Para empezar hay que tener en cuenta que en
la vía láctea hay cientos de lunas, pero te explicare las lunas del sistema
solar que son mas importantes de cada planeta.
LOS SATELITES O LUNAS
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| Las principales lunas con respecto al tamaño de la Tierra. |
Además de los planetas, otros cuerpos
celestes conforman el sistema solar. Ya se han mencionado los satélites que
giran alrededor de los planetas algunos son similares a nuestra Luna.
Los satélites presentan gran cantidad de cráteres.
testimonio del intenso bombardeo que han sido sometidos por parte de los meteoritos
o cuerpos solidos pequeños, errantes, del espacio cósmico.
Hay lunas que, a diferencia de la nuestra están
cubiertas por una densa atmosfera.
Con un animo ilustrativo, se reseña a continuación
las características principales de los satélites mas representativos del
sistema solar.
Hasta la fecha no se han detectado satélites
que giren alrededor de mercurio y venus.
LA TIERRA
LA LUNA O SELENE
Entre los satélites conocidos, es la quinta
en tamaño y representa la cuarta parte del tamaño de la tierra, aunque es casi
diez veces más liviana que ella (su densidad es diez veces menor)
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Desde el espacio, la Luna luce
como una esfera
gris-blanquecina, con cráteres de varios tamaños.
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Su verdadero nombre es Selene.
Después de Ío, es además 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.
LOS SATELITES DE MARTE
Phobos
y Deimos son las lunas de marte. Son muy oscuras y también presentan huellas de
impactos de meteoritos; hasta tal punto que Phobos parece un globo navideño, a
causa del tremendo golpe de un meteoro que no destruyo el satélite.
DEIMOS
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| Fotografía de Deimos tomada por el instrumento HiRISE de la Mars Reconnaissance Orbiter el 21 de febrero de 2009. Los colores han sido realzados. |
Es el más pequeño y externo de los dos satélites de Marte y de los
satélites más pequeños que han recibido nombre, llamado así por Deimos, un personaje de la mitología griega. En rotación
síncrona con el planeta, recorre una órbita casi circular, muy próxima al plano
ecuatorial marciano, en 30,3 horas: un periodo ligeramente superior a la
rotación del planeta rojo. Es de forma irregular. Tiene un diámetro
medio de 12,4 km, una masa estimada de 1,4762×1015 kg y
una densidad media de 1471 kg/m³. Su composición, supuesta similar a la de
los asteroides de tipo D
y los núcleos cometarios extintos, plantea serias dificultades a los
estudiosos que tratan de explicar su origen.
PHOBOS
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| Imagen de Fobos compuesta con tres fotografías tomadas por la sonda Viking 1 19 de octubre de 1978. Abajo a la izquierda se ve el gran cráter Stickney. |
Fobos es un pequeño satélite, de
forma irregular, cuyo radio medio es de once kilómetros. Siempre presenta la misma cara a Marte,
debido al anclaje por marea ejercido por el planeta.
Orbita a unos 6000 kilómetros de la superficie marciana, lo que le convierte en
el satélite más próximo a su planeta del sistema solar.
Estas fuerzas de marea crean
una desaceleración en Fobos, perdiendo
este velocidad orbital, lo que ocasionará su
colisión con Marte dentro de unos 50 a 100 millones de años, o bien su
desintegración y formación de un anillo alrededor
del planeta.
LOS SATELITES DE JUPITER
Es un satélite de Saturno descubierto
en 1789 por William
Herschel y denominado
en aquel momento como Saturno I por ser el satélite más interno (gira alrededor
de Saturno en ~ 22,5 horas) de los descubiertos por Herschel. El nombre
posterior, Mimas, proviene de la mitología griega, siendo Mimas uno de los gigantes, hijo de Gea.
Mimas es un cuerpo helado de baja densidad, 1,19 g/cm³, por lo que está
posiblemente constituido en su mayor parte por hielo de agua con una pequeña
concentración de materiales más densos. Tiene un diámetro de unos 397
kilómetros y su superficie, altamente craterizada, presenta un enorme cráter de impacto de 139 km de diámetro
llamado Herschel. El impacto que produjo este
cráter fue tan violento que produjo fracturas visibles en el lado opuesto de
este satélite. Posiblemente un impacto ligeramente más energético podría
destruir un cuerpo del tamaño de Mimas.Este satélite no es un cuerpo
esférico al ser deformado por las fuertes fuerzas de marea producidas por
Saturno. Las fuerzas de marea retienen a Mimas en rotación síncrona, es decir,
su periodo de rotación es igual que su periodo orbital alrededor de Saturno.
Esta órbita tiene un semieje mayor de tan solo 185.520 km, unas tres veces
el radio del planeta, contribuyendo a la intensidad de las fuerzas de marea.
Mimas es el responsable principal de limpiar de partículas la división de Cassini, la cual separa los anillos
A y B.
LOS SATELITES DE JUPITER
A medida que nos alejamos del centro
del sistema solar, encontramos el fascinante mundo de las lunas de los grandes
planetas, de las cuales se sabia poco hasta la llegada de las sondas espaciales.
AMALTEA |
| Imagen de Amaltea obtenida por la sonda Galileo. |
Es el tercer satélite de Júpiter en orden de distancia, y el
miembro principal del Grupo de Amaltea.
Fue descubierto el 9 de septiembre de 1892 por el astrónomo
estadounidense E. E. Barnard desde el observatorio
Lick de la Universidad de California. El nombre
proviene de Amaltea, una ninfa de la mitología griega. También recibe el nombre
de Júpiter V.
Amaltea describe una órbita casi
circular muy cercana a Júpiter, y forma parte del anillo de Amalthea, constituido principalmente
por material de su propia superficie. Desde la superficie de Amaltea, Júpiter abarcaría una gran fracción del cielo, siendo unas 92 veces
mayor que la Luna vista
desde la Tierra.
Tiene una forma irregular, es de
color rojizo, y probablemente está formado por hielo de agua, junto con una
cantidad desconocida de otros materiales. El relieve de su superficie está
plagado de cráteres y montañas enormes.
EUROPA
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En esta fotografía del hemisferio posterior de
Europa en colores naturales, las largas
líneas oscuras son fracturas en la corteza helada,
alguna de las cuales puede llegar a medir 3000 km de longitud.
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Europa es el sexto satélite natural de Júpiter en orden creciente de distancia y el más pequeño de los
cuatro satélites galileanos. Fue descubierto
en 1610 por Galileo y nombrado por Europa, la madre del rey Minos de Creta y amante de Zeus. Simon Marius sugirió el
nombre tras su descubrimiento, pero este nombre, así como el nombre de los
otros satélites galileanos, no fue de uso común hasta mediados del siglo XX. En gran parte de
la literatura astronómica temprana aparece mencionado por su designación
numeral romana, Júpiter II, o como el segundo satélite de Júpiter. Además
de haber sido observado mediante telescopios terrestres, varias sondas
espaciales (las primeras a principios de los años 1970) lo han examinado de
cerca. Es el sexto satélite más grande del sistema solar.
ÍO
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Composición de imágenes de la cara oculta de Ío tomadas los días 7 de septiembre y
6 de noviembre de 1996 por la sonda Galileo.
Las características superficiales más pequeñas que se pueden
apreciar tienen un tamaño de 2,5 km.
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Ío es el satélite galileano más cercano a Júpiter. Es el tercer satélite por su tamaño,
tiene la más alta densidad entre todos los satélites y, en proporción, la menor
cantidad de agua entre todos los objetos conocidos del sistema solar. Fue
descubierto por Galileo Galilei en 1610. Recibe su nombre
de Ío, una de las muchas doncellas de las
que Zeus se
enamoró en la mitología griega, aunque inicialmente recibió
el nombre de Júpiter I por ser el primer satélite de Júpiter según su
cercanía al planeta.
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| Detalle de los volcanes de Ío observados por la sonda Galileo |
Con un diámetro de 3600 kilómetros,
es la tercera más grande de las lunas de Júpiter. En Ío hay planicies muy
extensas y también cadenas montañosas, pero la ausencia de cráteres de impacto
sugiere la juventud geológica de su superficie.1Con más de 400 volcanes activos, es el
objeto más activo geológicamente del sistema solar.
Esta actividad tan elevada se debe al calentamiento por marea,
que es la respuesta a la disipación de enormes cantidades de energía
proveniente de la fricción provocada en el interior del satélite. Varios
volcanes producen nubes de azufre y dióxido de azufre, que se elevan hasta los
500 km.
Su superficie también posee más de cien montañas que han sido levantadas por la
extrema compresión en la base de la corteza de silicatos del
satélite. Algunas de estas montañas son más altas que el Monte Everest.
GANIMEDES
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| Fotografía del lado oculto de Ganímedes tomada el 29 de marzo de 1998 a casi un millón de kilómetros por la sonda Galileo. |
Es el satélite natural más grande de Júpiter y del sistema solar,
además de ser el único que tiene campo magnético. En orden de distancias
al planeta,
es el séptimo más cercano y el tercero de los galileanos, el primer grupo de objetos
descubiertos que orbitan alrededor de un planeta. Completa su órbita en
aproximadamente siete días y mantiene una resonancia orbital con Ío y Europa de 1:2:4. Su diámetro es de
5.268 km, un 8 % mayor que el de Mercurio, aunque solo representa el 45 %
de su masa. Es un 2 % mayor que Titán, el segundo satélite natural más grande,
y el doble de masivo que la Luna. En términos absolutos, es el noveno objeto
más grande del sistema solar y el mayor que no posee una atmósfera
significativa.
Ganimedes se compone de silicatos y
hielo de agua en cantidades aproximadamente iguales. Es un objeto diferenciado
con un núcleo fundido rico en hierro y un océano
interno que puede poseer más agua que todos los océanos de la Tierra juntos.
Su superficie está constituida por dos tipos diferentes
de terrenos: oscuros y claros. Las regiones oscuras, saturadas de cráteres de impacto y formadas hace cuatro
mil millones de años, cubren alrededor de un tercio del satélite. El resto de
la superficie está ocupado por regiones claras, áreas cortadas por amplios
surcos y crestas y solo un poco menos antiguas. Las causas geológicas de la
perturbación que los originó no se conocen del todo, pero los terrenos claros
son quizá el resultado de la actividad tectónica provocada
por el calentamiento de marea.
C
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| El satélite Calisto por la sonda Galileo |
Es un satélite del planeta Júpiter descubierto en 1610 por Galileo Galilei.
Es el tercer satélite más grande del sistema solar y
el segundo del sistema joviano, después de Ganimedes. Calisto tiene aproximadamente el
99 % del diámetro del planeta Mercurio, pero solo un tercio de su masa. Es el cuarto satélite galileano en cuanto a distancia a
Júpiter, con un radio orbital de 1 880 000 kilómetros. No está influido por la resonancia orbital que afecta a los tres
satélites galileanos interiores —Ío, Europa y Ganimedes—, por lo que no sufre
un calentamiento apreciable por fuerzas de marea,
como sí ocurre en los otros tres. Calisto tiene una rotación síncrona, es decir, su período de
rotación concuerda con su período orbital, de manera que, igual que la Luna con la Tierra,
siempre «muestra» la misma cara a Júpiter. La superficie de Calisto no está tan
influida por la magnetosfera de Júpiter como la de
los otros satélites interiores ya que su órbita es más alejada.Este satélite está compuesto
aproximadamente por partes iguales de roca y hielo, con una densidad media
de unos 1,83 g/cm3. Los componentes detectados mediante
la firma espectral de la superficie incluyen
hielo, dióxido de carbono, silicatos y compuestos orgánicos. La investigación de la
sonda espacial Galileo reveló que Calisto tiene
un núcleo, compuesto principalmente de silicatos,
y además, la posibilidad de la existencia de un océano interno de agua a una
profundidad superior a 100 kilómetros.
SATELITES DE SATURNO
Saturno tambien posee una gran gama de satelites que giran a su alrededor.
MIMAS
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| Mimas es parecido a la Estrella de la muerte |
ENCELADO
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| Mosaico de veintiuna imágenes del polo sur de Encélado tomadas por la sonda Cassini el 14 de julio de 2005. Se ven terrenos craterizados arriba a la derecha y abajo las llamadas rayas de tigre donde se originan los géiseres. Encélado es uno de los objetos más activos del sistema solar. |
es el sexto satélite más grande de Saturno,
con unos 500 km de diámetro, aproximadamente la décima parte del de Titán, el mayor satélite saturniano. Está cubierto por una capa
de hielo reciente y limpio que refleja casi toda la luz solar que incide sobre
él, por lo que la temperatura superficial solo alcanza los –198 ℃ a
mediodía. A pesar de su pequeño tamaño, tiene una amplia variedad de rasgos
superficiales que van desde regiones antiguas y craterizadas a terrenos jóvenes
y deformados tectónicamente que se formaron hace apenas cien millones de años.
Fue descubierto el 28 de agosto de 1789 por William Herschel,
pero se sabía muy poco de él hasta que las sondas Voyager pasaron
muy cerca a principios de la década de 1980. En 2005, la sonda Cassini comenzó una serie de sobrevuelos que revelaron mayores
detalles. En concreto, descubrió penachos ricos en agua en el polo sur. Los
criovolcanes cercanos al polo sur expulsaban al espacio, en forma de géiseres,
chorros de vapor de agua, otras sustancias volátiles y material sólido que
incluía cristales de cloruro sódico y partículas de hielo, con tasas de
expulsión de hasta doscientos kilogramos por segundo. Se han identificado más de cien géiseres. Parte del vapor de agua cae
de nuevo en forma de nieve; el resto escapa y suministra la mayor parte del
material que constituye el anillo E.
TETIS
Es el quinto satélite más grande de Saturno con
un diámetro de 1060 km. Está situado a una distancia de
294 619 km del centro del planeta y
su periodo orbital es de 1,888 días, el mismo que su rotación. Fue
descubierto en 1684 por el astrónomo francés de origen italiano Giovanni Doménico Cassini (1625-1712).
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| Fotografía de Tetis tomada por la Voyager 2 el 26 de agosto de 1981 a 282 000 km de distancia. |
Tiene la densidad más baja entre los
mayores satélites del sistema solar, lo que indica que está compuesto por hielo
de agua con una muy pequeña fracción de roca. La confirmación vino de los
resultados espectroscópicos que identificaron al hielo de agua como la
sustancia dominante de la superficie. También apareció una cantidad pequeña de
un material oscuro sin identificar. La superficie de Tetis es muy brillante,
ocupando la segunda posición en brillo de los satélites saturnianos tras Encélado.
Está intensamente craterizado y
cortado por varias largas fallas. El mayor cráter de impacto, Odysseus tiene unos 400 km de diámetro,
mientras que la falla más larga, Ithaca Chasma,
tiene unos 100 km de ancho y más de 2000 km de longitud. Estas dos
enormes estructuras pueden estar relacionadas. Una pequeña parte de la
superficie está cubierta por llanuras lisas que pueden tener origen criovolcánico.
Como el resto de los satélites regulares de Saturno, Tetis se formó a partir de
la subnebulosa saturniana: un disco de gas y polvo que rodeó al gigante
anillado poco después de su formación.
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