El sistema Solar
El sistema solar es el sistema planetario en el que se encuentran la Tierra y otros objetos astronómicos que giran directa o indirectamente en una órbita alrededor de una única estrella conocida como el Sol.1
La estrella
concentra el 99,86 % de la masa
del sistema solar,234 y la mayor
parte de la masa restante se concentra en ocho planetas
cuyas órbitas son prácticamente circulares y transitan dentro de un disco casi
llano llamado plano eclíptico.5 Los cuatro
planetas más cercanos, considerablemente más pequeños Mercurio,
Venus,
Tierra
y Marte,
también conocidos como los planetas terrestres,
están compuestos principalmente por roca
y metal.67 Mientras que
los cuatro más alejados, denominados gigantes gaseosos
o «planetas jovianos», más masivos que los terrestres, están compuestos de
hielo y gases. Los dos más grandes, Júpiter
y Saturno,
están compuestos principalmente de helio
e hidrógeno.
Urano
y Neptuno,
denominados gigantes helados,
están formados mayoritariamente por agua congelada, amoniaco
y metano
Adicionalmente
a los miles de objetos pequeños de estas dos zonas, algunas docenas de los
cuales son candidatos a planetas enanos, existen otros grupos como cometas,
centauros
y polvo cósmico
que viajan libremente entre regiones. Seis planetas y cuatro planetas enanos
poseen satélites naturales.
El viento solar,
un flujo de plasma
del Sol, crea una burbuja de viento estelar en el medio interestelar
conocido como heliosfera,
la que se extiende hasta el borde del disco disperso.
La nube de Oort,
la cual se cree que es la fuente de los cometas de período
largo, es el límite del sistema solar y su borde está ubicado
a un año luz desde el Sol
Descubrimientos
y exploración
Algunas de las
más antiguas civilizaciones concibieron al universo desde una perspectiva geocéntrica,
como en Babilonia
en donde su visión del mundo estuvo representada de esta forma.18En Occidente,
el griego presocrático Anaximandro
declaró a la Tierra como centro del universo, imaginó a esta como un pilar en
forma de tambor equilibrado en sus cuatro puntos más distantes lo que, en su
opinión, le permitió tener estabilidad.19Pitágoras
y sus seguidores
hablaron por primera vez del planeta como una esfera, basándose en la
observación de los eclipses;20 y en el siglo IV a. C.
Platón
junto a su estudiante Aristóteles
escribieron textos del modelo geocéntrico de Anaximandro, fusionándolo con el
esférico pitagórico. Pero fue el trabajo del astrónomo heleno
Claudio Ptolomeo,
especialmente su publicación llamada Almagesto
expuesta en el siglo II
de nuestra era, el cual sirvió durante un período de casi 1300 años como la
norma en la cual se basaron tanto astrónomos europeos como islámicos.
Si bien el
griego Aristarco
presentó en el siglo siglo III a. C.
a la teoría heliocéntrica
y más adelante el matemático hindú Aryabhata
hizo lo mismo, ningún astrónomo desafió realmente el modelo geocéntrico hasta
la llegada del polaco Nicolás Copérnico
el cual causó una verdadera revolución en esta rama a nivel mundial,21 por lo cual
es considerado el padre de la astronomía
moderna.22Esto debido a
que, a diferencia de sus antecesores, su obra consiguió una amplia difusión
pese a que fue concebida para circular en privado; el papa
Clemente VII
pidió información de este texto en 1533 y Lutero
en 1539 lo calificó de «astrólogo advenedizo que pretende probar que la Tierra
es la que gira». La obra de Copérnico otorga dos movimientos a
la Tierra, uno de rotación en su propio eje cada 24 horas y uno de traslación
alrededor del Sol cada año, con la particularidad de que este era circular y no
elíptico como lo describimos hoy.
En el siglo XVII
el trabajo de Copérnico fue impulsado por científicos como Galileo Galilei,
quien ayudado con un nuevo invento, el telescopio,
descubre que alrededor de Júpiter rotan satélites naturales
que afectaron en gran forma la concepción de la teoría geocéntrica ya que estos
cuerpos celestes no orbitaban a la Tierra;2425 lo que
ocasionó un gran conflicto entre la iglesia y los científicos que impulsaban
esta teoría, el cual culminó con el apresamiento y sentencia del tribunal de la
inquisición a Galileo por herejía al estar su idea contrapuesta con el modelo
clásico religioso.26Su
contemporáneo Johannes Kepler,
a partir del estudio de la órbita circular intentó explicar la traslación
planetaria sin conseguir ningún resultado,27 por lo que
reformuló sus teorías y publicó, en el año 1609,
las hoy conocidas leyes de Kepler
en su obra Astronomia Nova, en la que establece una órbita elíptica la
cual se confirmó cuando predijo satisfactoriamente el tránsito de Venus del año
1631.28Junto a
ellos, el científico británico
Isaac Newton
formuló y dio una explicación al movimiento planetario mediante sus leyes
y el desarrollo del concepto de la gravedad.29 Sin embargo,
el heliocentrismo no sería apoyado experimentalmente sino hasta décadas después
con el descubrimiento de la aberración de la luz
por el astrónomo inglés James Bradley
en 1725,30 y la
medición del paralaje estelar
efectuada por el matemático alemán Friedrich Bessel
en 1838.
En 1655
el científico neerlandés Christiaan Huygens
descubrió el satélite Titán
y la verdadera naturaleza de los anillos de Saturno, y describió por primera
vez las dimensiones reales del entonces conocido sistema solar (6 planetas y 6
lunas). En 1704
se acuñó el término "sistema solar". El científico británico Edmund Halley
dedicó sus estudios principalmente al análisis de las órbitas de los cometas. El mejoramiento
del telescopio durante este tiempo permitió a los científicos de todo el mundo
descubrir nuevas características de los cuerpos celestes que existen.
A mediados del
siglo XX,
el 12 de abril
de 1961,
el cosmonauta
Yuri Gagarin
se convirtió en el primer hombre en el espacio; la misión estadounidense
Apolo 11,
al mando de Neil Armstrong
llega a la Luna
el 16 de julio de 1969. En la actualidad, el sistema solar se estudia con la
ayuda de telescopios terrestres, observatorios espaciales y misiones espaciales.
Características
generales
El Sol
Los planetas y
los asteroides orbitan alrededor del Sol, aproximadamente en un mismo plano y
siguiendo órbitas elípticas
(en sentido antihorario, si se observasen desde el Polo Norte del Sol); aunque
hay excepciones, como el cometa Halley,
que gira en sentido horario.38 El plano en
el que gira la Tierra alrededor del Sol se denomina plano de la eclíptica,
y los demás planetas orbitan aproximadamente en el mismo plano. Aunque algunos
objetos orbitan con un gran grado de inclinación respecto de este, como Plutón
que posee una inclinación con respecto al eje de la eclíptica de 17º, así como
una parte importante de los objetos del cinturón de Kuiper.
Según sus
características, los cuerpos que forman parte del sistema solar se clasifican
como sigue:
§
El Sol,
una estrella
de tipo espectral
G2
que contiene más del 99,86 % de la masa del sistema. Con un diámetro de 1 400
000 km, se compone de un 75 % de hidrógeno,
un 20 % de helio
y 5 % de oxígeno,
carbono,
hierro
y otros elementos.41
§
Los planetas,
divididos en planetas interiores
(también llamados terrestres o telúricos) y planetas exteriores
o gigantes. Entre estos últimos, Júpiter
y Saturno
se denominan gigantes
gaseosos, mientras
que Urano
y Neptuno
suelen nombrarse gigantes
helados. Todos los
planetas gigantes tienen a su alrededor anillos.
§
Los planetas enanos son cuerpos cuya masa les permite tener forma
esférica, pero no es la suficiente como para haber atraído o expulsado a todos
los cuerpos a su alrededor. Son: Plutón
(hasta 2006
era considerado el noveno planeta del sistema solar)42, Ceres,
Makemake,
Eris
y Haumea.
§
Los satélites son cuerpos mayores que orbitan los planetas;
algunos son de gran tamaño, como la Luna,
en la Tierra;
Ganímedes,
en Júpiter, o Titán,
en Saturno.
§
Los cuerpos menores constituyen el resto de objetos celestes y
según la definición de la UAI
se subdividen en:
§
Los asteroides son cuerpos menores concentrados
mayoritariamente en el cinturón de
asteroides entre las órbitas de Marte y Júpiter. Su tamaño
varia entre los 50 m hasta los 1000 km de diámetro.
§
Los objetos transneptunianos son objetos helados de órbitas estables pertenecientes
a la zona exterior del
sistema solar. Se ubican en regiones como el cinturón de Kuiper,
el disco disperso
y la nube de Oort.
§
Los cometas
son objetos helados pequeños conformados por hielo, polvo y rocas. Generalmente
poseen órbitas muy excéntricas. Tienen su origen en el cinturón de Kuiper y la
nube de Oort.
§
Los meteoroides son objetos menores de 50 m de diámetro, pero
mayores que las partículas de polvo cósmico. Suelen ser fragmentos de cometas,
asteroides y objetos más grandes.
El espacio
interplanetario en torno al Sol contiene material disperso procedente de la
evaporación de cometas y del escape de material proveniente de los diferentes
cuerpos masivos. El polvo interplanetario (especie de polvo interestelar)
está compuesto de partículas microscópicas sólidas. El gas interplanetario es
un tenue flujo de gas y partículas cargadas que forman un plasma
que es expulsado por el Sol en el viento solar.
El límite exterior del sistema solar se define a través de la región de
interacción entre el viento solar y el medio interestelar originado de la
interacción con otras estrellas. La región de interacción entre ambos vientos
se denomina heliopausa
y determina los límites de influencia del Sol. La heliopausa puede encontrarse
a unas 100 UA
(15 000 millones de kilómetros del Sol).
Los sistemas
planetarios detectados alrededor de otras estrellas parecen muy diferentes del
sistema solar, si bien con los medios disponibles solo es posible detectar
algunos planetas de gran masa en torno a otras estrellas. Por tanto, no parece
posible determinar hasta qué punto el sistema solar es característico o atípico
entre los sistemas planetarios del universo.
Distancias
de los planetas
Las órbitas de
los planetas mayores se encuentran ordenadas a distancias del Sol crecientes,
de modo que la distancia de cada planeta es aproximadamente el doble que la del
planeta inmediatamente anterior, aunque esto no se ajusta a todos los planetas.
Esta relación se expresa mediante la ley de Titius-Bode,
una fórmula matemática aproximada que indica la distancia de un planeta al Sol,
en Unidades
Astronómicas (UA):
{\displaystyle a=0,4+0,3\times k\,\!}
donde
{\displaystyle k}
= 0, 1, 2, 4,
8, 16, 32, 64, 128.
Donde la
órbita de Mercurio se encuentra en k = 0 y semieje mayor 0,4 UA, la órbita de
Marte es k = 4 a 1,6 UA, y Ceres (el mayor asteroide) es k = 8. En realidad las
órbitas de Mercurio y Marte se encuentran en 0,38 y 1,52 UA. Esta ley no se
ajusta a todos los planetas, por ejemplo Neptuno está mucho más cerca de lo que
predice esta ley. No hay ninguna explicación de la ley de Titius-Bode y muchos
científicos consideran que se trata tan solo de una coincidencia.43
Formación
y evolución
El sistema
solar se formó hace 4568 millones de años por el colapso gravitatorio de una
parte de una nube molecular gigante. Esta nube primigenia tenía varios años luz
de diámetro y probablemente dio a luz a varias estrellas.44 Como es
normal en las nubes moleculares, consistía principalmente de hidrógeno, algo de
helio y pequeñas cantidades de elementos pesados surgidos de previas
generaciones estelares. A medida que la región —conocida como nebulosa
protosolar—45 se convertía
en el sistema solar, colapsaba y la conservación del momento angular hizo que
rotase más deprisa. El centro, donde se acumuló la mayor parte de la masa, se
volvió cada vez más caliente que el disco circundante.44 A medida que
la nebulosa en contracción rotaba más deprisa, comenzó a aplanarse en un disco
protoplanetario con un diámetro de alrededor de 200 UA44 y una densa
y caliente protoestrella en el centro.4647 Los planetas
se formaron por acreción a partir de este disco48 en el que el
gas y el polvo atraídos gravitatoriamente entre sí se unen para formar cuerpos
cada vez más grandes. En este escenario, cientos de protoplanetas podrían haber
surgido en el temprano sistema solar que acabaron fusionándose o fueron
destruidos dejando los planetas, los planetas enanos y el resto de cuerpos menores.
Gracias a sus
puntos de ebullición más altos, solo los metales y silicatos
podían existir en forma sólida cerca del Sol, en el cálido sistema solar
interior; estos fueron finalmente los componentes de Mercurio, Venus, la Tierra
y Marte: los planetas rocosos. Debido a que los metales solo eran una pequeña
parte de la nebulosa solar, los planetas terrestres no se podían hacer muy
grandes. Los planetas gigantes (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno) se formaron
más lejos, más allá de la línea de congelación: el límite entre las órbitas de
Marte y Júpiter donde las temperaturas son lo suficientemente bajas como para
que los compuestos volátiles permanezcan sólidos. Los hielos que forman estos
planetas eran más abundantes que los metales y silicatos que formaron los
planetas terrestres interiores, por lo que los permitió crecer hasta ser lo
suficientemente masivos como para capturar grandes atmósferas de hidrógeno y
helio: los elementos más ligeros y abundantes. Los residuos restantes que no
llegaron a convertirse en planetas se agruparon en regiones como el cinturón de
asteroides, el cinturón de Kuiper y la nube de Oort. El modelo de Niza explica
la aparición de estas regiones y propone que los planetas exteriores se podrían
haber formado en sitios diferentes de los actuales a los que habrían llegado
tras múltiples interacciones gravitatorias.
Tras cincuenta
millones de años, la densidad del hidrógeno y la presión en el centro de la
protoestrella se hicieron tan grandes que comenzó la fusión termonuclear.49 La
temperatura, la velocidad de reacción, la presión y la densidad aumentaron
hasta alcanzar el equilibrio hidrostático: la presión térmica igualó a la
fuerza de la gravedad. En ese momento, el Sol entró en la secuencia principal.50 El tiempo
que estará en la secuencia principal será de unos diez mil millones de años; en
comparación, todas las fases previas al encendido termonuclear duraron unos dos
mil millones de años.51 El viento
solar formó la heliosfera que barrió los restos de gas y polvo del disco
protoplanetario (y los expulsó al espacio interestelar), con lo que terminó el
proceso de formación planetaria. Desde entonces, el Sol se ha ido haciendo cada
vez más brillante; en la actualidad es un 70% más brillante que a su entrada en
la secuencia principal.52
El sistema
solar continuará más o menos como lo conocemos hasta que todo el hidrógeno del
núcleo del Sol se haya convertido en helio, situación que tendrá lugar dentro
de cinco mil millones de años. Esto marcará el final de la estancia del Sol en
la secuencia principal. En ese momento el núcleo colapsará y la producción de
energía será mucho mayor que en el presente. Las capas exteriores se expandirán
unas doscientas sesenta veces su diámetro actual, por lo que se convertirá en
una gigante roja.
El gran aumento de su superficie hará que esté muchísimo más frío (del orden de
2600 K).51 Se espera
que el Sol en expansión vaporice Mercurio y Venus y vuelva la Tierra
inhabitable al mover la zona de habitabilidad más allá de la órbita de Marte.
Por último, el núcleo estará lo bastante caliente para fusionar el helio; el
Sol quemará helio durante una fracción del tiempo que estuvo quemando
hidrógeno. El Sol no tiene la suficiente masa para comenzar la fusión de
elementos pesados, por lo que las reacciones nucleares en el núcleo
disminuirán. Las capas exteriores se perderán en el espacio en forma de
nebulosa planetaria, devolviendo parte del material con el que se formó el Sol
—enriquecido con elementos pesados como el carbono— al medio interestelar y
dejando atrás una enana blanca
con la mitad de la masa original del Sol y el tamaño de la Tierra (un objeto
extraordinariamente denso).53
Planetas
Los ocho planetas
que componen el sistema solar son, de menor a mayor distancia respecto al Sol,
los siguientes:
§
Mercurio
§
Venus
§
Tierra
§
Marte
§
Júpiter
§
Saturno
§
Urano
§
Neptuno
Los planetas
son cuerpos que giran formando órbitas alrededor de la estrella, tienen
suficiente masa
para que su gravedad
supere las fuerzas del cuerpo rígido, de manera que asuman una forma en equilibrio
hidrostático (prácticamente esférica), y han limpiado la
vecindad de su órbita de planetesimales
(dominancia orbital).
Los planetas
interiores son Mercurio, Venus, la Tierra y Marte y tienen la superficie
sólida. Los planetas exteriores son Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, también
denominados planetas gaseosos porque contienen en sus atmósferas gases como el helio,
el hidrógeno
y el metano,
y no se conoce con certeza la estructura de su superficie.
El 24 de agosto
de 2006, la Unión Astronómica
Internacional (UAI) excluyó a Plutón
como planeta del sistema solar, y lo clasificó como planeta enano.
A principios
del año 2016 se publicó un estudio según el cual puede existir un noveno planeta
en el sistema Solar, al que dieron el nombre provisional de Phattie.
Dicho estudio se centró en la explicación de las órbitas de muchos de los
objetos en el cinturón de Kuiper, que difieren mucho con las órbitas que se
calculan, incluidos objetos muy conocidos como Sedna.
Por tanto se surgió originalmente la idea de la existencia de un objeto no
conocido perturbando dichas órbitas. Utilizando modelos matemáticos se
realizaron simulaciones en computadora, y se determinó que el posible planeta
tendría una órbita excéntrica a una distancia de unas entre 700 y 200 UA
del Sol, y tardaría unos diez o veinte mil años en dar una vuelta
Planetas
enanos
Los cinco planetas enanos
del sistema solar, de menor a mayor distancia respecto al Sol, son los
siguientes:
§
Ceres
§
Plutón
§
Haumea
§
Makemake
§
Eris
Los planetas
enanos son aquellos que, a diferencia de los planetas, no han limpiado la
vecindad de su órbita.
Poco después
de su descubrimiento en 1930, Plutón fue clasificado como un planeta por la Unión Astronómica
Internacional (UAI). Sin embargo, tras el descubrimiento de
otros grandes cuerpos con posterioridad, se abrió un debate con objeto de
reconsiderar dicha decisión. El 24 de agosto de 2006, en la XXVI Asamblea
General de la UAI en Praga,
se decidió que el número de planetas no se ampliase a doce, sino que debía
reducirse de nueve a ocho, y se creó entonces la nueva categoría de planeta enano,
en la que se clasificaría
Plutón, que dejó por tanto de ser considerado planeta debido
a que, por tratarse de un objeto transneptuniano
perteneciente al cinturón de Kuiper,
no ha limpiado la vecindad de su órbita de objetos pequeños.
* El diámetro
y masa se expresan aquí tomando como referencia los datos de la Tierra.
Grandes
satélites del sistema solar
Algunos
satélites del sistema solar son tan grandes que, si se encontraran orbitando
directamente alrededor del Sol, se clasificarían como planetas o como planetas
enanos; por orbitar a los planetas principales, estos cuerpos pueden
denominarse «planetas secundarios». El siguiente listado recoge los satélites
del sistema solar que mantienen un equilibrio
hidrostático:
Cuerpos
menores
Planetas
menores o planetoides
Los cuerpos
menores del sistema solar están agrupados en:
§
Objetos
transneptunianos y Cinturón de Kuiper
§
Nube de Oorto
Un cuerpo menor del sistema solar (CMSS
o del inglés
SSSB, small Solar System body) es, según la resolución de la UAI
(Unión Astronómica Internacional) del 22 de agosto de 2006, un cuerpo celeste
que orbita en torno al Sol y que no es planeta,
ni planeta enano,
ni satélite:
Recreación
artística del nacimiento del Sistema Solar (NASA)
Todos los
otros objetos [referido a los que no sean ni planetas ni planetas enanos ni
satélites], y que orbitan alrededor del Sol, se deben denominar colectivamente
«cuerpos menores del sistema solar» (Small Solar-System Bodies).
Estos
actualmente incluyen la mayoría de los asteroides del sistema solar, la mayoría
de los objetos transneptunianos (OTN), cometas, y otros pequeños cuerpos.56
Por
consiguiente, según la definición de la UAI, son cuerpos menores del sistema
solar, independientemente de su órbita y composición:
§
Los asteroides
§
Los cometas
§
Los meteoroides
Según las
definiciones de planeta
y de planeta enano,
que atienden a la esfericidad del objeto debido a su gran masa, se puede
definir como «cuerpo menor del sistema solar», por exclusión, a todo cuerpo
celeste que, sin ser un satélite, no haya alcanzado suficiente tamaño o masa
como para adoptar una forma esencialmente esférica.
Según algunas
estimaciones, la masa requerida para alcanzar la condición de esfericidad se
situaría en torno a los 5 x 1020 kg, resultando el diámetro mínimo en torno a los 800
km. Sin embargo, características como la composición química, la temperatura,
la densidad o la rotación de los objetos pueden variar notablemente los tamaños
mínimos requeridos, por lo que se rechazó asignar valores apriorísticos a la
definición, dejando la resolución individual de cada caso a la observación
directa.57
Según la UAI,
algunos de los cuerpos menores del sistema solar más grandes podrían
reclasificarse en el futuro como planetas enanos,
tras un examen para determinar si están en equilibrio
hidrostático, es decir: si son suficientemente grandes para
que su gravedad venza las fuerzas del sólido rígido hasta haber adoptado una
forma esencialmente esférica.58
Exceptuando
los objetos
transneptunianos, los cuerpos menores del sistema solar de
mayor tamaño son Vesta
y Palas,
con algo más de 500 km de diámetro.
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