Nuestro Sol y las supernovas

Gracias a uno de los lectores de Malaprensa, me enteré de una noticia aparecida la semana pasada en El Mundo, sobre la detección del nacimiento de una supernova. La noticia cierra con los siguientes párrafos:

Las supernovas ocurren cuando una estrella masiva, como nuestro propio Sol, agota el combustible nuclear que la mantiene activa y las inmensas fuerzas gravitatorias que ejerce hacen colapsar su materia en un objeto llamado estrella de neutrones, mucho más denso y pequeño e incapaz de emitir la radiación suficiente para calentar planetas habitables en su entorno.

El Sol también sufrirá este colapso algún día. Pero será dentro de miles de millones de años, así que quizás estemos a tiempo de buscar un plan B, si aún seguimos por aquí.

¿Cuál es el problema? Pues resulta que nuestro Sol nunca se convertirá en supernova, ya que es demasiado «ligero» para ello.

Como los habituales de este blog sabrán, por haberlo comentado ya varias veces, una estrella es una inmensa bola de gas donde se producen recciones nucleares de fusión, donde átomos de elementos ligeros se fusionan para formar elementos más pesados. Durante la mayor parte de su vida, una estrella fusiona hidrógeno en helio. ¿Qué pasa cuando se va acabando el hidrógeno? Pues que se van produciendo otras reacciones nucleares, donde se fusiona el helio en berilio, que a su vez se fusiona también, y así sucesivamente, generando elementos más pesados. La evolución exacta de la estrella depende de varios factores pero el principal es la masa. En una estrella con una masa inferior a 9 masas solares (y obviamente, nuestro Sol se está incluido en este grupo), tras haberse hinchado bastante y pasar por varias etapas (como la de gigante roja), sus capas exteriores se van desprendiendo y son lanzadas al exterior. Estas capas lanzadas forman lo que se conoce como nebulosa planetaria (nombre algo engañoso, ya que no tiene nada que ver con planetas). Mientras tanto, el núcleo de la estrella se va comprimiendo hasta convertirse en una enana blanca, donde ya no se producen reacciones nucleares. Estos cuerpos son extremadamente densos, con un espacio interatómico muy reducido.

Es en estrellas con masas superiores a 9 masas solares, cuando al final de su vida se produce la espectacular explosión que se conoce como supernova. En el centro de la explosión, permanece un nucleo de materia muchísimo más densa que una enana blanca, formada por neutrones «apelotonados». Es lo que se conoce como estrella de neutrones. En el caso de estrellas todavía más masivas, que superen las 30 masas solares, el nucleo se comprime aún más por su propia gravedad, hasta formar los famosos agujeros negros.

Como podéis ver, nuestro sol está en el grupo de estrellas poco masivas, que terminarán sus días en forma de enana blanca rodeada por una nebulosa planetaria. Lástima de mención innecesaria a nuestra estrella, porque la breve explicación sobre las supernovas y la formación de estrellas de neutrones, sí es más o menos correcta. Aunque conviene hacer notar que el problema de una supernova para la vida, no es el hecho de que la estrella de neutrones remanente no emita radiación suficiente para calentar un planeta, sino que el planeta ya habría sido «barrido» por la explosión de la supernova.

The Core: Aumentando la potencia de una cabeza nuclear

¡Sí! Hoy volvemos a esa película, que podríamos casi denominar como favorita de este blog: The Core. Si recordáis el final de la peli, cuando están armando y colocando las 5 cabezas nucleares para «reactivar» el núcleo terrestre, los científicos se dan cuenta de que la última explosión debería ser mayor. Concretamente, habría que incrementar su energía en un 30%. Así que nuestro prota, ni corto ni perezoso, extrae las barras de plutonio del reactor nuclear que proporcionaba energía a la nave, las coloca al lado de la cabeza nuclear, y ya está. Sin embargo, eso no hubiera servido de nada.

Hace tiempo comenté a grandes rasgos cómo funciona una cabeza nuclear. Básicamente, se trata de que el material fisionable, supere lo que se denomina masa crítica, y provoque una reacción nuclear en cadena incontrolada, expulsando una inmensa cantidad de energía. Eso se consigue juntando o comprimiendo una determinada cantidad de material, y una detonación no hace que material fisionable cercano detone también (como podría ocurrir con algunos explosivos convencionales).

¿Y qué es exactamente eso de la mása crítica? Veréis, en los materiales utilizados (determinados isótopos de uranio o plutonio), ya se producen pequeñas reacciones nucleares de forma natural, que van transmutando el elemento original en otro. En ellas, un átomo del elemento en cuestión se divide (se fisiona), lanzando diversas partículas en el proceso. Esto hace que el material sea radiactivo. Entre estas partículas emitidas se pueden encontrar neutrones. Si un neutrón golpea otro átomo del elemento fisionable, induce a su vez otra fisión. Esto es lo que se conoce como reacción en cadena (cada suceso genera otro similar).

Imaginemos que por termino medio, sólo un neutrón de cada fisión consigue golpear otro átomo e inducir otra fisión, mientras que el resto de partículas simplemente alcanza el exterior del material. En este caso, el número de reacciones por unidad de tiempo se mantiene constante. Pero ¿y si por termino medio, más de un neutrón de cada fisión induce a su vez otra fisión? Parece evidente que el número de fisiones por unidad de tiempo se irá incrementando en forma de progresión geométrica. En este caso estamos ante una reacción en cadena incontrolada.

¿Cómo podemos aumentar el número de neutrones por átomo que producen otra fisión? Una forma es simplemente aumentando la cantidad de material. Si un neutrón tiene que recorrer más distancia hasta alcanzar el exterior, la probabilidad de colisionar con un átomo aumenta. Otra forma es comprimiendo el material, de forma que al estar los átomos más «apelotonados», aumentamos también la probabilidad de colisiones. Una tercera forma es recubriendo el material con algún otro material que refleje neutrones. Así, un neutrón que alcanza el exterior, es reflejado otra vez hacia el material fisionable, teniendo «otra oportunidad» para colisionar. Se llama masa crítica, a la cantidad de material fisionable necesaria para que se produzca una reacción en cadena. Como podéis deducir, este valor depende de la densidad, geometría y elementos exteriores que recubran el material.

En una cabeza nuclear, tenemos una determinada cantidad de material fisionable por debajo de su masa crítica. Al detonar la bomba, lo que se pretende es que el material supere su masa crítica, y se produzca una explosión nuclear. Para ello hay dos diseños básicos: Uno de ellos consiste en tener el material en dos trozos separados, cada uno de ellos por debajo de la masa crítica, pero que unidos la superan. En el momento de la detonación, simplemente hacemos que se junten (generalmente con una explosión convencional, que empuja uno hacia el otro). Otro diseño es tener el todo el material dispuesto en forma de esfera, por debajo de la masa crítica. El material está recubierto de explosivos cuidadosamente colocados, de forma que al explosionar todos a la vez compriman la esfera, y se supere la masa crítica. Este último diseño es preferible al anterior, dado que es más seguro. Fijáos que para detonar la bomba, todos los explosivos de la esfera tienen que detonar de forma síncrona. Si no, no hay detonación nuclear (aunque podemos tener una detonación normal de los explosivos, que esparza el material radiactivo por ahí).

Debido a cómo «detona» el material fisionable, y debido a la enorme cantidad de energía liberada, normalmente no todo el material fisionable reacciona, y parte de él es lanzado por la explosión. Este material estará obviamente por debajo de su masa crítica por lo que no explotará, siendo su único peligro su propia radiactividad. Si esto ocurre con parte del material presente en el núcleo de una cabeza nuclear, es bastante evidente que sucederá lo mismo con todo aquél que esté fuera de ésta. Es decir, si colocamos una barra de plutonio al lado de una cabeza nuclear, no incrementaremos la explosión, sino que simplemente estaremos añadiendo «metralla» radiactiva que se esparcirá con la explosión.

El Coche Fantástico y la cantidad de movimiento

El pasado domingo, pusieron en la tele la película El Coche Fantástico, que que hace de episodio piloto para una posible nueva serie del clásico de los 80. Los tiempos y las modas cambian, así que en vez de un reloj de pulsera con transmisor, tenemos un «manos libres» inalámbrico, y el blindaje molecular es sustituido por una nanotecnología autorreparadora. Como nostálgico, debo decir que prefiero sin duda el viejo Pontiac Firebird Trans Am que este Ford Mustang (tengo entendido que la decisión tuvo que ver con exageradas exigencias económicas por parte de Pontiac). Pero estamos aquí para hablar de mala ciencia, y no, no voy a pensar en si las maravillas tecnológicas del nuevo KITT son posibles o no, sino en algo mucho más básico: la mecánica clásica.

Hacia el final de la peli, los malos huían en una furgoneta, mientras el prota los perseguía en KITT, pero con la IA desconectada. Tras algo de acción, el prota adelanta la furgoneta, activa la IA (para que funcione la nanotecnología reparadora), y se cruza en mitad de la carretera. Los malos no puede frenar a tiempo y la furgoneta embiste a KITT, quedando siniestro total. El problema es que nuestro querido KITT no se mueve ni un milímetro al recibir el impacto, mientras que la furgoneta levanta su parte trasera de forma espectacular. Y a menos que el coche esté anclado al suelo, eso no es posible.

En el colegio nos explicaron que la cantidad de movimiento o momento lineal, es el producto de la masa de un cuerpo por su velocidad: p=m·v. La velocidad es un vector (tiene dirección y sentido), por lo que la cantidad de movimiento también lo es. Nos explicaron también que la cantidad de movimiento de un sistema es la suma (vectorial, claro) de todas las cantidades de movimiento de los elementos que lo componen, y que ésta es constante en ausencia de fuerzas externas (o cuya resultante total sea nula). Esta sencilla ley explica por cómo se impulsa un cohete, el retroceso de un arma de fuego, y el que cuando un coche es embestido por otro, su estado de movimiento se altere.

Pensemos en un vehículo cualquiera que embiste a otro que está detenido, y que tras la colisión, ambos quedan unidos. La cantidad de movimiento del coche detenido es cero, puesto que su velocidad es cero. La cantidad de movimiento del coche que corre es el producto de su masa por su velocidad. La cantidad de movimiento del sistema formado por ambos coches, es la suma de ambas, pero como la del coche detenido es cero, pues la cantidad de movimiento total del sistema es igual a la del coche que se desplaza.

Tras la colisión, ambos vehículos quedan unidos, de forma que se pueden considerar como un único objeto cuya masa es la suma de la de los coches. La cantidad de movimiento debe mantenerse, por lo que necesariamente, el conjunto de ambos coches debe desplazarse. La velocidad será menor, puesto que ahora hay que añadir la masa del coche que estaba detenido. La cantidad de movimiento es (m_a+m_b)·v_f, donde m_a es la masa del vehículo embestido, m_b la masa del vehículo que embiste, y v_f la velocidad de los coches (que recordemos, han quedado unidos). Y esto debe ser igual a la cantidad de movimiento anterior, que era únicamente la del coche que embiste, esto es, m_b·v_i, donde v_i es obviamente la velocidad que tenía el coche que embiste. Podemos ver entonces que la velocidad final de los coches será v_f=v_i·m_b/(m_a+m_b). Cuanta más masa tenga el vehículo que embiste con respecto al otro, mayor será la velocidad final, y cuanta menos tenga, menor será. En el caso concreto de que ambos tengan la misma masa, la velocidad final será la mitad de la inicial. Como veis, nunca puede ser cero, aunque sí puede ser muy baja, si el vehículo parado tiene mucha más masa que el que embiste.

Ahora, es cuando uno pensará «pero si el coche embiste una pared, la pared no se mueve». Cierto, y es que como he dicho antes, la cantidad de movimiento se mantiene en ausencia de fuerzas externas. Una pared o cualquier otro objeto anclado al suelo, si es embestido, ejerce una fuerza opuesta a la dirección del «arriete», de forma que modifica la cantidad de movimiento. En el cole también nos explicaron que la fuerza aplicada a un objeto es igual a su masa por la aceleración que recibe (F=m·a), y que la aceleración es igual a la variación de velocidad por unidad de tiempo (a=Δv/t). Podemos expresar la fuerza entonces como la masa por la variación de velocidad por unidad de tiempo, o lo que es lo mismo, como la variación de cantidad de movimiento por unidad de tiempo: F=Δp/t. Esto es bastante intuitivo: necesitamos más fuerza para mover un objeto con más masa que otro, o variar más su velocidad en el mismo intervalo de tiempo.

Con los coches, hemos considerado que no hay fuerzas externas, pero eso no es así. El coche detenido, al ser embestido, ejerce una fuerza que se opone al movimiento: el rozamiento. Sin embargo, a menos que haya una importante diferencia de masa (una moto embistiendo a un camión) o el vehículo esté «agarrado al suelo» por algo más que sus neumáticos, esta fuerza no es suficiente para detener al otro vehículo en tan poco tiempo. Fijáos que en una colisión, deceleramos de la velocidad que tuviéramos, a cero, en muy poco tiempo. Concretamente, en el tiempo que dura el choque en sí, con los coches deformándose, que es de menos de un segundo. Pensad de la siguiente forma ¿qué pasa si un vehículo que va a bastante velocidad, intenta frenar en seco? Pues que no lo conseguiría. Sus ruedas patinarían, dado que el rozamiento entre ellas y el suelo no es suficiente. El coche deceleraría, claro, pero el proceso duraría varios segundos, bastante más que en el caso de una colisión.

Volviendo al caso concreto de El Coche Fantástico, es bastante evidente que la furgoneta tiene más masa que KITT. Éste tendría que ejercer contra la furgoneta, la fuerza suficiente como para disminuir toda su cantidad de movimiento a cero, en milésimas de segundo. Pero KITT no deja de ser un coche, cuyo único agarre al suelo son sus neumáticos. Uno podría pensar que tiene algún tipo de «tecnología mágica» que es capaz de pegarlo al suelo con mucha fuerza, pero tal capacidad no se menciona en ningún momento.

La muerte de las estrellas

Partiendo de Cero es un programa de radio que reseña libros de divulgación científica, comenta noticias relacionadas con avances o descubrimientos científicos, e incluye entrevistas con especialistas del tema a tratar (si es posible, incluso con alguien involucrado directamente en el descubrimiento). Soy un oyente habitual, aunque debido a lo intempestivo de su emisión (madrugadas del sábado al domingo, en Onda Cero), lo disfruto descargándome el correspondiente podcast, disponible en la web oficial del programa, aunque también se puede hacer desde el blog no oficial Partiendo de Cero, que tiene la ventaja de publicar versiones editadas sin la interrupción de noticias generales, y disponer de un histórico.

En la emisión del 16 de marzo (programa 31), entre otras cosas comentaron una noticia sobre nuevos hallazgos acerca del destino final de nuestro planeta. Parece ser que se ha calculado que a medida que nuestro Sol se hinche, atravesando el estado de gigante roja, la órbita de la Tierra decaerá, y nuestro planeta se precipitará hacia el Sol en una trayectoria espiral, cosa que ocurrirá dentro de unos 7.500 millones de años. Pues bien, se hicieron algunos comentarios totalmente erróneos, sobre todo por parte de Jorge Granullaque, uno de los colaboradores, que además reconocía tener un «pasado astronómico» (cosa que lo hace más grave).

Según la noticia va siendo leída por la otra colaboradora, Marina, y llega al punto en el que menciona que la Tierra caerá en una trayectoria espiral, Jorge la interrumpe diciendo «la regresión del Big Bang». Bueno, la evolución de una estrella poco tiene que ver con el Big Bang, a menos que pensemos que puesto que el Big Bang fue el origen de todo, todo es consecuencia del Big Bang. Pero desde ese punto de vista, la gravedad, el color del cielo, el punto de ebullición del agua o el sabor del azucar, son consecuencia también del Big Bang. Además, la «regresión del Big Bang», parece más bien referirse a uno de los posibles finales del Universo, el llamado Big Crunch, que consistiría a grandes rasgos en un Big Bang al revés (todo el Universo se comprimiría, hasta colapsarse en un único punto). Pero eso tampoco tiene nada que ver con la evolución de las estrellas. Lo gracioso es que ante este comentario, Marina responde: «Algo similar». Pues tampoco. Hay que decir que Jorge Granullaque rectificó a este respecto en un programa posterior, cosa que le honra, pero no lo hizo sobre otros comentarios igualmente equivocados.

Seguimos. Marina continúa diciendo: «...es que se convierte el Sol en una... eh...» Y ante la duda de la chica, Jorge interviene diciendo «enana», a lo que ella responde «estrella enana, efectivamente». Pues tampoco. Lo que hace el Sol es transformarse en una gigante roja, es decir todo lo contrario. De hecho, un poco antes mencionan al sol como «rojo e hinchado». Según las teorías actuales de evolución estelar, nuestro Sol, a medida que vaya agotando el hidrógeno de su núcleo, y utilizando helio en sus reacciones nucleares, aumentará su volumen y la temperatura de su superficie disminuirá. Esta disminución de temperatura hace que adquiera un color rojizo, en vez de su característico amarillo. Por eso el nombre de gigante roja. Es en este punto de su evolución cuando la Tierra se precipitaría hacia su interior, debido a que las capas más exteriores de nuestra estrella, alcanzarán la órbita de la Tierra, y aunque sean muy poco densas y no la achicharren, sí que frenarán su movimiento, disminuyendo gradualmente el radio de la órbita terrestre, hasta que esté lo suficientemente cerca como para ser evaporada por el Sol.

Sí es verdad que tras esta fase, las capas exteriores del Sol se desprenden, y el núcleo remanente se comprime por su propia gravedad, transformándose en lo que se conoce como enana blanca. Pero esto ocurre muchísimo después de su etapa de gigante roja, y por tanto, no tiene nada que ver con la noticia, que trata de la caída de la Tierra al Sol, cuando sea una gigante roja.

Finalmente, Jorge Granullaque menciona un poco la teoría de evolución estelar, y dice que todas las estrellas terminan convirtiéndose en agujeros negros cuyos campos magnéticos absorben todo lo que tienen a su alcance. Bueno, en una frase comete varios errores:

El primero es que no todas las estrellas terminan convirtiéndose en agujeros negros. Sólo lo hacen aquellas estrellas con una masa muy elevada, de forma que en su interior y superficie, su propia gravedad es tan grande que la estrella se comprime y comprime, hasta que su radio es inferior al del horizonte de sucesos, en el cual la velocidad de escape es superior a la velocidad de la luz (y por tanto, no se sabe muy bién lo que ocurre allí, porque ningún tipo de información puede salir de su interior). En uno de mis primeros envíos, expliqué un poco qué significa esto.

El segundo es que el «poder de absorción» (por llamarlo de alguna forma) de un agujero negro no tiene absolútamente nada que ver con sus campos magnéticos, sino con su gravedad. Como he dicho, es tan alta, que a partir de cierto punto simplemente no se puede escapar de él, aunque mucho antes de llegar a dicho punto, la fuerza de las mareas ya habrían destrozado cualquier objeto.

El tercero es esa referencia a absorber todo lo que tiene a su alcance. Esta frase refuerza la idea errónea de que un agujero negro es una especie de terrible sumidero que engulle todo. Y en realidad no es así, o al menos, no más que cualquier otro cuerpo masivo, como una estrella o un planeta: si te acercas con una velocidad inadecuada, simplemente caes a él. Lo mismo ocurriría al aproximarse a un planeta o una estrella. La única diferencia es que en el caso del planeta te estrellas, en el de la estrella te achicharras, y en el del agujero negro te estiras hasta despedazarte.

Como curiosidad, en la noticia se menciona que mucho antes de eso, dentro de unos 1.000 millones de años, el calor recibido por el Sol habrá aumentado tanto que los océanos se habrán evaporado, por lo que la vida en la Tierra sería imposible para nosotros. Por ello, para sobrevivir como especie, es necesario que algún día colonicemos mundos en otras estrellas. Esa reflexión me recordó inevitablemente a Babylon 5, mi serie de televisión favorita (por si no lo sabíais ya), concretamente a un episodio («Infección», en la primera temporada), en la que en una periodista entrevista al comandante de la base (Sinclair), y ante la pregunta de si no deberían abandonar y cerrar la estación Babylon 5, por todos los problemas que da, éste responde:

No, debemos quedarnos aquí, y por una razón muy simple: Pregunte a 10 científicos diferentes sobre el medio ambiente el control de la población, la genética y obtendrá 10 respuestas distintas. Pero hay algo en que todos los científicos del planeta coinciden: ya sea dentro de 100 años o 1000 años o 1 millón de años, con el tiempo el sol de enfriará y se apagará, y cuando eso ocurra no solo será nuestro fin, sino el de Marilyn Monroe, Lao-Tzu, Einstein, Nelson Mandela, Buddy Holly, Aristófanes, y todo esto, todo esto habrá sido inútil si no llegamos a las estrellas.

Días, años y movimientos planetarios

Hace unos días recibí un correo electrónico de Evil Preacher, habitual lector de este blog, avisándome sobre la noticia del descubrimiento de un planeta de tamaño similar al nuestro, orbitando la estrella Gliese 436 (a 30 años luz de nosotros), bautizado como Gliese 436 c (por ser el tercer cuerpo del sistema; los astrónomos son muy prácticos poniendo nombres). El tratamiento que se hace en distintos medios es, como mínimo, confuso.

Aunque todos coinciden más o menos en que su masa es 5 veces la de la Tierra, hay contradicciones con su tamaño: en Teleobjetivo se dice: se calcula que es el doble de grande que el nuestro. En ADN, sin embargo, se puede leer: El nuevo exoplaneta sería probablemente «un poquito más grande que la tierra», quizá un 50% más. En realidad, lo que ocurre es que no se conoce con exactitud su tamaño (como es lógico), y lo que se ha hecho es acotar su tamaño, de forma que se cree que su radio puede oscilar entre 1,5 y 2 radios terrestres. Fijáos que la redacción del texto de ADN parece indicar que ese 1,5 no es el límite inferior, sino el superior.

Otra redacción confusa aparece en el mismo periódico: Ignasi Ribas ha destacado que la importancia de su descubrimiento radica en que se trata de un planeta de pequeñas dimensiones, aproximadamente cinco masas terrestres, que podría ser el más pequeño descubierto hasta el momento.. La coletilla de «aproximadamente cinco masas terrestres» en medio de una frase que habla de tamaños, puede confundir al lector poco atento y llevarle a pensar que el planeta es 5 veces mayor que la Tierra. Anque imagino que muchos pensaréis «pues que esté más atento».

Lo que creo que es más destacable de la noticia, y que sin duda confundirá a muchos es el siguiente párrafo de ADN:

Por el contrario, su periodo de rotación es «relativamente lento» comparado con el de la Tierra (4,2 días terrestres), lo que quiere decir que su climatología sería bastante curiosa. En la Tierra, un día completo, el tiempo que transcurre desde la salida del sol hasta la del día siguiente, coincide con el tiempo del movimiento de rotación, mientras que en el exoplaneta ambas cosas no coinciden.

Supongo que muchos pensaréis «¿Pero qué dice?» «¿Cómo va a ser diferente el periodo de rotación, del tiempo entre una salidas de sol y la siguiente?» «¿No es eso la definición de día?». Y sí, yo también me sorprendí mucho, y pensé que había un gran error. Sin embargo, en el párrafo anterior, encontramos la solución: giraría alrededor de su estrella de forma rápida, ya que sólo tardaría 5,2 días terrestres en dar la vuelta.. Bien, ya cuadran las cosas.

«¿Cómorr?» Veréis, hace tiempo expliqué que podemos definir un día de dos formas. Por un lado, podemos definirlo como el tiempo en que un planeta tarda en dar una vuelta completa sobre sí mismo, y tenemos lo que se denomina día sidéreo o sideral. Pero fijáos que durante ese tiempo, el planeta se ha desplazado a lo largo de su órbita, por lo que ya no tendrá exactamente la misma cara orientada al sol. Tendrá que rotar un poquito más para que eso ocurra, es decir, para que desde un observador en un punto fijo de la superficie, el sol pase dos veces por el mismo sitio. Esto es lo que se denomina día solar, y es que que utilizamos en nuestra vida cotidiana, llamándolo simplemente «día», a secas.

En el caso de nuestro planeta, la diferencia entre el día sidéreo y el día solar es muy pequeña, apenas 4 minutos. Esto es debido a que el periodo orbital (el «año», aunque también hay varias definiciones) es muchísimo mayor que el periodo de rotación (como todos sabemos, por cada vuelta alrededor del sol, nuestro planeta da aproximadamente unas 365 vueltas sobre sí mismo). Sin embargo, en Gliese 436 c (GJ 436 c para los amigos) no ocurre así. El periodo órbital (año sidéreo) es de 5,2 días terrestres, y el periodo de rotación (día sidéreo) es de 4,2. Esto hace que la diferencia entre su día sidéreo (periodo de rotación) y su día solar (periodo entre dos pasos concecutivos del sol por un punto) sea bastante considerable.

Al estar casi sincronizadas la rotación y la traslación, un punto cualquiera de la superficie recibe una prolongadísima radiación solar, durante mucho tiempo, y una igualmente prolongada ausencia de ella. El día solar sería muy largo, y habría importantes diferencias de temperatura entre el momento más caluroso del día, y el más frío de la noche, con sa que sin duda debe influir en su meteorología (si existe). Además, el día solar se prolongaría a lo largo de varias «estaciones», si existieran, bien por la inclinación axial (como en la Tierra), bien por la excentricidad de su órbita.

Como veréis, contrariamente a lo que se da a entender en la noticia, el que el periodo de rotación sea de 4,2 días terrestres, es algo que por sí sólo no significa gran cosa. Lo que influye en el clima, es la relativamente poca diferencia entre el periodo de rotación y el periodo orbital.