JAVIELITO - Planetas (6)

La Tierra es el tercer planeta desde el Sol y el quinto en cuanto a tamaño entre los nueve planetas conocidos del Sistema Solar. La distancia promedio de la Tierra al Sol es de 149.503.000 kilómetros. Aunque de muchas maneras la Tierra es un típico planeta terrestre, ocupa un lugar especial en el Sistema Solar porque es el único planeta que se conoce que alberga la vida como la conocemos.
La Tierra no es una esfera perfecta, sino que tiene forma de pera: cálculos basados en las perturbaciones de las órbitas de los satélites artificiales revelan que se engrosa 21 kilómetros en el ecuador, se dilata 10 metros en el polo norte y está hundida unos 31 metros en el polo sur.
La excentricidad de la órbita de la Tierra alrededor del Sol es muy pequeña, siendo prácticamente circular. La circunferencia aproximada de dicha órbita es de 938.900.000 kilómetros, y nuestro planeta viaja a lo largo de ella a una velocidad de 106.000 kilómetros por hora.
La Tierra se puede dividir en cinco partes:

La Atmósfera es la cubierta gaseosa que rodea el cuerpo sólido del planeta. Aunque tiene un grosor de más de 1.100 kilómetros, cerca de la mitad de su masa se concentra en los 5,6 kilómetros más bajos.
La Hidrosfera es la capa de agua que, en forma de océanos, cubre el 70,8% de la superficie de la Tierra. Se compone principalmente de océanos, pero en sentido estricto comprende todas las superficies acuáticas del mundo, como mares interiores, lagos, ríos y aguas subterráneas. La masa de los océanos es de 1,35 x 10¹⁸ toneladas.
La Litosfera, compuesta principalmente por la fría, rígida y rocosa corteza terrestre, se extiende a profundidades de 100 kilómetros. Comprende a su vez dos capas: la corteza y el manto superior.
El Manto y el Núcleo forman el pesado interior de la Tierra y constituyen la mayor parte de su masa. El manto se extiende desde la base de la corteza hasta una profundidad de unos 2.900 kilómetros. El manto en general es sólido, excepto en la zona conocida como astenosfera (cuyas rocas plásticas y parcialmente fundidas, de 100 kilómetros de grosor, permiten a los continentes trasladarse por la superficie terrestre y a los océanos abrirse y cerrarse). El manto superior se compone de hierro (Fe) y silicatos de magnesio, mientras el manto inferior se compone de una mezcla de óxidos de magnesio, hierro y silicio (Si).
Respecto al núcleo, la investigación sismológica ha demostrado que tiene una capa exterior de unos 2.225 kilómetros de grosor. Esta capa es probablemente rígida y los estudios demuestran que su superficie exterior tiene depresiones y picos, y estos últimos se forman donde surge la materia caliente. Por el contrario, el núcleo interior, cuyo radio es de unos 1.275 kilómetros, es sólido. Se cree que ambas capas del núcleo se componen en gran parte de hierro con un pequeño porcentaje de níquel y de otros elementos. Las temperaturas del núcleo interior pueden llegar a los 6.920°K.
Las corrientes de convección dentro del manto trasladan la mayor parte de su energía térmica desde la profundidad de la Tierra a la superficie y son la fuerza conductora de la deriva de los continentes. El flujo de convección proporciona las rocas calientes y fundidas al sistema mundial de cadenas montañosas oceánicas y suministra la lava que sale de los volcanes

El satélite natural de la Tierra es la Luna. La masa de la Luna es igual al 1,2% de la masa de la Tierra, pero ese porcentaje es el más grande de cualquier combinación planeta-satélite en el Sistema Solar, salvo por Plutón y su satélite, Caronte. La Luna pudo originalmente haberse formado del material esparcido por una colisión de la Tierra con un planetesimal de aproximadamente el tamaño de Marte. Los materiales resultantes pudieron haberse instalado en órbita alrededor de la Tierra y haberse acrecido para formar la Luna. Existen otros modelos para la formación de la Luna, pero muchos científicos creen que esta teoría parece más creíble (ver Formación y Evolución de los Planetas).

Marte, desde tiempos remotos, ha sido objeto de gran interés para los astrónomos. A diferencia de Venus, Marte generalmente no tiene oscuras capas de nubes. Además, pasa relativamente cerca de la Tierra en su órbita. De esta manera es casi un material ideal para la observación telescópica. A través de los siglos los observadores han notado diversos fenómenos excepcionales en la superficie del planeta, incluyendo un desarrollo estacional, una disminución de las capas polares y una ola de oscuridad que parece alcanzar del polo al ecuador durante la primavera de cada hemisferio. La explicación de la mayoría de estas observaciones tuvo que esperar a las misiones exploratorias espaciales de los Estados Unidos y de la Unión Soviética.
Marte tiene cerca de la mitad del tamaño de la Tierra. Su atmósfera se compone principalmente de dióxido del carbono (CO₂) y es muy delgada, ejerciendo aproximadamente ¹/₁₀₀ de la presión superficial que la atmósfera de la Tierra ejerce. La temperatura de la superficie del planeta varía ampliamente durante el curso de un día marciano, de aproximadamente 190°K apenas antes del alba a aproximadamente 240°K en la tarde. En el centro del planeta probablemente hay un pequeño núcleo de hierro o de sulfuro de hierro. Si Marte tiene un campo magnético, éste es tan débil que ningún instrumento ha podido descubrirlo.
Marte, como la Tierra, se inclina sobre su eje rotacional. Por consiguiente está sujeto a variaciones estacionales en el clima: primero un hemisferio y luego el otro recibe más luz del Sol durante la órbita del planeta alrededor del Sol. El agua líquida no puede existir en la superficie de Marte a causa de la baja temperatura y presión; el agua existe sólo como hielo depositado en los polos y quizás atrapada debajo de la superficie y como vapor en la atmósfera. De cualquier modo hay evidencia de que, en el pasado, las temperaturas pudieron haber sido más calurosas y la presión atmosférica más alta. Imágenes del orbitador Viking muestran rasgos de la superficie que parecen lechos de ríos secos y barrancas. Éstos pueden haber sido hechos por aguaceros y aguas llovedizas, pero pueden haber sido hechos también por agua subterránea que escapó a la superficie.
Aunque está ahora inactivo, Marte experimentó un período de actividad volcánica que llegó a su máxima expresión hace unos miles de millones de años. El planeta tiene el volcán más grande en el Sistema Solar, el Monte Olimpo. A una altura de 27 kilómetros, el volcán es tres veces más alto que el Monte Everest en la Tierra y cubre una área del tamaño del estado de Arizona. Está situado en la Meseta Tharsis, una ancha y elevada llanura moteada con grandes volcanes y fracturas. El sistema de fracturas más grande es Valles Marineris, un vasto valle de aproximadamente 4.000 kilómetros de largo y variando de 4 a 10 kilómetros de ancho. La Meseta Tharsis pudo haber sido formada por una elevación del material caliente del manto, pero ninguna actividad de las placas tectónicas acompañó este proceso: la superficie marciana consta de una única placa. Otras regiones en Marte incluyen llanuras lisas, áreas densamente llenas de cráteres, altiplanicies rocosas de lados escarpados y colinas formadas por diversas combinaciones de quebrantamiento, volcanismo, corrosión y deposición atmosférica.
En general, una vez cada año marciano al principio de la estación primaveral del hemisferio sur, Marte es sumergido por tormentas globales de polvo. Las diferencias de la temperatura local generan fuertes vientos que levantan el polvo de la superficie formando espesas nubes. Las nubes bloquean la luz del Sol, causando gradualmente que las temperaturas de la superficie desciendan y que los vientos disminuyan. Algo del polvo atmosférico es depositado en una nevada de polvo e hielo en el hemisferio invernal. La nieve forma una capa invernal de hielo de dióxido de carbono, agua helada y polvo. Durante la primavera la mayor parte de la capa se evapora, pero queda algo como un depósito permanente. Como resultado, un registro geológico de estas tormentas y sus variaciones a lo largo de la vida del planeta debe estar conservado en las capas permanentes de polvo e hielo de los polos marcianos.
El fenómeno conocido como la ola de oscuridad acompaña la declinación estacional de las capas polares. Cerca de la orilla o capa polar, un general oscurecimiento de las marcas de la superficie aparece a principios de la primavera mientras la capa empieza a retroceder. Entonces el oscurecimiento se aleja de la capa y alcanza el ecuador, disipándose finalmente en el hemisferio opuesto. Aunque estas olas han sido bien documentadas en observaciones desde la Tierra, los intentos de estudiarlas desde naves espaciales han fallado. No se ha detectado ningún cambio en la superficie que pueda asociarse con este fenómeno, y generalmente se conviene que la ola es algún género de efecto atmosférico.
Por siglos los astrónomos han considerado la posibilidad de que la vida puede existir en Marte. Cuando los telescopios llegaron a ser más poderosos, el debate se intensificó. En 1877 el astrónomo italiano Giovanni Schiaparelli describió un sistema de conductos interconectados en el planeta. El astrónomo americano Percival Lowell interpretó que la palabra canali de Schiaparelli significaba canales y especuló que eran estructuras que habían sido construídas por una avanzada pero agonizante civilización marciana. Sin embargo, la mayoría de los astrónomos no podían ver esos canales y muchos dudaron de su existencia. La controversia fue finalmente resuelta sólo cuando fueron enviadas imágenes de la sonda Mariner de los Estados Unidos en 1969. Las fotografías mostraron muchos cráteres pero nada parecido a conductos o canales.
Algunos científicos pensaron que era posible que algún tipo de organismo pudiera haber existido en Marte a causa de la presencia de agua y la posibilidad de que las temperaturas en el planeta eran más calurosas en el pasado. Las sondas Viking de los Estados Unidos, consistentes de dos naves espaciales orbitadoras y dos destinadas a aterrizar en el planeta, intentaron en parte buscar evidencia de formas antiguas o presentes de vida en Marte. Las dos naves destinadas a aterrizar en Marte tocaron la superficie del planeta en 1976 y ejecutaron numerosos experimentos, incluyendo un detallado análisis químico de la atmósfera marciana y su tierra. No se halló ningún rastro de cualquier material orgánico. La siguiente sonda de Estados Unidos, el Mars Observer (Observador de Marte), fue lanzada en septiembre de 1992 y se esperó que aterrizara en Marte en agosto de 1993. Se equipó para estudiar la composición de la superficie, la actividad volcánica y la atmósfera de Marte.
Marte tiene dos pequeños satélites, Fobos y Deimos, que pueden ser asteroides capturados. Ambos son tan pequeños que no tienen suficiente gravedad interior para delinearse en formas esféricas; en cambio, tienen formas más o menos iguales a papas. Fobos tiene aproximadamente 27 kilómetros de largo; Deimos tiene aproximadamente 15 kilómetros de largo. Ambos tienen períodos rotacionales iguales a sus períodos orbitales, por lo que siempre apuntan la misma cara hacia Marte. Deimos tiene cráteres lisos que casi son escondidos por una alfombra de piedras generada por repetidos impactos con otros cuerpos. Fobos también está cubierto con una alfombra de piedras, pero es mucho más escabroso y lleno de cráteres. El cráter más grande en Fobos, Stickney, tiene aproximadamente 10 kilómetros de diámetro.
Fobos está muy cerca de Marte y su órbita decae gradualmente, de manera que pasa más cerca del planeta con cada órbita. Los astrónomos estiman que Fobos puede caer a la superficie marciana algún día en los próximo 100 millones de años. Deimos está en una órbita más distante y se aleja gradualmente del planeta.
Ambos satélites son muy oscuros y están hechos probablemente de un material de condrita carbonosa. Ésta es una substancia primitiva que incluyen muchos de los primeros materiales precipitados fuera de la nebulosa solar durante la creación del Sistema Solar (ver Formación y Evolución de los Planetas). Se halla en muchos satélites, asteroides y meteoritos.

Júpiter es más grande que todos los otros planetas unidos. Éste emite casi dos veces tanta energía como la que recibe del calor del Sol, que fue adquirida durante la acreción del planeta, así como del calor que es generado cuando el planeta gradualmente se contrae. Júpiter también tiene el campo magnético más poderoso de todos los planetas. El campo se extiende a una distancia de diez veces el radio del planeta y es la fuente de intensas descargas de ruido radial.
Júpiter está compuesto principalmente de hidrógeno (H) y helio (He). No tiene superficie sólida, únicamente capas de nubes gaseosas. En el centro del planeta está probablemente un núcleo rocoso con más de diez veces la masa del planeta Tierra. Las temperaturas en el núcleo exceden los 25.000ºK. Circundando al núcleo está una mezcla líquida de hidrógeno y helio que se ha comprimido en forma metálica bajo la intensa presión de las capas superiores del planeta.
En octubre de 1989 la nave espacial Galileo fue puesta en órbita para un viaje de seis años a Júpiter. Una sonda fue fijada para ser lanzada a la atmósfera joviana en 1995 con el fin de fotografiar porciones de Júpiter por un período de dos años.
Cuando es visto a través del telescopio, las nubes más altas de Júpiter aparecen como cinturones oscuros y zonas luminosas que abrazan el planeta y varían del amarillo oscuro al marrón y gris. Lo más probable es que estos colores sean causados por compuestos de amoníaco (NH₃) y sulfuro. El rasgo más obvio del planeta es la famosa Gran Mancha Roja de Júpiter. Es una enorme tormenta ciclónica, tan grande como dos planetas del tamaño de la Tierra situados lado a lado, y se ha observado desde la Tierra por más de 300 años.
Júpiter gira rápidamente sobre su eje, completando una rotación en menos de 10 horas. A causa de la fuerza centrífuga causada por esta rápida rotación, el diámetro de Júpiter es más grande en el ecuador de lo que es de polo a polo, dándole al planeta la forma de una esfera ligeramente achatada.
Júpiter y sus 16 satélites conocidos probablemente se formaron como un Sistema Solar en miniatura, una gran bola gaseosa que giraba rodeada por una nebulosa planetaria que finalmente se desplegó en el planeta y sus satélites (ver Formación y Evolución de los Planetas). Júpiter tiene un estrecho sistema de anillos, descubierto por la nave espacial Voyager 1 en 1979, que está compuesto por diminutas rocas y partículas del polvo.
Los cuatro satélites más grandes de Júpiter fueron los primeros objetos en el Sistema Solar que fueron descubiertos por medio del uso de un telescopio. Fueron observados primeramente por Galileo en 1610 y por eso son conocidos como los satélites Galileanos. En orden de distancia creciente al planeta, están Ío, Europa, Ganímedes y Calisto. Ío está compuesto de roca y es de un color anaranjado amarillento brillante debido a la abundancia de sulfuro en su superficie. En su órbita elíptica Ío es continuamente apretado dentro y fuera como un acordeón por la fuerte atracción gravitatoria de Júpiter y la débil atracción de los otros satélites Galileanos. Este efecto, conocido como doblez periódica, genera fricción y calor interior en el satélite. Como resultado, Ío es volcánicamente hiperactivo: por lo menos diez volcanes haciendo erupción fueron grabados por los Voyagers 1 y 2.
Europa está compuesto principalmente de roca, con una lisa cubierta exterior de recientemente formado hielo cubierto con diseños de franjas oscuras y crestas. Al igual que Ío, Europa es internamente calentado por la doblez periódica y está continuamente renovando su superficie. El calor causa que el hielo se funda y que suba a la superficie de la cubierta exterior, formando nuevos flujos de lava de hielo sobre las regiones del planeta.
En contraste, Ganímedes y Calisto son fríos satélites geológicamente inactivos. Son ligeramente más grandes que Mercurio. Ambos tienen núcleos de roca que conforman cerca de la mitad de su volumen; la otra mitad es hielo. Ganímedes esta cubierto con trozos luminosos y oscuros. Las áreas oscuras son viejas superficies, llenas de cráteres. Las áreas luminosas son relativamente jóvenes y contienen cráteres que tienen brillantes líneas luminosas de hielo a la vista. Ganímedes era internamente activo hace pocos miles de millones de años, y se formaron muchas fracturas extensas en la superficie que fueron rellenadas con hielo o con agua que más tarde se volvió hielo. El hielo fue refracturado dentro de los complejos diseños observados hoy en día. La superficie de Calisto es completamente oscura y densamente llena de cráteres. Ha sido poca la actividad geológica que ha ocurrido en su superficie los pocos miles de millones de años pasados.
En 1992 la nave espacial Ulysses voló por Júpiter para estudiar sus campos magnéticos, plasma, polvo y rayos X. Éste halló que el campo magnético del planeta tiene un pulso tan preciso como un reloj que se extiende en medio del planeta. También observó que Ío es volcánicamente menos activo de lo que se pensó previamente.

Lunas de Júpiter
Nombre	Descubridor	Año de Descubrimiento	Distancia al Centro de Júpiter (Km.)	Diámetro (Km.)	Período Sideral de Revolución (días)^*
Adrastea	D. Jewitt, E. Danielson	1979	129.000	35⁽¹⁾	0,298
Amaltea	E. E. Barnard	1892	181.000	171⁽¹⁾	0,498
Ananke	S. B. Nicholson	1951	21.200.000	31	631
Calisto	Galileo, S. Marius	1610	1.883.000	4.820⁽¹⁾	6,689
Carme	S. B. Nicholson	1938	22.600.000	40	692
Elara	C. D. Perrine	1905	11.737.000	80⁽¹⁾	259,653
Europa	Galileo, S. Marius	1610	671.000	3.125⁽¹⁾	3,551
Ganímedes	Galileo, S. Marius	1610	1.070.000	5.275⁽¹⁾	7,155
Himalia	C. D. Perrine	1904	11.480.000	171⁽¹⁾	250,566
Ío	Galileo, S. Marius	1610	422.000	3.632⁽¹⁾	1,769
Leda	C. Kowal	1974	11.094.000	14	238,72
Lisitea	S. B. Nicholson	1938	11.720.000	35	259,22
Metis	S. Synnott	1979	128.000	40	0,295
Pasifae	P. Mellote	1908	23.500.000	50	375
Sinope	S. B. Nicholson	1914	23.700.000	35	758
Tebe	S. Synnott	1979	222.000	76⁽¹⁾	0,674

(*)Tiempo que toma la luna en completar una revolución del planeta.
(1) Aproximado.

1977: Sondas espaciales Voyager
Dos sondas espaciales interplanetarias no tripuladas llamadas Voyager fueron lanzadas por los Estados Unidos en 1977. Voyager 1 fue lanzada el 5 de septiembre y Voyager 2 el 20 de agosto. Estas dos sondas han resultado ser de las más exitosas piezas de equipo astronómico lanzadas por los Estados Unidos, y costaron mucho menos que los vuelos tripulados.
Voyager 1 llegó al planeta Júpiter en marzo de 1979 y a Saturno en noviembre 1980. Después de estos encuentros, durante los cuales fotografías de los dos planetas y sus satélites fueron transmitidas a la Tierra, Voyager 1 se dirigió fuera del Sistema Solar. Voyager 2, viajando a una lenta velocidad, fue a Júpiter el 9 de julio de 1979, y posteriormente Saturno el 25 de agosto de 1981. También pasó por Urano el 24 de enero de 1986, y Neptuno el 24 de agosto 1989, antes de volar lejos en el profundo espacio.
Voyager 2, si sobrevive su vuelo, se espera que continúe operando y que transmita información hasta el año 2020. Los valiosos datos enviados por las sondas espaciales revelaron muchos hechos desconocidos acerca de los lejanos planetas y sus satélites, iniciando una revolución en la astronomía planetaria. Por ejemplo, las sondas revelaron que los planetas más distantes no eran iguales, como se creyó previamente. Se encontró que Saturno tiene muchos miles de "anillejos" en adición a sus bien conocidos anillos. Urano resultó tener diez lunas previamente desconocidas y un poderoso campo magnético. Se descubrieron seis satélites más de Neptuno, rodeado también con un poderoso campo magnético.

Saturno, al igual que Júpiter, es un gran planeta gaseoso compuesto principalmente de hidrógeno y helio. También irradia más de dos veces tanto calor como el que recibe del Sol. Este exceso de energía termal es en parte del calor primordial y en parte de la fricción creada por el elemento más pesado, helio, hundido gradualmente por el hidrógeno hacia el centro del planeta. Saturno tiene un campo magnético 1.000 veces más fuerte que el de la Tierra pero no tan fuerte como el de Júpiter. La densidad de Saturno es tan baja que podría flotar en un océano de agua. Probablemente tiene un núcleo similar al de Júpiter. Está cubierto con bandas de nubes, algunos dibujos de formas ciclónicas iguales a las de Júpiter, pero los colores aparecen más suaves que en Júpiter a causa de una niebla atmosférica que cubre las nubes. Saturno está rodeado por un sistema espectacular de anillos. Galileo observó estos anillos en 1610, pero no los identificó como anillos porque creyó que Saturno era un planeta triple. En 1655, usando un telescopio más poderoso, el astrónomo holandés Christiaan Huygens pudo ver un llano y aparentemente sólido anillo alrededor de Saturno. Más tarde, los astrónomos pudieron identificar los anillos separados.
Las cámaras de los Voyagers 1 y 2 revelaron que hay en realidad decenas de miles de anillos que se extienden aproximadamente de 7.000 kilómetros a 74.000 kilómetros más allá de la atmósfera de Saturno. Están hechos de hielo y partículas cubiertas de hielo que varían del tamaño de una mancha de polvo al tamaño de una casa. Los anillos se suceden en grupos: el anillo A, el anillo B, y así sucesivamente hacia el interior. El boquete entre los anillos A y B es llamado la División de Cassini. Las cámaras de los Voyagers observaron rayos oscuros radiales ocasionales en el anillo B. Éstos empezaron como líneas delgadas y entonces se estiraron en formas de cuña como los anillos interiores, que con un rápido movimiento pasaron a los anillos exteriores. Los rayos desaparecieron después de unas horas. Los astrónomos creen que estos rayos están hechos probablemente de partículas finas que se han levantado un poco sobre los anillos por fuerzas electrostáticas.
Por lo menos 20 satélites orbitan a Saturno. El más grande de éstos es Titán, intermedio en tamaño entre los planetas Mercurio y Marte. Titán es mitad roca y mitad hielo, con una atmósfera de nitrógeno (N) y metano (CH₄) que ejerce aproximadamente 1 ¹/₂ veces la presión de la superficie de la atmósfera de la Tierra. Su superficie es muy fría y está oculta por la niebla. Está cubierto por océanos de metano líquido. Los otros satélites mayores son Mimas, Encelado, Tetis, Dione, Rea y Yapeto. La mayoría de ellos tienen heladas superficies llenas de cráteres. Encelado tiene una superficie lisa, luminosa, de al parecer hielo puro. Yapeto tiene un gran trozo de un material tan oscuro como el asfalto que casi tapa el hemisferio principal (el lado de la cara del satélite en la dirección de movimiento orbital).
Los restantes satélites de Saturno son todos pequeños, helados e irregulares en forma. Algunos son llamados satélites pastores porque sus órbitas se localizan a los bordes de los anillos, aparentemente para ayuda a guardar en su lugar el material del anillo. El anillo F de Saturno tiene dos satélites pastores cuyas fuerzas gravitatorias pueden ser responsables por el aspecto trenzado o torcido del anillo. Dos de los satélites más pequeños tienen casi la misma órbita pero no se mueven exactamente con la misma rapidez. Cuando el más rápido da alcance al más lento no chocan; en cambio, se atraen el uno al otro gravitacionalmente e intercambian de lugar.

Lunas de Saturno
Nombre	Descubridor	Año de Descubrimiento	Distancia al centro de Saturno (Km.)	Diámetro (Km.)	Período Sideral de Revolución (días)
Atlas	Astronave Voyager	1980	137.670	30	0,602
Calipso	Telescopio Espacial Campo Ancho/ Cámara Planetaria	1980	294.660	35	1,888
Dione	G. Cassini	1684	377.400	1.130	2,737
Encelado	W. Herschel	1789	238.020	500	1,370
Epimeteo	D. Cruikshank	1980	151.422	90	0,694
Febe	W. Pickering	1898	12.952.000	225	550,48
Hiperión	W. Bond, W. Lassell	1848	1.481.100	350	21,277
Jano	D. Pascu	1980	151.472	100	0,694
Mimas	W. Herschel	1789	185.520	390	0,942
Pandora	Astronave Voyager	1980	142.000	190	?
Prometeo	Astronave Voyager	1980	139.000	1.530	?
Rea	G. Cassini	1672	527.040	35	4,518
Telesto	B. Smith, H. Reitsema, S. Larson, J. Fountain	1980	294.660	1.050	1,888
Tetis	G. Cassini	1684	294.660	5.130	1,888
Titán	C. Huygens	1655	1.221.830	—	15,945
Yapeto	G. Cassini	1671	3.561.300	1.430	79,330
1980 S-6	P. Laques, J. Lecacheaux	1980	377.400	—	2,737
1980 S-34	Astronave Voyager	1980	330.000	—	—
1981 S-7	Astronave Voyager	1981	380.000	—	—
1981 S-8	Astronave Voyager	1981	380.000	—	—
1981 S-9	Astronave Voyager	1981	470.000	—	—
1981 S-10	Astronave Voyager	1981	330.000	—	—
1981 S-11	Astronave Voyager	1981	350.000	—	—
1990 S-1	Mark R. Showalter	1990	133.600	20	—

BARBARO

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