Mercurio tiene una superficie accidentada y llena de cráteres

Mercurio fue llamado así por los romanos en honor al mensajero de los dioses, porque parecía moverse mas rápido que todos los planetas por el firmamento. Los griegos pensaron que se trataba de dos astros diferentes, uno que aparecía en el alba, y otro en el atardecer. Mercurio es el planeta mas cercano al sol (58 millones de Km.), y en tan solo 88 días terrestres, completa una vuelta alrededor del mismo. Por estar tan cerca del astro rey, es muy difícil observarlo, ya que nunca se aleja mas de 20º del mismo. Mercurio gira alrededor de su eje, con una una inclinación de apenas 2º, su órbita sin embargo posee una inclinación de 7º con respecto a la eclíptica, y es la órbita mas excéntrica después de la de Plutón. Un hecho que llamó la atención de muchos astrónomos del siglo 19, es la presesión del perihelio de mercurio, que no se podía explicar con la teoría de la gravitación universal de Newton. Algunos astrónomos atribuyeron este extraño comportamiento a la influencia gravitacional de otro planeta aún mas interior que mercurio, todavía sin descubrir. Pero a principios del siglo 20, la teoría de la relatividad general de Einstein, consiguió explicar el fenómeno. Se trata de un pequeño planeta rocoso, con una superficie plagada de cráteres, producidos por el impacto de asteroides contra la superficie. Algunos cráteres son realmente grandes, la cuenca de Caloría, por ejemplo, fue producida por el impacto de un cuerpo de 100 Km. de diámetro que colisionó con mercurio, formando un inmenso cráter de 1 300 Km. de diámetro, y varios anillos concéntricos, de los cueles el mas externo tiene una altura de hasta 2 Km. Mercurio no presenta actividad volcánica, aunque algunos estudios recientes indican que si habría tenido volcanes activos en el pasado. Debido a su lenta rotación, mercurio no debería poseer un campo magnético, pero los científicos se asombraron cuando la nave Mariner 10 reveló que si tiene, aunque es 100 veces mas débil que el de la Tierra. Actualmente se acepta que el campo magnético se debe a que mercurio posee un inmenso núcleo de hierro y níquel, que compensa la lenta rotación. La densidad media de la superficie de Mercurio, al igual que la de la Tierra es de unos 5,4 gm/cm3 Por su escasa gravedad, el planeta no posee satélites ni atmósfera, los únicos gases retenidos son el hidrógeno y helio capturados del viento solar, y que forman una finísima camada volátil. Justamente por no tener una atmósfera voluminosa, que nivele la temperatura; ésta puede oscilar entre los 430 ºC de día y -170 ºC en las noches.

Imagen donde se aprecia a Venus y sus intrigantes Nubes

Los astrónomos siempre han observado una gran semejanza entre Venus y la Tierra. Ambos poseen casi el mismo tamaño, masa, densidad y volumen. En el pasado, algunos científicos, sugirieron que las espesas nubes de Venus, podrían resguardarlo del intenso calor del sol. Según ellos, Venus tendría una temperatura muy similar a la Tierra, con agua líquida, océanos y un clima húmedo. Sin embargo, en los últimos 50 años tras estudiarlo mas detalladamente, descubrimos su verdadera identidad. Tras la gruesa camada de nubes se encuentra un mundo totalmente diferente de la Tierra; no posee agua líquida ni océanos, pero si una densa atmósfera compuesta casi totalmente de dióxido de carbono, con una presión 90 veces superior a la de la Tierra, nubes de ácido sulfúrico, vientos de hasta 360 Km/h y una superficie salpicada de volcanes. Venus; que se encuentra a 108 millones de Km.del sol, demora 224 días terrestres para completar una órbita y gira alrededor de su eje en 243 días terrestres (en sentido contrario a todos los demás planetas). El resultado de ello es que un día en Venus demora mas que un año. La atmósfera de Venus está compuesta por un 96 % de dióxido de carbono, 3 % de nitrógeno, trazas de dióxido de azufre, vapor de agua, monóxido de carbono, Helio y otros gases. La temperatura en la superficie puede llegar a los 482 ºC, y la presión a 92 Bares. La densa atmósfera de Venus deja pasar una pequeña porción de la luz solar hacia la superficie, una vez allí, gran parte de la radiación se transforma en rayos infrarrojos. Estos, que deberían ser liberados hacia el espacio, son reabsorbidos por el abundante CO2 elevando la temperatura de la atmósfera. Venus es ligeramente menor que la tierra, y se cree que tenga una estructura interna semejante; compuesta de un núcleo de hierro y níquel semi-sólido con cerca de 6000 Km.de diámetro, éste núcleo metálico, no genera campo magnético debido a la lentitud del movimiento de rotación. Por encima del núcleo se encuentra un manto con 3000 Km. de espesura y una corteza de 50 Km. compuesta de silicatos. Venus posee una topografía llena de volcanes, montañas, y llanuras cubiertas por ríos de lava. La superficie venusiana es relativamente joven, con menos de 500 millones de años de antigüedad. Existen cráteres distribuidos por la superficie, algunos tienen varias decenas de Km. como Cleopatra, con 100 Km. de diámetro. Pero no existen cráteres, con diámetro inferior a 2 o 3 Km., obviamente esto se debe, a que la densa atmósfera desintegra rápidamente a los cuerpos muy pequeños antes de que puedan alcanzar la superficie y formar cráteres. El mayor cráter de Venus, es el Mead, con 275 Km. de diámetro, que se encuentra en Avda Regio. Los fenómenos volcánicos, son muy frecuentes en Venus; en realidad, aproximadamente un 80 % de las rocas en Venus son ígneas. Existen sinuosos y largos canales con varios cientos de Km. formados por ríos de lava. Algunos de éstos ríos han cubierto las tierras bajas de Venus creando vastas llanuras de piedra volcánica. Venus también posee grandes calderas volcánicas, algunas de hasta 100 Km. de diámetro (las calderas terrestres suelen tener unos pocos Km.). Existen miles de pequeños volcanes en Venus, pero los mayores son Rhea y Theia Mons, que podrían haberse activado en años recientes. Existen también en Venus, construcciones volcánicas desconocidas en la tierra, como pueden ser los "aracnoides". Se trata de depresiones circulares rodeadas por anillos concéntricos, de cuyo centro parten largas grietas radiales. El tamaño de éstas estructuras varía de 50 a 130 Km. de diámetro. Otras formaciones desconocidas en la tierra, son las denominadas "tortas". Estas estructuras en forma de cúpulas, tienen un diámetro promedio de 25 Km. y una altura máxima de 750 m. Algunos científicos piensan que fueron formados por una lava espesa y densa que se esparció hacia todos lados de forma simétrica.

Marte, fotografiado por el Telescopio Espacial Hubble

El satélite interior de Marte; Fobos, visto por la Mars Global Surveyor

Marte; el planeta rocoso mas externo, es un planeta frío y seco, con una tenue atmósfera compuesta casi totalmente de dióxido de carbono y una superficie cubierta por un fino polvo de óxido de hierro; lo que le proporciona su característica tonalidad roja. Durante el siglo pasado, los astrónomos observaron características, que pensaron, serían indicios de vida en Marte. Entre esas características podemos citar los famosos canales y unas manchas oscuras, que pensaron serían vegetación. En julio de 1965, la sonda interplanetaria Mariner 4, transmitió algunas imágenes cercanas de Marte. Todo lo que se podía observar era una superficie con muchos cráteres y canales naturales, pero ninguna evidencia de construcciones artificiales, vegetación o agua líquida. De hecho hoy sabemos que los canales eran tan solo una ilusión óptica que desaparecían cuando se utilizaban instrumentos mas poderosos y las manchas oscuras eran zonas en donde los fuertes vientos habían llevado el polvo rojizo que generalmente cubre la superficie, exponiendo una camada inferior mas oscura.. Finalmente en 1976 las dos sondas Viking aterrizaron en el suelo marciano. Los experimentos biológicos realizados por las naves revelaron un suelo enigmáticamente reactivo químicamente, pero no suministraron pruebas claras de vida orgánica. Marte posee inmensos cañones, como el valle Marineris, cientos de cráteres y algunos volcanes, entre ellos el mas grande del Sistema Solar: el monte Olimpo, un volcán extinto con 24 Km. de altura (el Everest tiene 8 Km). Los polos albergan dióxido de carbono y agua congelados, y la temperatura media es de -40ºC. Marte posee dos satélites de muy reducido tamaño: Fobos y Deimos, que poseen 22 y 13 Km. respectivamente. Posiblemente no sean mas que un par de asteroides errantes, capturados por la gravedad del planeta. La fina atmósfera de Marte está compuesta en un 95,3 % de dióxido de carbono, y tan solo un 0,13 de oxígeno. Además posee 1000 veces menos agua que la atmósfera terrestre, pero incluso esa pequeña cantidad de agua se suele condensar, formando finas nubes y neblina en las mañanas. La presión atmosférica marciana es extremadamente baja, las sondas que se posaron en su superficie registraron una presión de 9 a 10 milibares, mientras que en la Tierra la presión normal al nivel del mar es de 1 000 milibares. Recientes investigaciones sugieren que Marte habría tenido abundante agua líquida en el pasado y una temperatura mas elevada; condiciones ideales para albergar vida.

Vista de Júpiter Tomada por la nave Galileo

IO, fotografiado por el Voyager, nótese el penacho volcánico.

Júpiter, con la mancha roja, un sistema de vientos anticiclónico. También pueden observarse tres ovales blancas muy juntas

Vista del anillo joviano, a diferencia de los de Saturno, los anillos de Júpiter son tenues y simples

Júpiter es el quinto planeta en orden de distancia al sol, el primero de los gigantes gaseosos y el mayor planeta del sistema solar, tan grande, que su masa sería aún mayor que la unión de todos los demás planetas. Júpiter posee un sistema de anillos, pero al contrario de los de Saturno; los anillos de Júpiter son muy tenues, e invisibles desde la tierra. Posiblemente se formaron por el impacto de asteroides o cometas sobre alguna de los satélites Jovianos. Debido a que son muy pálidos, los anillos solo fueron descubiertos por la sonda Voyager 1, en 1979. El anillo principal de Júpiter es muy etéreo, está ubicado entre otros dos anillos y se compone de un fino polvo oscuro. Mas etéreo aún es el anillo interior, o halo que se extiende desde el anillo principal hacia el interior del sistema, éste halo está compuesto de finísimas partículas de polvo que se desprenden del anillo principal, y van "cayendo" en espiral hacia el planeta. En las fotos del Voyager, el anillo externo aparecía como un anillo compacto, pero la Galileo nos mostró que se trata de dos anillos, muy juntos; los anillos de Gossamer. La espesa atmósfera está compuesta principalmente de hidrógeno y helio (90 % de hidrógeno, un 10% de Helio, y pequeñísimas cantidades de amoniaco y metano), y tiene una temperatura de unos -120 ºC aprox. Debajo de la atmósfera existe un manto externo de hidrógeno y helio líquidos. Mas abajo, se encuentra un manto interno de 30000 Km. de extensión. A éstas profundidades, la presión es tan elevada que los átomos se desintegran, liberando sus electrones, de tal forma que los átomos están constituidos solamente por protones, en éstas condiciones, el hidrógeno adquiere propiedades de metal, y se lo llama: hidrógeno metálico. Por debajo del manto interno de hidrógeno metálico, se encuentra el núcleo. Júpiter posee un núcleo rocoso, de unos 28 000 Km. de diámetro, y con una temperatura de 30 000 ºC (el núcleo terrestre tiene tan solo 5 500 ºC)

La espesa atmósfera está compuesta principalmente de hidrógeno y helio (90 % de hidrógeno, un 10% de Helio, y pequeñísimas cantidades de amoniaco y metano), y tiene una temperatura de unos -120 ºC aproximadamente. Debajo de la atmósfera existe un manto externo de hidrógeno y helio líquidos. Mas abajo, se encuentra un manto interno de 30000 Km. de extensión. A éstas profundidades, la presión es tan elevada que los átomos se desintegran, liberando sus electrones, de tal forma que los átomos están constituidos solamente por protones, en éstas condiciones, el hidrógeno adquiere propiedades de metal, y se lo llama: hidrógeno metálico. Por debajo del manto interno de hidrógeno metálico, se encuentra el núcleo. Júpiter posee un núcleo rocoso, de unos 28 000 Km. de diámetro, y con una temperatura de 30 000 ºC (el núcleo terrestre tiene tan solo 5 500 ºC)

Júpiter tiene un periodo de rotación de unas 9 horas y 50 minutos aproximadamente. Es una rotación extremadamente rápida para un planeta tan grande. La fuerza centrífuga resultante, es lo suficientemente fuerte como para achatar al planeta unos 10000 Km. en los polos. La rápida rotación del planeta provoca una gran agitación en la atmósfera; las nubes se organizan en "cinturones" y "zonas" paralelas al ecuador, los cinturones poseen nubes oscuras y bajas, mientras que las zonas poseen nubes altas y brillantes. Como ambas se alternan y giran en sentido contrario; generan grandes tormentas como la oval blanca o la gran mancha roja. La gran mancha roja, es un gran sistema de tempestad anticiclónico, tres veces mas grande que toda la tierra. También debido a la veloz rotación, el manto de hidrógeno metálico actúa como un dínamo, generando un potente campo magnético. Las líneas de fuerza trazan alrededor del planeta, una gigantesca magnetosfera, 1 200 veces mayor que la de la tierra. Esto atrapa las partículas cargadas del viento solar, generando potentes cinturones de radiación. El viento solar estira la magnetosfera, formando una "cola" que llega mas allá de Saturno. En total, Júpiter posee 16 satélites, que se clasifican en tres grupos; los mas internos, (pero fuera de los anillos) son Metis, Adrastea, Amaltea y Tebas. Mas allá, se encuentran los cuatro satélites galileanos; Io, Europa, Ganímedes y Calisto. Y por último, 8 pequeños satélites externos, los cuatro mas cercanos; Leda, Himalia, Lisitea y Elara, son probablemente restos de la formación de Júpiter, mientras los otro cuatro que orbitan en sentido contrario a las demás, son: Ananke, Carme, Parsifea, y Sínope. Estos 4 últimos satélites, por girar en sentido contrario, no pudieron haberse formado junto al sistema joviano, y es factible que hayan sido capturados del cinturón de asteroides. De todos los satélites de Júpiter, los mas interesantes, son los 4 satélites Galileanos Io, Europa, Calisto y Ganímedes;

Io satélite galileano mas cercano a Júpiter, podría también ser clasificado como la menos común de todas las lunas del sistema solar, es una de las dos lunas que poseen volcanes activos conocidos. Su superficie está cubierta de manchas amarillas, anaranjadas y rojas, resultantes de las continuas erupciones volcánicas, Io posee un diámetro de 3 642 Km. Otro satélite muy interesante, es Europa, un pequeño mundo cubierto de una gruesa camada de hielo, y posiblemente con un inmenso océano debajo de esa camada, la característica mas notable de Europa, es justamente la ausencia características geológicas, no tiene cráteres, y parece no tener relieves verticales; tan solo un enmarañado de líneas que se interceptan. Es posible que Europa tenga un inmenso océano de agua líquida de varios kilómetros, debajo de la dura camada de hielo superficial. Ganímedes, el mayor satélite del sistema solar con 5260 Km. de diámetro, es casi del tamaño del planeta Marte, y mas grande que Mercurio. Ganímedes tiene una superficie de hielo y rocas, moldeada por montañas valles y cráteres. El mas externo de los satélites galileanos, Calisto, posee una superficie saturada de cráteres de impacto, que son las únicas características que se hallan en su superficie. Debido a su baja densidad (1.86 gm/cm3) parece ser constituido de iguales proporciones de hielo y roca. Posiblemente posea un núcleo rocoso rodeado por un manto de hielo y roca, con una corteza de hielo. Calisto, carece de atmósfera, y tiene 4800 Km

Saturno, con sus magníficos anillos, visto por el telescopio distancia de 13 millones de Km.

Saturno visto por el Voyager a una Los puntos blancos son sus satélites Tetis y Dione (de derecha a izquierda)

En esta fotografía, se puede apreciar la amplia división Cassini, que separa al anillo A (mas externo) del anillo B. El anillo A también se ve dividido en dos partes por la división Encke

Saturno; el segundo planeta mas grande del sistema solar, es también uno de los mas bonitos. Su característica mas notable, son los anillos, aunque todos los gigantes gaseosos tengan anillos, los de Saturno son los mas vistosos, éstos en comparación con los anillos de los demás planetas son anchos y brillantes, incluso se pueden ver con un telescopio casero. Los anillos de Saturno que quizá son los restos de la formación del planeta, o el resultado del impacto de asteroides contra algunos de los sus satélites, o bien; ambas cosas a la vez. Están compuestos por fragmentos de hielo, y polvo, cada fragmento individual puede ser tan pequeño como un cubito de hielo, o tan grande como un automóvil. Aunque tan solo midan unas cuantas decenas de metros, los anillos mas brillantes (A, B y C), se extienden por 274 000 Km. Cada anillo se divide en millones de etéreos ánulos, como os surcos de un disco. El sistema de anillos tiene algunas aberturas internas, llamadas divisiones, la mas grande, fue descubierta en 1675, por Giovanni Cassini, y lleva su nombre. La división Encke, es otra oquedad, en donde orbita el satélite mas interno. La mayor parte de la elaborada estructura de algunos de los anillos es debida a los efectos gravitacionales de los satélites cercanos, algunas secciones del anillo F por ejemplo, están compuesto de dos ánulos trenzados entre si. Se cree que esto se debe a la gravedad de Pandora y Prometeo, dos satélites "pastores" que mantienen a las partículas alineadas como si fueran un rebaño. Saturno posee mas satélites que ningún otro, son 18 ya conocidos, Titán el mayor de ellos, con sus 5150 Km. (nuestra luna tiene 2400 Km.)es una raridad, el único satélite conocido que posee una atmósfera densa, y cubierta de nubes. El diminuto Mimas es otro de sus satélites, su marca mas llamativa es un gigantesco cráter llamado Herschel, que con sus 135 Km. ocupa aproximadamente un tercio del satélite (que tiene solo 390 Km. de diámetro), es difícil comprender como mimas pudo sobrevivir a un impacto tan violento. Otro cráter desproporcionadamente grande, es Odiseo, que se encuentra en la helada superficie de Tetis. El cráter mide 400 Km. de diámetro y el satélite 1050 Km. Una característica bastante llamativa de la familia de satélites de saturno, es que algunos de ellos son co-orbitales, o sea comparten una órbita con otro satélite, se piensa que tales lunas se originaron a partir de un único satélite que se partió.

Saturno posee mas satélites que ningún otro, son 18 ya conocidos, Titán el mayor de ellos, con sus 5150 Km. (nuestra luna tiene 2400 Km.)es una raridad, el único satélite conocido que posee una atmósfera densa, y cubierta de nubes. El diminuto Mimas es otro de sus satélites, su marca mas llamativa es un gigantesco cráter llamado Herschel, que con sus 135 Km. ocupa aproximadamente un tercio del satélite (que tiene solo 390 Km. de diámetro), es difícil comprender como mimas pudo sobrevivir a un impacto tan violento. Otro cráter desproporcionadamente grande, es Odiseo, que se encuentra en la helada superficie de Tetis. El cráter mide 400 Km. de diámetro y el satélite 1050 Km. Una característica bastante llamativa de la familia de satélites de saturno, es que algunos de ellos son co-orbitales, o sea comparten una órbita con otro satélite, se piensa que tales lunas se originaron a partir de un único satélite que se partió.

Saturno está claramente achatado en los polos; esto se debe a la rápida rotación del planeta, que dura tan solo 10 horas y 30 minutos aprox. Su estructura interna es bastante similar a la de Júpiter; un pequeño núcleo rocoso, de unos 30 000 Km. de diámetro y con 15 000 ºC, por encima del núcleo, se encuentra un manto interno de hidrógeno metálico líquido, con una espesura de 15 000 Km., cubierto por un manto superior de hidrógeno líquido, y por encima de todo esto se encuentra una atmósfera compuesta por un 94 % de Hidrógeno y un 6% de Helio. La densidad media de Saturno es bajísima comparada a la de los demás planetas, en realidad es 30 % menos denso que el agua. Saturno, está surcado por tenues bandas, similares a las de Júpiter, pero mas pálidas.

Al contrario de Júpiter, Saturno posee muy pocos rasgos distintivos fáciles de detectar. La mancha de Anne es uno de ellos, al igual que la gran mancha roja, es un sistema de tempestad anticiclónico, producido en los límites de los fuertes vientos opuestos. Saturno tiene fuertes vientos, que llegan a una velocidad de 500 metros por segundo cerca del ecuador. El viento sopla principalmente hacia el este, y los mas fuertes se encuentran hacia el ecuador, debilitándose uniformemente a medida que nos acercamos a los polos. La temperatura media de las nubes superiores del planeta es de -180ºC

Imagen de Urano Tomada por Voyager 2

LOs anillos de Urano, fotografiados por el Voyager 2

Urano; el séptimo planeta del sistema solar, fue descubierto en 1781, por William Herschel, un astrónomo aficionado, que estaba inspeccionando el firmamento cuando encontró un disco verdoso. Al principio pensó que se trataba de un cometa, pero sus movimientos le indicaron que se trataba de un planeta dos veces mas distante que Saturno. Al igual que los demás gigantes gaseosos, está constituido principalmente por Hidrógeno y Helio, con pequeñísimas cantidades de metano y otros gases. La temperatura media de las nubes superiores es de -210 ºC. La característica mas notable de Urano es su inclinación, su eje de rotación está inclinado unos 97º con respecto al plano orbital. Urano posee finísimos anillos, prácticamente invisibles; y un conjunto de 15 helados satélites. Los 10 satélites interiores son pequeños y oscuros, con menos de 160 Km. y las 5 mas externas poseen diámetros entre 470 y 1600 Km.

Nubes blancas de metano, flotan en La densa atmósfera de Neptuno

Tritón, el mayor satélite de Neptuno, fotografiado por la Voyager

Neptuno está muy lejos, tan lejos que no es posible observarlo a simple vista, tan alejado, que en su cielo, el sol parece como poco mas que una estrella extraordinariamente brillante. Por encontrarse tan alejado de los calientes rayos solares, las temperaturas típicas de las nubes mas altas rondan por los -240 ºC. Neptuno es un gigante de gas, un planeta con un pequeño núcleo sólido, rodeado por una espesa atmósfera. La superficie observable de Neptuno no es sólida, tan solo atmósfera y nubes, que se hacen mas densas con la profundidad. La atmósfera está compuesta principalmente de hidrógeno y helio, con una pequeña proporción de metano, y rastros de otros hidrocarburos, también puede haber algo de nitrógeno. Algunas nubes brillantes, al parecer compuestas de cristales de metano, flotan sobre otras mas espesas y profundas, de composición desconocida. Observando el movimiento de las nubes, se pudo determinar a velocidad de los vientos huracanados, opuestos a la rotación del planeta. Estos fuertes vientos soplan con velocidades de hasta 2000 Km. por hora. También podemos observar una gran mancha oscura, similar a la mancha roja de Júpiter. Alrededor de éste mundo frío, y poco iluminado, también encontramos un sistema de anillos. Se creía que Neptuno poseía anillos parciales, o "arcos", sin embargo, el Voyager nos reveló una estructura de cuatro anillos completos: dos anchos y dos muy estrechos. Cada anillo, está compuesto de partículas brillantes, algunas tan pequeñas como las finas partículas de humo de un cigarrillo, y otras tan grandes como un pequeño camión. Los anillos de Neptuno, al igual que los de los demás gigantes gaseosos son evanescentes, se cree que la gravedad, y la radiación solar, terminarán por hacerlos desaparecer en pocos millones de años. Hasta 1989 se conocían dos satélites de Neptuno: Tritón de 2700 Km. de diámetro y Nereida con tan solo 340 Km. En la misma fecha, el Voyager, descubrió mas seis, todos interiores . Tritón es un mundo frío, con una tenue atmósfera de nitrógeno. Su superficie presenta cráteres, producidos por impacto, que al parecer, alguna vez estuvieron inundadas. A continuación muestro la estructura interna de Neptuno

Una de las mejores fotografías que tenemos de Plutón y Caronte, tomada por el telescopio espacial Hubble

Fotografía de Plutón y Caronte

Plutón; el último planeta del sistema solar, es un pequeño cuerpo de 2200 Km. de diámetro, que orbita al sol a una distancia media de casi 6 mil millones de Km. Debido a la distancia, la luz que emana del sol demora aprox. 5 horas en alcanzar a plutón, y cuando lo hace, es ya tan débil que apenas consigue iluminar al planeta. El astrónomo norteamericano Jim Christy, en 1978, después de observar varias fotografías en la que Plutón aparecía con una forma de pera, concluyó que que este aspecto se debía a la presencia de otro astro muy cerca de Plutón. El diámetro de Caronte, 1100 Km. es casi la mitad del diámetro de Plutón, y ambos cuerpos están tan cerca uno del otro, que mas bien parecen conformar un sistema doble, con un centro de gravedad en común. Plutón y Caronte se encuentran separados por 19 500 Km. (nuestra luna está a 384 000 Km.). Esta proximidad hace que que la gravedad de uno, levante abultamientos en la superficie del otro (así como la luna provoca las mareas sobre la Tierra). Estos abultamientos, fueron frenando la rotación de ambos, y ahora se hallan fijos, uno frente al otro: Plutón rota una vez cada 6 horas, el mismo tiempo que tarda Caronte en orbitar al planeta y rotar sobre su eje. De éste modo, desde la superficie de Plutón, Caronte se vería como un cuerpo fijo en el firmamento.

Aunque plutón se halla demasiado lejos como para que podamos ver detalles en su superficie, algunos mapas de brillo, revelaron que Plutón posee blancos casquetes polares, compuestos quizás de metano congelado. El resto del planeta presenta una coloración rosada. La helada superficie de Carone sin embargo, parece estar cubierta de hielo, sin rastros de metano. Se cree que plutón posee un núcleo rocoso, cubierto por una gruesa camada de agua congelada, y una superficie de hielo y metano congelado. Cuando Plutón está mas cerca del sol, parece partes de la superficie se evaporan, formando una fina atmósfera de metano y nitrógeno.

Una misión; la Pluto Express, está programada para investigar a Plutón, Caronte y quizá otros cuerpos del cinturón Kuiper, en los primeros 10 o 15 años del próximo milenio. Posiblemente sean dos naves gemelas que navegarán por el espacio durante 12 o 13 años hasta alcanzar al sistema Plutón-Ca