lunes, 25 de febrero de 2008
martes, 12 de febrero de 2008
¿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.
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.
lunes, 11 de febrero de 2008
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.
La noticia en otros webs
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.
La noticia en otros webs
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.
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.
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