos cuales son los elementos fundamentales a partir de los cuales se crea el universo. Pero para comprenderlo correctamente, le sugerimos que antes vea el documental titulado: Nueva Teoría del Todo: (El Origen del Símbolo del Infinito: La Omniesfera).

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En esta diapositiva se presentan los elementos del universo.

# data[].attributes.body
Un dato curioso de este Planeta, es que recibe el nombre del dios griego del cielo.

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Un dato curioso de este Planeta es que recibe el nombre del dios romano de los mares.

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Un dato curioso de este Planeta, es que recibe el nombre del dios romano de la agricultura.

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Colaboradores de los proyectos Wikimedia

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Saturno (planeta) - Wikipedia, la enciclopedia libre

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Imagen de Saturno construida a través de un mosaico de fotos tomadas en 2008 por la sonda espacial Cassini

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Un dato curioso de este Planeta, es que recibe el nombre del dios supremo del panteón romano.

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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.

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Júpiter (planeta) - Wikipedia, la enciclopedia libre

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Este aviso fue puesto el 17 de octubre de 2018. Júpiter Imagen de Júpiter tomada por la sonda Juno en 2019.

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Un dato curioso de este Planeta, es que recibe el nombre del dios romano de la guerra

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Colaboradores de los proyectos Wikimedia

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Marte (planeta) - Wikipedia, la enciclopedia libre

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«Planeta rojo» redirige aquí. Para la película de Antony Hoffman, véase Planeta rojo (película).

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Un dato curioso de este Planeta, es que recibe el nombre del dios romano del Comercio.

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Un dato curioso sabían que este Planeta Venus, recibe el nombre de la diosa romana del Amor.

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Un interesante documental, para ver la formación de nuestro Planeta hogar.

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LA FORMACION DEL PLANETA TIERRA DESDE SU NACIMENTO HASTA HOY EN ESPAÑOL

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Estructura, composicion y la influencia que tiene la Luna sobre la Tiera. 

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Estructura, composicion y la influencia que tiene la Luna sobre la Tiera. 

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¿QUE ES LA LUNA?
La Luna es el único satélite natural de la Tierra. Con un diámetro de 3476 km es el quinto satélite más grande del Sistema Solar, mientras que en cuanto al tamaño proporcional respecto de su planeta es el satélite más grande: un cuarto del diámetro de la Tierra y 1/81 de su masa
ESTRUCTURA DE LA LUNA
La Corteza: Tiene un espesor promedio de 80 km. Pero esto no es así en toda la esfera. Como es bien sabido una de las caras de la luna "mira" siempre hacia la Tierra.
NUCLEO
El Núcleo: De 1000 km. a 1500 km. Núcleo central , líquido, a unos 1100 ºC de temperatura.
COMPONENTES DE LA LUNA
Los principales constituyentes de la Luna son azufre, titanio,magnesio, hierro,manganeso, calsio, silicio y aluminio. La luna esta formada por nucleo, manto, y corteza. El nucleo esta compuesto posiblemente por hierro liquido a una temperatura aproximada de 800 ºC
LA LUNA(ESTRUCTURA , COMPOSICIÓN É INFLUENCIA SOBRE LA TIERRA )
Entre los 60 km. y 150 km. un primer manto sólido. De 150 a 1000 km manto posiblemente sólido. De composición máfica (magnetita y hierro).
EL MANTO
La Luna gira sobre un eje de rotación que tiene una inclinación de 88,3° con respecto al plano de la elíptica de traslación alrededor de la Tierra. 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 si misma
MOVIMIENTO DE ROTACIÓN
MOVIMIENTO DE TRASLACIÓN
Al desplazarse en torno del Sol, la Tierra arrastra a su satélite y la forma de la trayectoria que ésta 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
GRACIAS POR SU ATENCIÓN

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LA LUNA(ESTRUCTURA, COMPOSICIÓN É INFLUENCIA SOBRE LA TIERRA

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¿QUE ES LA LUNA?La Luna es el único satélite natural de la Tierra. Con un diámetro de 3476 km es el quinto satélite más grande del Sistema Solar, mientras que en cuanto al tamaño proporcional respecto de su planeta es el satélite más grande: un cuarto del diámetro de la Tierra y 1/81 de su masaESTRUCTURA DE LA LUNALa Corteza: Tiene un espesor promedio de 80 km.

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La Luna, Satelite Natural de la Tierra. 

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La Luna, Satelite Natural de la Tierra. 

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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.​​​

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

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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.

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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.

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Calendarios lunares

Información científica

Misiones espaciales lunares

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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.

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Documental Completo en Español : Viaje al Centro de la Tierra

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El Universo: Como se formo el Sistema Solar. 

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El Universo: Como se formo el Sistema Solar. 

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Si por alguna vez en tu vida, te has preguntado como se formo nuestro Sistema Solar, este vídeo te explica todo sobre este Origen.

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El Universo: Cómo se formó el Sistema Solar

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Uploaded by Daniel Malmierca Sánchez on 2014-03-18.

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Mira este interesante documental sobre el Origen del Universo.