El Sistema Solar

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Teoría Ptolomeo Teoría de Copérnico Teoría de Kepler Teoría de Galileo Teoría de Newton

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Postula que la Tierra es inmóvil y es el centro del Universo y a su alrededor giran la Luna, el Sol y los Planetas.

• Construyó rudimentarios anteojos de observación y vio el relieve lunar y las manchas del Sol y dijo que la Vía Láctea tenia innumerables estrellas. • Estudió la Luna y afirmó que orbitaba alrededor de la Tierra a una distancia de unas 60 veces el radio terrestre.

• Afirmó que la Tierra era un planeta que giraba alrededor del Sol y que el Sol era el centro del Universo. • La Tierra gira alrededor del Sol en un año y al mismo tiempo sobre sí misma en 24 horas. • El Universo es esférico , las órbitas son circulares y los movimientos son uniformes.

• Las órbitas de los planetas son elípticas. • La Tierra se mueve con mayor rapidez alrededor del Sol durante el invierno y con menor rapidez durante el verano. • Medió la distancia del Sol con cada uno de los planetas.

• Rediseñó el telescopio • Observó las montañas de la Luna, las fases de Venus, los satélites de Júpiter , las manchas y la notación del Sol y las nubes de estrellas de la Vía Láctea.

• Postuló la Ley que regula el movimiento de los planetas: “Cada cuerpo del Universo atrae a otro cuerpo con una fuerza inversamente proporcional al cuadrado de la distancia existente entre ellos” • Sentó las bases de las Teorías actuales sobre la formación y constitución del Universo, entre ellas la Teoría de la Relatividad de Einstein hasta llegar a la Astronomía contemporánea.

Origen del sistema solar

Origen del Sistema Solar • ¿Qué debemos explicar para tener un ‘modelo estándar’ consistente? – – – – – – –

Cada planeta está aislado en el espacio, con distancias cada vez mayores entre sí a medida que nos alejamos del Sol. Órbitas casi circulares (interacción con el disco?) Órbitas casi coplanares (disco?) salvo Plutón (KBO) Rotación en el mismo sentido que el Sol Satélites que en su mayoría rotan en la misma dirección que sus planetas Diferenciación (terrestres y jovianos lejos del Sol ) Características particulares de asteroides y cometas.

• ¿Qué herramientas tenemos? : remanentes de la formación que recuerdan su pasado: asteroides y cometas, que han permanecido incambiados.

Nebulosa Planetaria o Encuentro Cercano? Históricamente, dos hipótesis que tratan de explicar la formación del Sistema Solar… •

Colapso Gravitacional de una Nebulosa Planetaria El Sistema Solar se forma a partir del colapso gravitacional de una nube interestelar de polvo o gas - No puede explicar la distribución del momento angular del sistema solar – El 90% de la masa esta en el Sol, pero el 90% del momento angular está en los planetas.

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Encuentro Cercano (del Sol con alguna otra estrella) Los planetas se formaron a partir del material expulsado del Sol durante un encuentro cercano con alguna otra estrella – Distribución momento angular – El gas caliente del Sol se expande, no se contrae… – La probabilidad de un encuentro cercano es extremadamente pequeña…

Los cuatro estados de la materia • • • •

Sólido Liquido Gaseoso Plasma

Hay, en los hechos, más de tres fases de la materia.

Núcleo y corona del Sol y de las estrellas. Superficie del Sol y de las estrellas

Superficie de la Tierra

Origen del Sistema Solar Teoría de la Nebulosa Solar • Nube de polvo y gases • Formación de un disco en rotación • Condensación y colapso debido a la gravedad • Formación de la nebulosa solar – Con un Sol embrionario – Rodeado por una nube en rotación

El primer esquema muestra el proceso completo desde la nube primordial a los planetas. El segundo es una simulación computacional para el SS interior

Origen del Sistema Solar

El colapso de la Nebulosa Solar Colapso gravitacional La región más densa en una nube interestelar, tal vez a causa de la onda expansiva de la explosión de una supernova, sufre el colapso gravitacional. Calentamiento ⇒ Proto-sol ⇒ Sol Los material “caen” hacia el centro, perdiendo energía potencial gravitatoria, que se convierte en energía cinética. El material choca entre sí, haciendo que el gas se caliente. Una vez que la temperatura es suficientemente alta comienza la fusión nuclear, ha nacido una estrella. Rotación ⇒ “Suaviza” de los movimientos aleatorios La conservación del momento angular hace que el material que cae gire más y más rápido a medida que se acerque al centro de la nube colapsada. Achatamiento ⇒ Disco Proto-planetario La nebulosa solar se organiza en un disco plano. Colisión entre elementos materiales convierte el movimiento caótico, al azar, en un disco en rotación ordenado.

Este proceso puede explica el movimiento ordenado de la mayoría de los objetos del sistema solar!

Condensación de la Nebulosa Solar La composición de la nebulosa solar Cuando el disco proto-planetario se enfría, los materiales en el disco se condensan en planetesimales • La temperatura ambiente local (temperatura) determina qué tipo de material es condensados. • La nebulosa solar contiene 98% de hidrógeno y helio, todo lo que un 2% más (productos de fusión). • La línea de helada está entre la órbita de Marte y Júpiter.

Teoría de Formación del Sistema Solar a partir de una Nebulosa. Nube Interestelar (Nebulosa)

*Es

también llamada “Teoría protoplanetaria”.

Colapso Gravitacional Protosol Calentamiento ⇒ Fusion

Sol

Remanentes Materiales

Asteroides

Disco Protoplanetario Condensación (gas a sólido) Metal, Rocas

Gases, Hielo

Acreción

Captura nebular

Planetas Terrestres

Planetas Jovianos

Materiales Remanentes

Cometas

Una Historia Ilustrada

Colapso Gravitacional

Nube Interplanetaria

Acreción

Condensación

Captura Nebular

Formación planetaria (teorías actuales) • Mecanismo: acreción • Tres etapas: – 1. Los granos de polvo en la nebulosa primitiva forman núcleos de condensación, donde se comienza a acumular material (‘small clumps’) – 2. A medida que esos cúmulos van creciendo, su masa aumenta y su área superficial también, entonces el proceso se acelera. Se forman millones de objetos del tamaño de pequeñas lunas: planetesimales. – 3. Los planetesimales chocan y se mantienen unidos (merging) barriendo el material a su alrededor por atracción y quedan unos pocos protoplanetas.

Acreción: Formación de los Planetas Terrestres Acreción: El proceso por el cual pequeñas 'semillas' se convirtieron en planetas. • Cerca del Sol, donde la temperatura es alta, sólo los metales y rocas pueden condensarse. Los pequeños fragmentos metálicos y rocosos (planetesimales) chocan y se mantienen juntos para formar fragmentos planetesimales mayores. • Los pequeños fragmentos planetesimales pueden tener cualquier forma. • Los fragmentos planetesimales más grandes son esféricos debido a la gravedad. • Sólo se pueden formar pequeños planetas debido al suministro limitado de material (el ~0.6 % de los materiales totales en la nebulosa solar). • La gravedad de los pequeños planetas terrestres es demasiado débil para capturar la cantidad grande de gas. • El gas cerca del Sol fue llevado por el viento solar.

Teoría del gran impacto La teoría del gran impacto (en inglés Giant impact hypothesis, Big Whack o Big Splash) es la teoría científica más aceptada para explicar la formación de la Luna, que postula que se originó como resultado de una colisión entre la joven Tierra y un planeta del tamaño de Marte, que recibe el nombre de Theia Una de las hipótesis es que Theia se formó en un punto de Lagrange respecto a la Tierra, es decir, aproximadamente en la misma órbita pero 60º por delante o por detrás

Cuando el protoplaneta Theia creció hasta un tamaño comparable al de Marte, unos 20 ó 30 millones de años después de su formación, se volvió demasiado masivo para permanecer de forma estable en una órbita troyana. La fuerza gravitacional impulsaba a Theia fuera del punto de Lagrange que ocupaba, al mismo tiempo que la fuerza de Coriolis empujaba al planeta de vuelta al mismo. Como consecuencia de ello, su distancia angular a la Tierra comenzó a fluctuar, hasta que Theia tuvo masa suficiente para escapar de L4.

Mientras Theia se encontraba atrapada en la órbita cíclica, la Tierra tuvo tiempo para diferenciar su estructura en el núcleo y manto que actualmente presenta. Theia también podría haber desarrollado alguna estratificación durante su estadio en L4.

Cuando Theia creció lo suficiente para escapar del punto de Lagrange, entró en una órbita caótica y la colisión de ambos planetas se hizo inevitable, dado que ambos planetas ocupaban la misma órbita. Se piensa que el impacto pudo haber acontecido unos cientos de años después del escape definitivo. Se ha calculado que esto ocurrió hace 4.533 millones de años; se cree que Theia impactó la Tierra con un ángulo oblicuo a una velocidad de 40.000 km/h, destruyendo Theia y expulsando la mayor parte del manto de Theia y una fracción significativa del manto terrestre hacia el espacio, mientras que el núcleo de Theia se hundió dentro del núcleo terrestre

Evidencias Evidencias indirectas de este escenario de impacto provienen de las rocas recogidas durante las misiones Apolo, que muestran que la abundancia de los isótopos de oxígeno (16O, 17O y 18O) es prácticamente igual a la que existe en la Tierra. La composición de la corteza lunar rica en anortosita así como la existencia de muestras ricas en KREEP (potasio (K), tierras raras (REE) y fósforo (P)), apoyan la idea de que en un pasado una gran parte de la Luna estuvo fundida, y un gigantesco impacto pudo aportar la energía suficiente para formar un océano de magma de estas características. Distintas evidencias muestran que si la Luna tiene un núcleo rico en hierro, éste ha de ser pequeño, menor de un 25% del radio lunar, a diferencia de la mayor parte de los cuerpos terrestres en donde el núcleo supone en torno al 50% del radio total. Las condiciones de un impacto dan lugar a una Luna formada mayoritariamente por los mantos de la Tierra y del cuerpo impactante -con el núcleo de este último agregándose a la Tierra- y satisfacen las restricciones del momento angular del sistema Tierra-Luna.

Dificultades •Las relaciones entre los elementos volátiles en la Luna no son consistentes con la hipótesis del gran impacto. En concreto cabría esperar que la relación entre los elementos rubidio/cesio fuera mayor en la Luna que en la Tierra, ya que el cesio es más volátil que el rubidio, pero el resultado es justamente el contrario. •No existe evidencia de que en la Tierra haya existido un océano de magma global (una consecuencia derivada de la hipótesis del gran impacto), y se han encontrado materiales en el manto terrestre que parecen no haber estado nunca en un océano de magma. •El contenido del 13% de óxido de hierro (FeO) en la Luna -superior al 8% que tiene el manto terrestre- descarta que el material proto-lunar pueda provenir, excepto en una parte pequeña, del manto de la Tierra. •Si la mayor parte del material proto-lunar proviene del cuerpo impactante, la Luna debería estar enriquecida en elementos siderófilos, cuando en realidad es deficiente en ellos. •Ciertas simulaciones de la formación de la Luna requieren que la cantidad de momento angular del sistema Tierra-Luna sea aproximadamente el doble que en la actualidad. Sin embargo, estas simulaciones no tienen en cuenta la rotación de la Tierra antes del impacto, por lo que algunos investigadores consideran que esto no es evidencia suficiente para descartar la hipótesis del gran impacto.

Captura de Nebulosa: Formación de los Planetas Jovianos • •

• •

En las regiones más allá de la línea de congelamiento, hay suministro abundante de materiales sólidos (hielo), que rápidamente crecen en tamaño por acreción. Los planetesimales de mayor tamaño atraen, gravitacionalmente, materiales alrededor de ellos, formando los planetas jovianos. Este proceso es similar al derrumbe gravitacional de la nebulosa solar (calentamiento, rotación, achatamiento) para formar un pequeño disco de acreción. El abundante suministro de gases permite la creación de grandes planetas. Sin embargo, los planetas jovianos no son lo bastante masivos como para provocar la fusión nuclear en su núcleo.

¿Cómo influyó la temperatura?

Los planetas gigantes (el rol de la temperatura) •

Dependiendo de la temperatura se formaron diferentes materiales que luego serían los que constituirían los planetas: –

A la distancia de Mercurio solamente se formaron granos metálicos

–

A 1 UA ya se puede considerar granos rocosos, silicatos

–

Entre 4 y 5 UA se congela el agua:

•

‘Línea de nieve’ es la explicación para la diferenciación del Sistema Solar.

•

De acuerdo al modelo estándar los planetas gigantes se forman lejos de la estrella

La eficiencia para capturar gas •

Al poder acretar hielo, los planetas gigantes aumentaron rápidamente su masa y por lo tanto su atracción gravitatoria, lo que hace que algunos autores hablen de una formación directa, sin pasar por todas las etapas de acreción.

•

Fueron sumamente eficientes en la captura del gas lo que explica su gran masa, tamaño, baja densidad y composición.

Características generales de nuestro Sistema Solar

Que es un “Planeta” Para los griegos antiguos, un planeta era cualquier objeto que pareciera "errar“ (etimológicamente la palabra griega λανητής significa errante) sobre el fondo de estrellas fijas que conformaban el cielo nocturno. Esto incluía no solo a los cinco planetas "clásicos", esto es, Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno, sino también al Sol y la Luna (los "siete objetos celestiales"). Cuando se acepto el modelo heliocéntrico en detrimento del geocéntrico, la Tierra se sumo a la lista y el Sol salio de ella, y cuando Galileo descubrió sus cuatro satélites de Júpiter, la Luna también fue reclasificada. Sin embargo, los satélites galileanos de Júpiter (en 1610), el satélite de Saturno Titán en 1659, y Japeto y Rea en 1673, fueron descritos inicialmente como "planetas", no "lunas"; en esa época, la palabra "luna" solo se refería a la Luna de la Tierra

Cuando se acepto el modelo heliocéntrico en detrimento del geocéntrico, la Tierra se sumo a la lista y el Sol salio de ella, y cuando Galileo descubrió sus cuatro satélites de Júpiter, la Luna también fue reclasificada.

Sin embargo, los satélites galileanos de Júpiter (en 1610), el satélite de Saturno Titán en 1659, y Japeto y Rea en 1673, fueron descritos inicialmente como "planetas", no "lunas"; en esa época, la palabra "luna" solo se refería a la Luna de la Tierra

Definición usual de planeta El diccionario de la Real Academia Española, por ejemplo, define planeta así: Cuerpo sólido celeste que gira alrededor de una estrella y que se hace visible por la luz que refleja (no tiene luz propia). En particular los que giran alrededor del Sol.

•

El problema de una definición correcta llego a un punto critico en 2005 con el descubrimiento del objeto transneptuniano Eris, un cuerpo mas grande que el mas pequeño de los planetas aceptados entonces, Plutón.

Redefinición de planeta de 2006 Un planeta es un cuerpo celeste que: • (a) está en órbita alrededor del Sol, • (b) tiene suficiente masa para que su propia gravedad supere las fuerzas de cuerpo rígido de manera que adquiera un equilibrio hidrostático (forma prácticamente redonda), • (c) ha limpiado la vecindad de su órbita de planetesimales.

Redefinición de planeta de 2006 Un planeta enano es un cuerpo celeste que: (a) está en órbita alrededor del Sol, (b) tiene suficiente masa para que su propia gravedad supere las fuerzas de cuerpo rígido de manera que adquiera un equilibrio hidrostático (forma casi redonda), (c) no ha limpiado la vecindad de su órbita y (d) no es un satélite.

Representación artística de Plutón y su luna, Caronte.

Redefinición de planeta de 2006 Un cuerpo menor del Sistema Solar (CMSS o del inglés SSSB, small Solar System body) es, según el acuerdo adoptado por la Unión Astronómica Internacional en 2006, un objeto que orbita en torno al Sol y no es ni planeta ni planeta enano: Por consiguiente, son cuerpos menores del Sistema solar, independientemente de su órbita y composición: •Todos los planetas menores conocidos que no son planetas enanos, es decir: los asteroides clásicos (excepto el mayor, Ceres); los centauros y troyanos de Neptuno; los objetos transneptunianos más pequeños (excepto los que son planetas enanos como Plutón, Eris, Makemake y Haumea); •Todos los cometas.

Los centauros son un tipo de planetoides helados, llamados así por la raza mitológica de los centauros. Los centauros orbitan alrededor del Sol entre Júpiter y Neptuno, cruzando las órbitas de los gigantes gaseosos Tres centauros, Quirón, (60558) Echeclus y 166P/NEAT 2001 T4 han sido vistas mostrando coma. Quirón y (60558) Echeclus ahora son clasificados tanto como asteroides, como cometas. Es posible que otros centauros puedan ser también cometas, pero hasta octubre de 2006 no ha sido descubierta conducta cometaria en otros centauros.

Características del Sistema Solar • Ubicado en un brazo en espiral de la Galaxia Vía Lactea • Sol • 8 planetas • Más de 100 lunas conocidas (satelites) • un gran número de asteroides – La mayoría orbita el Sol entre las orbitas de Marte y Júpiter

• millones de cometas y meteoritos • polvo y gases interplanetarios

Los Planetas • Planetas Terrestres – – – –

Mercurio Venus Tierra Marte

• pequeños, compuestos de rocas, cun un núcleo metálico.

• Planetas Jovianos – – – –

Jupiter Saturno Urano Neptuno

• grandes, compuestos de hidrógeno, helio, amoníaco, metano, con núcloes rocosos relativamente pequeños

Distancia (AU) Sol

Radio

Masa

Rotación

Inclinación

Excentric.

Densidad

(Tierras)

(Tierras)

(Tierras)

Orbital

Orbital

(grs/cm3)

0

109

332,8

25-36*

---

---

1.410

Mercurio

0.39

0.38

0.05

58.8

7

0.2056

5.43

Venus

0.72

0.95

0.89

244

3.394

0.0068

5.25

Tierra

1.0

1.00

1.00

1.00

0.000

0.0167

5.52

Marte

1.5

0.53

0.11

1.029

1.850

0.0934

3.95

Júpiter

5.2

11

318

0.411

1.308

0.0483

1.33

Saturno

9.5

9

95

0.428

2.488

0.0560

0.69

Urano

19.2

4

15

0.748

0.774

0.0461

1.29

Neptuno

30.1

4

17

0.802

1.774

0.0097

1.64

Plutón

39.5

0.18

0.002

0.267

17.15

0.2482

2.03

Configuración del Sistema Solar

Ley de Titius- Bode •

La ley de Titius-Bode a veces denominada sólo ley de Bode relaciona la distancia de un planeta al Sol con el número de orden del planeta mediante una regla simple.

La ley original era

•

donde n = 0, 3, 6, 12, 24, 48..., (el valor de n es dos veces el valor anterior) y a representa el semieje mayor de la órbita.

Para la sucesión de valores de n indicados anteriormente, toma valores de: 0,4; 0,7; 1,0; 1,6; 2,8; 5,2; 10,0 ... En aquella época sólo se conocían los planetas clásicos Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter y Saturno que distan del Sol: 0,38; 0,72; 1; 1,52; 5,2; 9,54 UA.

Ley de Titius- Bode La formulación moderna es que la distancia de un planeta al Sol en UAs es:

donde k =0,1,2,4,8,16,32,64,128...=0,20,21,22,23...

Johann Elert Bode

2 Neptuno

viola la ley cayendo a medio camino entre el k=64 y k=128.

Esta nueva manera de ver las cosas tiene varias ventajas: El primer término de la sucesión (Mercurio) siempre era especial, ahora es uno más. El término 0,4 se coloca para ajustar los planetas interiores, aquí es inexistente. Para Neptuno no se cumplía. Ahora sí.

Aplicación a los satélites de Júpiter Los cuatro satélites galileanos de Júpiter más el satélite interno más grande Amaltea cumplen perfectamente la ley de Bode: con n = 1,2,3,4,5

Limite de roche En astronomía, se denomina límite de Roche a la distancia mínima que puede soportar un objeto, que mantiene su estructura únicamente por su propia gravedad y que orbita un cuerpo masivo, sin comenzar a desintegrarse debido a las fuerzas de marea que genera el objeto principal. Cuerpos rígidos El límite de Roche depende de la rigidez del satélite orbitando el planeta. Por un lado, éste podría ser una esfera perfecta en cuyo caso el límite de Roche es:

Cuerpos deformables El otro caso límite es un satélite capaz de deformarse sin oponer ninguna resistencia, tal y como haría un líquido. Una aproximación puede darse por medio de la siguiente fórmula:

donde R es el radio del cuerpo principal, ρM es su densidad y ρm es la densidad del satélite.

Derivación de la fórmula: cuerpos rígidos El empuje de la gravedad FG sobre la partícula de masa u sobre el satélite de masa m y radio r puede expresarse de acuerdo a la ley de la gravitación de Newton: expresión que permite calcular el límite de Roche, d: La fuerza de marea FT sobre la masa u ejercida por el planeta central de radio R y a una distancia d entre los centros de masa de ambos cuerpos es:

La masa M de una esfera es de radio R es: Y análogamente para el segundo cuerpo:

El límite de Roche se alcanza cuando el empuje gravitacional y la fuerza de marea se cancelan el uno al otro FG = FT, o bien,

. Sustituyendo ambas masas en la ecuación del límite de Roche se obtiene: que puede simplificarse en la expresión habitual del límite de Roche.

Límite de Roche •

Dado que dentro del límite de Roche las fuerzas de marea que provoca el cuerpo principal son superiores a la fuerza de gravedad del objeto cautivo, ningún cuerpo puede crecer por coalescencia de partículas más pequeñas dentro de este límite. Por ejemplo, todos los anillos planetarios se encuentran dentro de sus límites de Roche. Estos anillos podrían ser los restos del disco de acrecimiento que no llegaron a coalescer para formar un satélite, o podrían ser los restos de un objeto que atravesó el límite de Roche y fue destruido por las fuerzas de marea.

El límite de Roche en ejemplos del Sistema Solar

• El verdadero límite de Roche depende de la flexibilidad del satélite, por lo que estará en algún punto intermedio entre los límites calculados para el cuerpo rígido y el cuerpo perfectamente deformable.

Puntos de Lagrange Los puntos de Lagrange, también denominados puntos L o puntos de libración, son las cinco posiciones en un sistema orbital donde un objeto pequeño, solo afectado por la gravedad, puede estar teóricamente estacionario respecto a dos objetos mas grandes, como es el caso de un satélite artificial con respecto a la Tierra y la Luna. Los puntos de Lagrange marcan las posiciones donde la atracción gravitatoria combinada de las dos masas grandes proporciona la fuerza centrípeta necesaria para rotar sincrónicamente con la menor de ellas. Son análogos a las orbitas geosincrónicas que permiten a un objeto estar en una posición "fija" en el espacio en lugar de en una orbita en que su posición relativa cambia continuamente.

Derivación de los Puntos de Lagrange Los puntos de Lagrange son las soluciones estacionarias del Problema de los tres cuerpos restringido a orbitas circulares

El Sol y Los Planetas

Sol El Sol es la estrella enana amarilla de tipo espectral G2 que se encuentra en el centro del Sistema Solar

Por sí solo, el sol representa alrededor del 98,6% de la masa del Sistema Solar.

El Sol se formó hace 4.650 millones de años y tiene combustible para 5.000 millones más. Después, comenzará a hacerse más y más grande, hasta convertirse en una gigante roja. Finalmente, se hundirá por su propio peso y se convertirá en una enana blanca, que puede tardar un trillón de años en enfriarse.

Tamaño relativo de los planetas y el Sol

• Mercurio, Venus, Tierra y Marte son llamados Planetas Interiores

Mercurio

Venus

Tierra

Marte

Mercurio

La alta densidad del planeta (5,44 g/cm³) hace suponer la existencia de un núcleo compuesto por 65% de hierro cuyo tamaño probablemente represente cerca del 75% del diámetro del planeta. El núcleo está rodeado por un manto de 600 km de espesor. Al reducirse el núcleo y el manto como consecuencia del enfriamiento después de su formación, el radio del planeta se redujo entre 2 y 4 kilómetros ocasionando el sistema de fracturas que se ven en su superficie.

Mercurio

Atmósfera Contrariamente a lo que se creía, la sonda Mariner 10 demostró la existencia de una atmósfera, muy tenue, constituida principalmente por potasio y sodio, con trazas de otros elementos. La presión de la atmósfera parece ser sólo una cien milésima parte de la presión atmosférica en la superficie de la Tierra.

Venus

Venus

•

•

la superficie de Venus es bastante plana. El 93% de la topografía mapeada por las sondas Pioneer Venus encontraron que el total de la superficie (desde los puntos más bajos a los más altos) se espaciaban en unos 13 km, mientras que en la Tierra la diferencia entre las cuencas oceánicas y el Himalaya es una franja de 20 km. De acuerdo a los datos de altimetría de las Pioneer Venus, cerca del 51% de la superficie se encuentra ubicada dentro de los 500 metros del radio medio de 6.051,9 km; sólo el 2% de la superficie está ubicada a elevaciones mayores a los 2 km sobre el radio medio.

Marte

•

La superficie de Marte presenta características morfológicas tanto de la Tierra como de la Luna: cráteres de impacto, campos de lava, volcanes, cauces secos de ríos y dunas de arena. Su composición es fundamentalmente basalto volcánico con un alto contenido en óxidos de hierro que proporcionan el característico color rojo de la superficie. Por su naturaleza, se asemeja a la limonita, óxido de hierro muy hidratado. Así como en las cortezas de la Tierra y de la Luna predominan los silicatos y los aluminatos, en el suelo de Marte son preponderantes los ferrosilicatos. Sus tres constituyentes principales son, por orden de abundancia, el oxígeno, el silicio y el hierro. Contiene: 20,8% de sílice,13,5% de hierro, 5% de aluminio, 3,8% de calcio, y también titanio y otros componentes menores.

Marte •

Una característica que domina parte del hemisferio norte, es la existencia de un enorme abultamiento que contiene el complejo volcánico de Tharsis. En él se encuentra Olympus Mons, el mayor volcán del Sistema Solar. Tiene una altura de 25 km (más de dos veces y media la altura del Everest sobre un globo mucho más pequeño que el de la Tierra) y su base tiene una anchura de 600 km. Las coladas de lava han creado un zócalo cuyo borde forma un acantilado de 6 km de altura. Hay que añadir la gran estructura colapsada de Alba Patera. Las áreas volcánicas ocupan el 10% de la superficie del planeta.

•

Cercano al Ecuador y con una longitud de 2.700 km, una anchura de hasta 500 km y una profundidad de entre 2 y 7 km, Valles Marineris es un cañón que deja pequeño al Cañón del Colorado. Se formó por el hundimiento del terreno a causa de la formación del abultamiento de Tharsis.

Marte

•

Marte tiene dos minúsculos satélites, dos peñascos de forma irregular, Fobos y Deimos. El primero mide 27 x 21 x 19 km y el segundo 15 x 12 x 11 km. Deimos gravita a 20.000 km de altitud y Fobos a 6.100 km. A pesar de hallarse tan próximos, estos satélites sólo son visibles en el cielo marciano como puntos luminosos muy brillantes. El brillo de Deimos puede ser comparable al de Venus visto desde la Tierra; elde Fobos es varias veces más intenso.

•

Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno son llamados planetas exteriores o “ Gigantes Gaseosos” y estàn compuestos de Metano, Amoniaco, Helio e Hidrógeno .

Saturno

Neptuno

Júpiter

Urano

Júpiter

•

Júpiter es el planeta con mayor masa del Sistema Solar: equivale a unas 2,47 veces la suma de las masas de todos los demás planetas juntos

•

El volumen de Júpiter es equivalente al de 1317 Tierras, pero su peso es sólo 318 veces mayor.

•

Júpiter En el interior del planeta el hidrógeno, helio y el argón (gas noble que se acumula en la superficie de Júpiter), se comprimen progresivamente. El hidrógeno molecular se comprime de tal manera que se transforma en un líquido de carácter metálico a profundidades de unos 15.000km con respecto a la superficie. Más abajo se espera la existencia de un núcleo rocoso formado principalmente por materiales helados y más densos de unas siete masas terrestres

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El campo magnético de Júpiter es de hecho la estructura de mayor tamaño en el Sistema Solar. Se piensa que el origen de la magnetosfera se debe a que en el interior profundo de Júpiter, el hidrógeno se comporta como un metal debido a la altísima presión Los metales son, por supuesto, excelentes conductores de electrones, y la rotación del planeta produce corrientes, las cuales a su vez producen un extenso campo magnético.

Júpiter

El interior de Júpiter a partir de mediciones de las Voyager. Sólo la región central en rojo es sólida.

Saturno

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Saturno es el sexto planeta del Sistema Solar, es el segundo en tamaño y masa después de Júpiter y es el único con un sistema de anillos visible desde nuestro planeta.

Saturno es un planeta visiblemente achatado en los polos con un ecuador que sobresale formando la figura de un esferoide ovalado. Los diámetros ecuatorial y polar son respectivamente 120.536 y 108.728 km. Este efecto es producido por la rápida rotación del planeta, su naturaleza fluida y su relativamente baja gravedad. Los otros planetas gigantes son también ovalados pero no en tan gran medida. Saturno posee una densidad específica de 690 kg/m³ siendo el único planeta del Sistema Solar con una densidad inferior a la del agua (1000 kg/m³). Si existiera un recipiente lleno de agua con las dimensiones suficientes para introducir a Saturno, este flotaría. El planeta está formado por un 90% de hidrógeno y un 5% de helio. El volumen del planeta es suficiente como para contener 740 veces la Tierra, pero su masa es sólo 95 veces la terrestre, debido a la ya mencionada densidad media relativa.

Saturno •

• •

•

•

El interior del planeta es semejante al de Júpiter, con un núcleo sólido en el interior. Sobre él se extiende una extensa capa de hidrógeno líquido y metálico (debido a los efectos de las elevadas presiones y temperaturas). Los 30.000 km exteriores del planeta están formados por una extensa atmósfera de hidrógeno y helio. El interior del planeta contiene probablemente un núcleo formado por materiales helados acumulados en la formación temprana del planeta y que se encuentran en estado líquido en las condiciones de presión y temperatura cercanas al núcleo. Éste se encuentra a temperaturas en torno a 12.000 K (aproximadamente el doble de la temperatura de la superficie del Sol). Por otro lado, y al igual que Júpiter y Neptuno, Saturno irradia más calor al exterior del que recibe del Sol.

Los satélites más grandes, conocidos antes del inicio de la investigación espacial son: Mimas, Encélado, Tetis, Dione, Rea, Titán, Hiperión, Jápeto y Febe. Tanto Encélado como Titán son mundos especialmente interesantes para los científicos planetarios ya que en el primero se deduce la posible existencia de agua líquida a poca profundidad de su superficie a partir de la emisión de vapor de agua en géiseres y el segundo presenta una atmósfera rica en metano y similar a la de la primitiva Tierra. •

Otras 30 lunas de Saturno tienen nombre pero el número exacto de satélites es incierto por existir una gran cantidad de objetos que orbitan este planeta.

Júpiter y Saturno:¿calor desde el interior ?

Júpiter: Emite el doble de energía que recibe del Sol. Causa: lenta difusión de la energía gravitatoria, residuo de la formación planetaria.

Saturno: estructura interna. Reemite 3 veces mas que absorbe. Causa: Contracción gravitacional por la decantación de He que no se disuelve en H líquido.

Urano

• Posee un anillo azul, el cual es una rareza planetaria. Urano es uno de los dos planetas que tiene un movimiento retrógrado, similar al de Venus.

Urano es el séptimo planeta del Sistema Solar, el tercero en tamaño, y el cuarto más masivo. La principal característica de Urano es la inclinación de su eje de rotación de casi noventa grados con respecto a su órbita; la inclinación no sólo se limita al mismo planeta, sino también a sus anillos, satélites y el campo magnético del mismo.

Urano tiene 27 satélites naturales conocidos. Los nombres de los satélites de Urano se toman de los personajes de las obras de William Shakespeare y Alexander Pope, especialmente de sus protagonistas femeninas.

Urano

Los satélites más grandes son Titania y Oberón, de tamaño similar (1580 y 1520 km de diámetro, respectivamente). Otros satélites importantes son Umbriel, Ariel y Miranda. Estos eran los cinco satélites conocidos de Urano antes de que el Voyager 2 llegara allí. Ninguno de los satélites de Urano tiene atmósfera.

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Miranda

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La superficie de Miranda está formada en su mayoría de hielos de agua, siendo el interior posiblemente formado por rocas silicatadas y compuestos ricos en metano.

Neptuno

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Neptuno es un planeta dinámico, con manchas que recuerdan las tempestades de Júpiter. La más grande, la Gran Mancha Oscura, tenía un tamaño similar al de la Tierra, pero en 1994 desapareció y se ha formado otra. Los vientos más fuertes de cualquier planeta del Sistema Solar son los de Neptuno.

Neptuno La estructura interna se parece a la de Urano: un núcleo rocoso cubierto por una costra helada, oculto bajo una atmósfera gruesa y espesa.[6] Los dos tercios interiores de Neptuno se componen de una mezcla de roca fundida, agua, amoníaco líquido y metano. El tercio exterior es una mezcla de gas caliente compuesto de hidrógeno, helio, agua y metano. El campo magnético de Neptuno, como el de Urano, está bastante inclinado, más de 50° respecto al eje de rotación y desplazado al menos unos 13.500 km del centro físico. Comparando los campos magnéticos de los planetas, se piensa que la extrema orientación podría ser característica de los flujos en el interior del planeta y no el resultado de la inclinación del propio planeta o de cualquier posible inversión de los campos en ambos planetas. Su temperatura en la superficie es de -218 ºC. Sin embargo, el planeta parece tener una fuente interna de calor. Se piensa que puede ser un remanente del calor producido por la concreción de materia durante la creación del mismo, que ahora irradia calor lentamente hacia el espacio.

Neptuno En la actualidad se conocen trece lunas de Neptuno. La mayor de ellas con diferencia es Tritón, que posee más del 99,5% de la masa en órbita alrededor de Neptuno en sus 2.700 km de diámetro. Destaca, además de por su tamaño, por poseer una órbita retrógrada, algo excepcional dentro de los grandes satélites. En superficie se han encontrado géiseres de nitrógeno. Posee una forma esférica, mientras los demás satélites de Neptuno tienen una forma irregular. Antes de la llegada de la sonda espacial Voyager 2 en 1989, sólo se conocían dos satélites de Neptuno: Tritón y Nereida. El Voyager 2 descubrió otros seis más: Náyade, Talasa, Despina, Galatea, Larisa y Proteo. Estos seis satélites son los más próximos a Neptuno, todos ellos poseen una órbita más interior que la de Tritón. La mayoría de los satélites descubiertos miden menos de 200 km de diámetro y podrían ser restos de la luna anterior que fue destruida o desintegrada durante la captura de Tritón. Proteo es el de mayor tamaño con 400 km de diámetro.

Planetas enanos

Posibles planetas enanos •

Además, hay unos cuantos cuerpos que son candidatos para ser reconocidos como "planetas enanos", que son conocidos por tener diámetros de más de 700 kilómetros. El número de estos cuerpos, según algunos astrónomos, podría ascender hasta 45.

Un cubewano es un miembro de una clase de asteroides que evolucionan en el cinturón de Kuiper. Los plutinos son objetos transneptunianos que están en resonancia orbital 3:2 con Neptuno. Esto significa que efectúan dos órbitas alrededor del Sol al tiempo que Neptuno realiza tres órbitas. Por esto, aunque crucen la órbita del planeta gigante, ésta no los puede expulsar gravitatoriamente. Como esta característica la comparte Plutón, estos cuerpos se denominan plutinos ("plutones pequeños"). Los plutinos forman la parte interior del cinturón de Kuiper.

Imagen comparativa de tamaños de algunos de los planetas enanos.

Meteorito Un aerolito (Aeros, aire; Litos, piedra) o meteorito es un meteoroide que alcanza la superficie de un planeta debido a que no se desintegra por completo en su atmósfera. •

Un meteoroide es materia que gira alrededor del Sol o cualquier objeto del espacio interplanetario que es demasiado pequeño para ser considerado como un asteroide o un cometa

Meteorito Gibeon

Meteorito Kapper, hallado por Francisco Pascasio Moreno de 4 de abril de 1896 en Chubut, Argentina. Tipo metálico, masa 114 kilos. Colección del Museo de La Plata.

Condrita •

Las condritas son meteoritos no metálicos (rocosos) que no han sufrido procesos de fusión o de diferenciación en los asteroides de los que proceden, representando el 85,7% de los meteoritos que caen a la Tierra.

Allende - Chondrite •

Cóndrulos de la condrita Bjurböle.

Acondrita • Las acondritas son meteoritos rocosos, que representan un 7,1% de los que caen a la Tierra, y que se caracterizan por haber sufrido procesos de fusión y diferenciación en el planeta o asteroide del cual proceden. •

Vista al microscopio de ALH84001. Imagen de la NASA.

El único representante de las ortopiroxenitas es el meteorito ALH 84001, que se encontró en la Antártida a finales de 1984. Es el más antiguo de todos los meteoritos marcianos, con una edad de 4.500 millones de años. Muestra rasgos de haber sufrido metamorfismo térmico y de choque, y presenta carbonatos, en forma de esférulas anaranjadas, lo que indica que ha estado expuesto a la acción del agua.

Iron Meteorite – Canyon Diablo

Las estructuras de Widmanstatten (también conocidas como estructuras Thomson) son el resultado del intercrecimiento de bandas de taenita y kamacita (dos aleaciones de hierro (Fe) y níquel [Ni]), producidas por un enfriamiento muy lento durante un espacio prolongado de tiempo, presentes en ciertos meteoritos metálicos y litosideritos.1

Estructura de Widmanstätten de Fe-Ni

Origen de los Asteroides • El viento Solar limpió el gas sobrante, pero no los restos planetesimales. • Aquellos planetesimales rocosos sobrantes, que no se acrecionaron en un planeta, son los asteroides actuales. • El más habitado es el cinturón de asteroide entre el Marte y el Júpiter. • La gravedad del Júpiter impidió que un planeta se forme allí.

Origen de los Cometas Los cuerpos planetesimales helado sobrantes son los cometas actuales. Los que estaban localizados entre los planetas Jovianos, si no fueron capturado, fueron arrojados gravitacionalmente en todas las direcciones hacia la nube de Oort. Aquellos más allá de la órbita del Neptuno permanecieron en el plano de la eclíptica en lo que llamamos el cinturón de Kuiper. ¡La teoría nebular predijo la existencia del Cinturón de Kuiper 40 años antes de que fuera descubierto!

La última frontera de nuestro S. S. • Heliopausa :Punto en el que el viento solar se une al medio interestelar o al viento solar procedente de otras estrellas. • Viento solar: débil corriente de gas y partículas cargadas energéticamente, en su mayor parte protones y electrones (plasma) que fluye desde el Sol; la velocidad del viento solar alcanza velocidades de 350 kilómetros por segundo.