LOS NUEVOS SATELITES DESCUBIERTOS EN NEPTUNO

Tres nuevos satélites en torno a Neptuno, que hasta el momento contaba con ocho satélites conocidos, fueron descubiertos por astrónomos canadienses y norteamericanos.Según anunció el Consejo Nacional de Investigación de Canadá, estos tres nuevos satélites, de 30 a 40 kilómetros de diámetro, son irregulares, es decir que no se formaron al mismo tiempo que el planeta, sino que fueron "capturados" al pasar por su campo de atracción.Los científicos creen que son el resultado de una colisión entre una antigua luna y un cometa o un asteroide. (Télam-SNI)

TITAN

caracteristicas de titan

información enviada por la sonda espacial Huygens indica que Titán, una de las lunas de Saturno, es un mundo anaranjado y congelado.
Se supo también que está envuelto en una neblina rica en metano y que su superficie tiene una consistencia similar a la de una arena húmeda, que forma accidentes parecidos a cuencas de ríos.
Huygens también registró en Titán un ruido parecido al del viento.
Los científicos de la Agencia Espacial Europea (AEE), quienes difundieron la información, no dieron precisiones sobre la identificación del sonido.
El especialista en temas científicos de la BBC dice que, si se tratara de viento, respaldaría la teoría que sostiene que Titán tiene un sistema de meteorológico.
En nuevas imágenes se ven, además, montañas y acantilados, con erosiones que podrían haber sido causadas por lluvias o fuertes vientos.
Los descubrimientos surgen a partir del análisis de la información enviada por la sonda Huygens, luego de posarse, este viernes, en la superficie de la mayor de las 18 lunas de Saturno.
El descenso de la sonsa sobre Titán, a más de 3.500 millones de kilómetros de la Tierra, se convirtió en el más lejano jamás logrado por el hombre.

SONDA CASSINI

La sonda Cassini ha aprovechado una de sus incursiones por las lunas de Saturno para mandar a la Tierra el hallazgo que más ha sorprendido a los científicos. No son los archifamosos anilos, ni la atmosfera de titan. Es una de sus 34 lunas, Mimas, que acaba de ser rebautizada como la 'Estrella de la muerte'. Hasta la NASA reconoce su asombroso parecido con la gigantesca estación de batalla Imperial móvil que dirigía Darth Vader en 'La Guerra de las Galaxias'.
Según la NASA, la fotografía culpable de los paralelismos fue tomada por la Cassini el pasado 8 de agosto, cuando la sonda pasó a 8,8 millones de kilómetros de Saturno. La escala de la imagen es de 53 kilómetros por pixel.
El enorme cráter, visible en la parte superior derecha de la luna, ha sido bautizado como Herschel, y los científicos calculan que tiene unos 130 kilómetros de ancho y 10 de profundidad. La montaña que aparece en el centro del agujero tiene una altura equivalente a la del terrícola Monte Everest. Más profundo que el Cañón del Colorado, Herschel ocupa aproximadamente un tercio del diámetro del planeta, unas medidas muy similares a las que George Lucas dejó ver en La Guerra de las Galaxias.
Sin embargo, los científicos de la agencia espacial creen que el satélite no es una estación espacial, ni un arma ultrasecreta del Imperio, sino que más bien el cráter se formó por el impacto de algún cuerpo contra la luna hace millones de años. Mimas tiene una densidad muy baja, lo que implica que probablemente esté compuesta fundamentalmente de hielo, y la temperatura en la superficie se calcula que rondará los 200º bajo cero.
Las medidas de esta luna son muy similares a las que un día imaginó Lucas en su 'Guerra de las Galaxias'. La 'Estrella de la Muerte' medía unos 120 kilómetros de diámetro, y tenía un cráter muy similar al que se puede apreciar en las imágenes de Mimas, aunque en esta ocasión en lugar de ocultar un monte, servía para alojar la más poderosa arma de la nave: el superláser destructor de planetas.

ANILLOS DE SATURNO

Los anillos de saturno están compuestos por acumulaciones de partículasÚltima actualización: 24-05-2007
Según los resultados de un análisis realizado con el espectrógrafo de imágenes ultravioleta de Cassini (UVIS), que lleva orbitando Saturno desde finales de junio de 2004, el anillo B, el más grande y densamente poblado de los anillos, se compone de grupos de partículas muy compactos y separados por pequeños espacios vacíos. Los científicos que han realizado el estudio se han sorprendido enormemente, ya que estas acumulaciones de rocas del anillo B de Saturno se encuentran cuidadosamente organizadas a pesar de que están colisionando entre sí constantemente."Los anillos son muy diferentes de lo que nos imaginábamos. En principio, pensamos que veríamos una nube uniforme de partículas. En su lugar, nos hemos encontrado que esas partículas se encuentran agrupadas y separadas entre si por espacios vacíos", dijo Larry Esposito, el investigador a cargo del espectrógrafo de imágenes ultravioleta de la sonda Cassini. "Si voláramos por debajo de los anillos en un avión veríamos rayos de luz solar a través de los huecos, seguidos de oscuridad y así sucesivamente. Sería muy diferente a volar bajo una nube uniforme de partículas."Los científicos habían subestimado la masa total de los anillos de Saturno debido a que habían supuesto que las partículas se distribuían uniformemente en ellos, cuando en realidad la masa total de los anillos debe ser al menos el doble de las estimaciones iniciales."Los resultados de la investigación nos ayudarán a averiguar la edad y el origen de los anillos de Saturno" dijo Josh Colwell, profesor auxiliar de física de la universidad de Florida, en Orlando, y miembro del equipo del espectrógrafo de imágenes ultravioleta de Cassini.Para medir la cantidad y densidad de la materia que forma los anillos se analizaron los cambios en el brillo de la estrella Alfa Arae (HD 158427) observada por Cassini a través del anillo B. "Combinar un gran número de estas ocultaciones desde diferentes puntos de vista es como hacer una tomografía axial computerizada de los anillos" comentó Colwell. "Estudiando el brillo de las estrellas mientras los anillos pasan por delante, hemos conseguido trazar la estructura tridimensional del anillo y comprender mejor la forma, distribución y orientación de estas acumulaciones de partículas."Las observaciones confirman que la atracción mutua entre las partículas de los anillos crea estas agrupaciones. Si las partículas estuvieran más alejadas de Saturno terminarían formando una luna, pero debido a su cercanía al gigante gaseoso las agrupaciones viajan a velocidades muy diferentes, unas con respecto a otras, lo que anula la atracción gravitatoria y provoca que éstas se mantengan separadas. Además, se encuentran en constante formación y comienzan a deshacerse cuando alcanzan entre 30 y 50 metros de tamaño."En un momento dado, las partículas formarán parte de algún grupo aunque los grupos se destruyan constantemente y vuelvan a formarse otros nuevos." añadió Colwell.El modelo de la nube de partículas clásico predice que éstas chocan unas dos veces por hora. "Nuestros resultados demuestran que las partículas del anillo B pasan la mayor parte del tiempo en un contacto casi continuo con otras partículas" explicó Josh Colwell. Estas agrupaciones se comportan como partículas de tamaño enorme, cambiando la forma de dispersión de los anillos debido a sus colisiones.Estas agrupaciones se pueden ver en todas las regiones del anillo B que no sean opacas. Una característica sorprendente es que los grupos son muy extensos y planos, como grandes láminas de partículas. En términos generales su amplitud es 10 a 50 veces su espesor. También resulta sorprendente que las agrupaciones del anillo B sean más aplanadas y estén separadas por espacios más pequeños que las encontradas en el anillo

¿Cuántos anillos tiene Saturno?
Saturno tiene cuatro grupos principales de anillos y tres grupos de anillos más angostos y delicados. Estos grupos están separados por espacios o aberturas. Vistas cercanas de los anillos de Saturno por las naves espaciales Viajero (Voyager), las cuales volaron en 1980 y 1981, demostraron que estos siete grupos de anillos están hechos de miles de anillos más pequeños. El número exacto no es conocido.

distancia entre los anillos y el planeta

Empezando justo encima de la atmósfera del planeta y alcanzando los casi 400.000 kilómetros en el espacio

MIRANDA (URANO)

Miranda (satélite)Es el undécimo más alejado de Urano, en torno al cual gira a una distancia de unos 130.000 km; tarda aproximadamente 34 horas en completar una vuelta. Su órbita es circular y sólo ligeramente inclinada con respecto al ecuador de Urano.Miranda es esférico y mide unos 470 km de diámetro. Es el quinto satélite de Urano por su tamaño. Las mediciones de su densidad indican que está compuesto aproximadamente a partes iguales por hielo y roca.Su superficie presenta numerosos accidentes topográficos, uno de ellos un acantilado de 15 km de altura. También existen cañones con 20 km de profundidad y regiones muy antiguas con cráteres de 30 km de diámetro. Es probable que las características orográficas distintivas del satélite sean unos sistemas de crestas y surcos geológicamente recientes.En la actualidad se cree que, probablemente, Miranda atraviese periodos de aumento de su temperatura interna, tal vez causados por fuerzas gravitatorias. Es posible que la órbita del satélite adopte periódicamente una forma elíptica por la atracción gravitatoria de las lunas cercanas Ariel y Umbriel. La acción de la gravedad de Urano, Ariel y Umbriel sobre Miranda haría que este satélite se contrajera y expandiera, calentando así su interior.Fue descubierto en 1948 por el astrónomo estadounidense Gerard Pieter Kuiper, que dio a su hallazgo el nombre de la protagonista de la tragicomedia de Shakespeare La tempestad.

EL COMETA HALLEY

¿POR QUE ESTAN EN POSICION VERTICAL LOS ANILLOS DE URANO?

Séptimo planeta en orden de distancia desde el Sol, Urano ha sido explorado desde cerca por la sonda automática Voyager 2, en enero de 1986. Desconocido para los antiguos, que creían que el sistema solar terminaba con Saturno, Urano fue seguramente visto en los siglos pasados, incluso a simple vista, porque, en el máximo de su esplendor durante las oposiciones favorables, alcanza una luminosidad cercana a la sexta magnitud. Urano posee la primicia de ser el primer planeta descubierto por medio del telescopio: el mérito corresponde al gran astrónomo alemán William Herschel que lo individualizó con uno de sus instrumentos, el 13 de marzo de 1781. El estudio de las irregularidades del movimiento de Urano sirvió en el siglo siguiente (1846), para descubrir Neptuno.

Características físicas. Urano gira alrededor del Sol a una distancia de 2.870.900.000 km (poco más de 19 veces la distancia Tierra-Sol), empleando 84,01 años en realizar una órbita completa. El plano de su órbita coincide casi con el de la eclíptica, es decir, con el plano de la órbita terrestre, con respecto a la cual está inclinado en apenas 0,77°. La órbita es discretamente excéntrica, 0,047, lo que significa que entre el punto de mínima y el de máxima distancia del Sol, hay una separación de 269 millones de km. La rotación del planeta alrededor de su propio eje dura 17 h, 14'. Una de las características más peculiares del planeta se refiere a su eje de rotación, que está inclinado con respecto a la vertical unos 98° y le confiere al planeta una rotación retrógrada.

Visto al telescopio, Urano aparece como un pequeño disco de color gris, sin ningún detalle de su superficie. Los datos actuales se los debemos a las imágenes tomadas por el Voyager 2 y a las observaciones del telescopio espacial Hubble.

Las estimaciones más recientes indican que Urano tiene un radio ecuatorial de 26.145 km (cuatro veces el terrestre) y una masa 14,54 veces la terrestre. Su densidad resulta poco superior a la del agua: 1,2.gr/cm³.

Estructura. Se piensa que Urano tiene un núcleo rocoso de un diámetro aproximado de 16.000 km, recubierto por una capa de hielo del espesor de unos 8.000 km. Su densa atmósfera está formada por un 83% de hidrógeno, un 15% de helio y un 2% de metano. Como otros planetas gaseosos, Urano posee capas de nubes que se dispersan con rapidez, pero son tan tenues que solo se ha conseguido observarlas aumentando radicalmente las fotografías del Voyager 2.

El color azul de Urano se debe a que el metano de la capas altas de la atmósfera absorbe la luz roja. En realidad, deberíamos ver bandas coloreadas, como en Júpiter, pero éstas se esconden a la vista por la capa de metano que las cubre. Las temperaturas en la parte más alta de la atmósfera se hallan alrededor de los -200°C.

Uno de los descubrimientos más importantes relativos a la estructura de este planeta se llevó a cabo el 10 de marzo de 1977, cuando el disco de Urano ocultó una estrellita de novena magnitud de la constelación de Libra. Los astrónomos aprovechan siempre estas circunstancias, porque permiten efectuar estimaciones indirectas sobre cuerpos celestes del sistema solar como, por ejemplo, determinaciones de sus formas, dimensiones, existencia de una atmósfera, etc. Sin embargo en aquella ocasión sucedió mucho más: cuando aún el disco de Urano no había pasado por encima de la estrella de Libra, el astro se ocultó y volvió a aparecer otras veces consecutivamente, como si una estructura alrededor del planeta, invisible con los telescopios terrestres, la hubiera recubierto por zonas.

Hechos los debidos cálculos, resultó que el fenómeno había sido provocado por 5 anillos similares a los de Saturno, pero mucho más delgados. Un año después, el 10 de abril de 1978, otra ocultación por parte de Urano confirmó el descubrimiento precedente y llevó a 9 el número de los anillos alrededor del planeta. El Voyager 2 determinó, finalmente, la existencia de 11 anillos, todos muy tenues, el más brillante de los cuales se conoce como anillo Épsilon. En general, son oscuros como los de Júpiter y de composición similar a los de Saturno, o sea, formados por bastantes partículas grandes (de hasta 10 m de diámetro) y polvo fino. De ellos, los tres más internos parecen ser casi circulares y yacen en el mismo plano, los sucesivos son ligeramente elípticos. Tienen radios variables, desde los 41.900 km del más interior (el cual se encuentra, por lo tanto, a unos 15.000 km de altura con respecto a la superficie del planeta) a los 51.200 del más externo.

Satélites. Los satélites conocidos de Urano eran cinco: sus nombres a partir del más interior son: Miranda, Ariel, Umbriel, Titania y Oberón. La sonda Voyager descubrió otros 10, de pequeñas dimensiones, más interiores, y no se descarta que aparezcan algunos más dentro de los anillos. Desde un punto de vista dinámico, es sorprendente el hecho de que los planos orbitales de estos 15 satélites coincidan con el plano ecuatorial del planeta, el cual, como ya hemos dicho antes, está muy inclinado. Para ser precisos, hemos hablado de inclinación del eje polar en unos 98° con respecto a la vertical, pero ello equivale a decir que también el ecuador está inclinado en el mismo valor con respecto al plano horizontal. Algunos astrónomos han formulado la hipótesis de que la formación de estos satélites es responsable del hecho que ha inclinado tanto el eje del planeta.

Los satélites de Urano toman sus nombres de personajes de las obras de Shakespeare y Pope, en lugar de la mitología grecorromana, como era habitual. Pueden dividirse en dos grupos: los 10 descubiertos por el Voyager 2 en 1986, que se caracterizan por su pequeño tamaño, su oscuridad, su proximidad al planeta y por la escasez de datos que poseemos, y los cinco mayores, conocidos anteriormente, mucho más externos, que comparten una composición similar, a base de un 40-50% de agua helada y el resto de roca, con una proporción de roca mayor que los satélites de Saturno.

LA GRAN MANCHA ROJA DE JÚPITER

La Gran Mancha Roja es una tormenta gigante, girando en la atmósfera de Júpiter. Es como un huracán en la Tierra, pero mucho más grande. La Gran Mancha Roja de Júpiter ¡es más de dos veces el tamaño de la Tierra! Los vientos interiores de esta tormenta alcanzan velocidades de alrededor de 270 millas por hora. Nadie sabe cuándo la Gran Mancha Roja apareció por primera vez en Júpiter, pero ha sido vista en Júpiter desde que la gente comenzó a observar a través de telescopios hace alrededor de 400 años.

MONTE OLIMPO Y VALLE MARINERIS

El Monte Olimpo es el volcán más grande del Sistema Solar. El Monte Olimpo es un volcán escudo de Marte. La altitud del Monte Olimpo es tres veces mayor a la del pico más alto de la Tierra, el Monte Everest; y es tan ancho como la cadena entera de las Islas de Hawaii. Las mediciones obtenidas por el Topógrafo Global de Marte demuestra el increíble tamaño del Monte Olimpo. El Monte Olimpo es un volcán muy grande para un cuerpo del tamaño de Marte. ¡Marte es, tres veces más pequeño que la Tierra!. El tamaño del Monte Olimpo sugiere que la superficie de Marte es algo especial, y sugiere la manera cómo se enfrió a en el tiempo.

Marte tiene muchos otros volcanes de *gran* tamaño. Algunos de ellos se encuentran sobre una gran protuberancia, en el costado de Marte, llamada Cordillera Tharsis . Los volcanes que aparecieron en esta época son similares a los volcanes de las Islas de Hawaii en la Tierra, consecuencia de material de globo caliente que brota desde el interior del planeta, y que forma el suelo de la superficie. El tamaño de estos volcanes sugiere que Marte se ha enfriado lo suficientemente como para poder formar una litosfera lo suficientemente gruesa para sostener grandes volcanes e impedir que se hundan a medida que se forman.











La fracturación del Valle Marineris podría haber ocurrido hace miles de millones de años, cuando la protuberancia de Tharsis (al oeste del Valle Marineris) empezó a formarse como resultado de la actividad volcánica y enseguida creció a un tamaño mayor a los mil kilómetros de diámetro y más de 10 kilómetros de altura. En la Tierra, los procesos tectónicos como éste se conocen como “rifting”, y suceden hoy en día a menor escala en el Valle del Rift en Kenia, al este de África. Una explicación alternativa es el colapso de grandes pedazos de las tierras altas. Por ejemplo, cantidades grandes de hielo de agua podrían haber estado contenidas bajo la superficie y se derritieron por la actividad termal, probablemente en la cercana provincia volcánica de Tharsis. El agua podría haber viajado hacia las tierras bajas del norte, dejando cavidades bajo la superficie allí donde alguna vez hubo hielo. Los techos ya no podrían sostener la carga de las rocas superiores y entonces se colapsó el área. Independientemente de cómo se haya generado el Valle Marineris, queda claro que una vez formadas las depresiones y cuando la superficie ya tenía su estructura topográfica, la fuerte erosión empezó a darle forma al paisaje. Se pueden distinguir dos formas naturales diferenciales en el terreno. Por un lado, vemos acantilados escarpados con bordes y aristas prominentes. Éstos son rasgos de erosión típicos de las zonas montañosas áridas de la Tierra. Hoy en día, la superficie de Marte está totalmente seca, por lo que el viento y la gravedad son los procesos dominantes que dan forma al paisaje (esto puede haber sido muy diferente en el pasado geológico del planeta cuando el Valle Marineris posiblemente tenía agua fluyendo por él o glaciares deslizándose por sus pendientes).

MAGAYANES EN VENUS

"Uno de los dos canales de transmisión de datos de la nave Magallanes ha dejado de funcionar, recibimos la señal, pero sin modular, por lo que no contiene información, y parece irrecuperable", explicó ayer José Urech, director de estación de la NASA en Robledo de Chavela (Madrid). El fallo pone en peligro -el envío de imágenes de la superficie de Venus, que han generado importantes descubrimientos científicos."El segundo transmisor empezó a dar problemas de degradación hace unos meses, por lo que la señal no llega limpia", comentó Urech. "Se está estudiando la posibilidad de volver a utilizarlo ahora", añadió, "pero parte de la información que enviase ese equipo de reserva sería inservible, y hay que valorar su rentabilidad". La Magallanes, que ha realizado un mapa de Venus mediante radar, ha cumplido las dos fases de su misión (de ocho meses cada una) enviando a la Tierra imágenes de alta resolución del 95% de la superficie del planeta. Esta información ha permitido descubrir allí indicios de actividad sísmica y volcánica. "La misión ha sido un éxito", afirmó Urech. La nave ha dado casi 4.000 vueltas a Venus desde que fue situada en órbita polar, en agosto de 1989.
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Los científicos pretendían ahora repasar algunas zonas de Venus donde -habían detectado características interesantes para comparar las imágenes obtenidas hace meses con otras recientes. El estudio del campo gravitacional del planeta, previsto en los próximos meses, sí será factible pese a los fallos de los transmisores, según explicó Jim Scott, director del proyecto.

MESSENGER A MERCURIO

Para llegar a este punto cercano a Mercurio, la sonda -lanzada el 3 de agosto de 2004- habrá recorrido 7.900 millones de kilómetros en una trayectoria que incluirá 15 giros en torno al Sol, una aproximación a la Tierra, dos a Venus y las tres alrededor de Mercurio.
Según indicó la NASA, esa complicada ruta permitirá que la sonda reduzca su vertiginoso desplazamiento al punto de ser capturada por la fuerza gravitatoria de Mercurio y pueda entrar en la órbita del planeta.
La NASA difundió también una secuencia de vídeo en la que se puede apreciar claramente la maniobra, primero con un pequeño Mercurio eclipsado y finalmente con los cráteres iluminados por el Sol. Fueron necesarios alrededor de 10 minutos para que las señales de radio llegaran al centro de control en la Universidad Johns Hopkins. La sonda efectuará otros dos acercamientos a Mercurio --en octubre del 2008 y en septiembre del 2009-- antes de su inserción definitiva en la órbita del planeta, en marzo del 2011, en donde permanecerá durante dos años suplementarios.
Las nuevas imágenes que continúan llegando del acercamiento de la nave 'Messenger' a Mercurio, en un evento que ocurrió el pasado 14 de enero por primera vez en 33 años, muestran una superficie rugosa y repleta de cráteres, consecuencia del intenso bombardeo de meteoritos que ha sufrido el planeta.
La nave tomó durante sus momentos de máxima proximidad, que la acercaron un total de 99 imágenes del castigado suelo de Mercurio, que servirán a la NASA para componer un mapa del cuarto noreste del planeta más cercano al Sol.
Estudiar los impactos de asteroides y meteoritos, cuyas huellas son bien visibles en Mercurio, dará pistas a los científicos sobre la historia y la composición de este planeta, así como sobre los procesos dinámicos que han actuado en el conjunto del Sistema Solar desde sus orígenes.
Algunas de las imágenes de alta resolución de la 'Messenger' registran áreas jamás vistas de Mercurio, así como regiones que ya fueron fotografiadas por la sonda 'Mariner 10' en 1974.
Los nuevos datos referidos a las zonas ya estudiadas ayudarán a los científicos a interpretar mejor las imágenes de las zonas jamás observadas antes. Durante el breve encuentro tomó imágenes y datos sobre este caluroso mundo, aunque su inserción en órbita definitiva no se producirá hasta 2011.
Un cráter luminoso nunca antes visto de Mercurio (Foto: Johns Hopkins / NASA) A partir de ese día, aún lejano, 'Messenger' (Mercury Surface, Space Environment, Geochemistry and Ranging, en inglés), comenzará a transmitir imágenes e información con el fin de responder viejos interrogantes sobre Mercurio que también afectan al resto de planetas de su entorno, incluida la Tierra.
La máxima aproximación, que se produjo a las 20.04 (hora peninsular española) del lunes, fue sólo la primera de los tres acercamientos al pequeño planeta que tiene programada la sonda. Durante este encuentro, llegó a estar a 200 kilómetros de su agreste superficie, cubierta de cráteres y rocas.
Una vez concluidas esas tres aproximaciones, 'Messenger' entrará en una órbita permanente en torno al planeta más cercano al Sol.

Breve encuentro
El primer y breve encuentro del 'Messenger' con Mercurio ha permitido a la sonda recibir la crucial influencia gravitatoria que necesita para lograr la inserción en órbita en marzo de 2011.
Además, recogerá información esencial para continuar el diseño de los planes de su misión, manifestó la NASA.
Uno de los puntos de mayor interés para los científicos es la cuenca 'Caloris', un cráter de unos 1.300 kilómetros de diámetro creado por el impacto de un meteorito, según creen los científicos. En su exploración de Mercurio, la sonda proporcionará a los científicos mediciones sobre la composición mineral y química de la superficie del planeta.
También sus instrumentos estudiarán el campo magnético y mejorarán los datos proporcionados por la sonda 'Mariner 10' hace más de 30 años.
Esta última información será clave para comprender la estructura interna del planeta, especialmente el tamaño de su núcleo.
Los científicos de la misión confían en que las fotos y otras informaciones suministradas por Messenger ayudarán a mejorar el conocimiento de Mercurio y de los procesos de formación del sistema solar. La Mariner 10 ya visitó Mercurio en dos ocasiones, en 1974 y 1975, pero en ambos el planeta se hallaba en la misma posición y solo se pudo contemplar uno de los hemisferios. Por esta razón, el 55% del planeta siguía siendo desconocido hasta ahora.

ESTRUCTURA DEL SOL

Núcleo: es la zona del Sol donde se produce la fusión nuclear debido a la alta temperatura, es decir, el generador de la energía del Sol.

Zona Radiativa:: las partículas que transportan la energía (fotones) intentan escapar al exterior en un viaje que puede durar unos 100.000 años debido a que éstos fotones son absorbidos continuamente y reemitidos en otra dirección distinta a la que tenían.

Zona Convectiva: en ésta zona se produce el fenómeno de la convección, es decir, columnas de gas caliente ascienden hasta la superficie, se enfrían y vuelven a descender.

Fotosfera: es una capa delgada, de unos 300 Km, que es la parte del Sol que nosotros vemos, la superfície. Desde aquí se irradia luz y calor al espacio. La temperatura es de unos 5.000°C. En la fotosfera aparecen las manchas oscuras y las fáculas que son regiones brillantes alrededor de las manchas, con una temperatura superior a la normal de la fotosfera y que están relacionadas con los campos magnéticos del Sol.

Cromosfera: sólo puede ser vista en la totalidad de un eclipse de Sol. Es de color rojizo, de densidad muy baja y de temperatura altísima, de medio millon de grados. Esta formada por gases enrarecidos y en ella existen fortísimos campos magnéticos.

Corona: capa de gran extensión, temperaturas altas y de bajísima densidad. Está formada por gases enrarecidos y gigantescos campos magnéticos que varían su forma de hora en hora. Ésta capa es impresionante vista durante la fase de totalidad de un eclipse de Sol.

CINTURONES DE ASTEROIDES

Ceres, el mayor asteroide conocido, han revelado que podría tratarse de un "mini planeta" que comparte muchas características con los planetas rocosos y contiene grandes cantidades de hielo de agua bajo su superficie. Las observaciones, realizadas mediante el Telescopio Espacial Hubble, muestran que la forma de Ceres es casi redonda como la de nuestro planeta, lo cual indicaría que el asteroide posee un "interior diferenciado" con un núcleo interno rocoso y una corteza exterior de polvo. Ceres tiene un diámetro aproximado de 930 kilómetros. Se encuentra junto a otras decenas de miles de asteroides en el cinturón ubicado entre los planetas Marte y Júpiter, que probablemente está conformado por fragmentos primitivos del sistema solar que nunca lograron acumularse para formar un planeta genuino. Ceres tiene el 25 por ciento de la masa total del cinturón de asteroides; sin embargo, Plutón, el planeta más pequeño del sistema solar, es 14 veces más masivo que Ceres.

Palas. Es el segundo asteroide descubierto por H.W.M. Olbers en Marzo de 1802.Es bastante grande, con alrededor de 580 kms. de diámetro. Recientemente se averiguó que poseia un satélite de 90 kms. de diámetro, demasiado pequeño para ser redondo. La superficie de Palas es muy oscura, pero posee luz suficiente como para iluminar tenuemente la cara oscura de su pequeña luna.

Vesta, uno de los asteroides más grandes y brillantes del sistema solar. Casualmente, a finales de mayo, este cuerpo podrá llegar a verse a simple vista alcanzando magnitud 5.4. Situado en las proximidades del cúmulo globular M107, será un buen objetivo para la fotografía astronómica, al mismo tiempo que se cumple esta efeméride especialmente llamativa.