Planeta

Este elemento es una ampliación de los cursos y guías de Lawi. Ofrece hechos, comentarios y análisis sobre este tema. [aioseo_breadcrumbs] Un cuerpo celeste relativamente grande y redondeado que se desarrolló alrededor de una estrella y no puede sostener reactores de fusión nuclear en su interior. Aunque la humanidad conoce la existencia de planetas en nuestro sistema solar desde hace siglos, los descubrimientos recientes han puesto en tela de juicio la definición simple y convencional de planeta. Estos descubrimientos de las últimas décadas incluyen estrellas “fallidas” llamadas enanas marrones, miles de “exoplanetas” más allá de nuestro sistema solar, incluidos exoplanetas “rebeldes” que no orbitan alrededor de las estrellas, así como varios cuerpos nuevos similares a planetas en la región más allá de Plutón. Teniendo en cuenta la riqueza de nuestro sistema solar y de los exoplanetas, los planetas son extremadamente diversos como clase de objeto celeste, existiendo una amplia gama de masas, tamaños y composiciones. Véase también: Enana marrón; Exoplanetas; Sistema solar

Los planetas adquieren sus innumerables características a partir de un origen común como material alrededor de una estrella, ya sea un residuo de la formación estelar inicial o, hipotéticamente, del desprendimiento de masa de una estrella envejecida. Este artículo se centrará en los planetas (y otros cuerpos relacionados) de nuestro sistema solar como ejemplos por excelencia del origen, desarrollo y naturaleza de estos objetos.

Origen y taxonomía de los planetas del Sol

El modelo estándar de formación del sistema solar supone que la nebulosa solar primitiva que dio lugar al Sol y a los planetas se condensó a partir de una nube interestelar difusa de gas y restos de otros materiales. El colapso de la nube pudo iniciarse por enfriamiento (si la presión térmica en la nube ya no podía equilibrar la autogravedad de la nube) o por perturbaciones que crearon una región local de alta densidad. En cualquier caso, una vez que la autogravedad iniciara la condensación, el colapso de la nube habría sido un proceso desbocado. La nube habría aumentado su velocidad de rotación a medida que se condensaba (como una patinadora que tira de sus brazos), formando finalmente un disco giratorio, conocido como disco protoplanetario, con la mayor parte de su masa en el centro. Esta masa central se convirtió en la base de un proto-Sol, y las moléculas y átomos del resto del disco se asentaron en el plano central del mismo. Algunas moléculas se habrían condensado en partículas sólidas, y las partículas se habrían acumulado en planetesimales, los bloques de construcción de los planetas. Véase también: Nube molecular; Protoestrella

Se cree que el hidrógeno y el helio constituían el 98% de la nebulosa solar, seguidos por el agua (H2O), el metano (CH4) y el amoníaco (NH3), que son las formas hidrogenadas del carbono, el nitrógeno y el oxígeno, respectivamente; los silicatos (rocas); y los metales (sobre todo como hierro y níquel). Estos diversos componentes se condensaron en partículas sólidas en el plano central del disco, pero como los metales, las rocas y los hielos se solidifican a diferentes temperaturas, hubo un gradiente de composición en función de la distancia al proto-Sol. Más allá de la “línea de congelación” (quizás entre 2 y 5 veces la distancia media entre el Sol y la Tierra, de 150 millones de km, también conocida como unidad astronómica o UA), los compuestos volátiles como el agua, el metano y el amoníaco podían condensarse en hielo. Esto significaba que la disponibilidad de material sólido era varias veces mayor fuera de la línea de congelación que dentro de ella. Los núcleos planetarios fuera de la línea de congelación eran, por tanto, más masivos, lo suficiente como para atraer y retener atmósferas de hidrógeno y helio. Véase también: Unidad astronómica; Carbono; Helio; Hidrógeno; Hierro; Níquel; Oxígeno

Los ocho planetas (mayores) del sistema solar se dividen en dos grupos básicos: los pequeños y densos planetas terrestres -Mercurio, Venus, la Tierra y Marte- y los planetas gigantes o jovianos Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. Todos los planetas terrestres están situados relativamente cerca del Sol, mientras que los planetas gigantes de menor densidad se extienden desde Júpiter a grandes distancias. Los planetas terrestres tienen atmósferas relativamente poco profundas en comparación con la mayor parte de su material constitutivo, mientras que los gigantes gaseosos tienen atmósferas profundas y voluminosas en comparación con sus interiores no gaseosos. Véase también: Júpiter; Marte; Mercurio (planeta); Neptuno; Saturno; Urano; Venus

Se cree que los planetas terrestres (Mercurio, Venus, la Tierra y Marte) se formaron en una región dominada por planetesimales metálicos y rocosos, y sus gravedades superficiales no fueron suficientes para retener los gases de hidrógeno y helio. Por el contrario, los gigantes gaseosos (Júpiter y Saturno) acretaban núcleos masivos con velocidades de escape extremadamente altas. Conservaron atmósferas de hidrógeno y helio. Su composición actual es similar a la de las primeras nebulosas solares: 98% de hidrógeno y helio con trazas de otros componentes. Urano y Neptuno se denominan a veces “gigantes de hielo” porque su composición es similar a la de los cometas. Tienen menos hidrógeno y helio que Júpiter y Saturno, pero se acumularon a partir de numerosos planetesimales helados ricos en volátiles para convertirse en un orden de magnitud más masivo que cada uno de los planetas terrestres. Por último, los objetos menos masivos, como Plutón o Eris, también son productos de acreción de planetesimales helados, pero no crecieron tanto como un Neptuno o un Urano. Véase también: Sistema solar

Definición de “planeta”

La palabra “planeta” deriva del griego planasthai, que significa “vagar”, y era utilizada por los antiguos observadores de estrellas para identificar objetos brillantes similares a estrellas que parecían vagar sobre el fondo de las estrellas fijas.

Hasta hace poco, los astrónomos también consideraban que Plutón era un planeta. Sin embargo, el descubrimiento de objetos del Cinturón de Kuiper con órbitas similares a la de Plutón y, en particular, el descubrimiento en 2003 de Eris, un objeto del sistema solar muy lejano y comparable a Plutón, desencadenó un prolongado debate sobre si Plutón podía considerarse realmente un planeta. En 2006, los miembros de la Unión Astronómica Internacional (UAI) definieron un planeta de nuestro sistema solar como “un cuerpo celeste que (a) está en órbita alrededor del Sol, (b) tiene suficiente masa para que su autogravedad supere las fuerzas del cuerpo rígido, de modo que asume una forma de equilibrio hidrostático (casi redonda), y (c) ha despejado la vecindad alrededor de su órbita” mediante la dispersión gravitatoria. En este contexto, el “equilibrio hidrostático” produce formas aproximadamente esféricas para los objetos que giran lentamente y elipsoides para los que giran rápidamente.

Los astrónomos también definieron una nueva clase de objetos, los planetas enanos, para designar a los cuerpos más pequeños y menos masivos que son “redondos” (en equilibrio hidrostático), pero incapaces de despejar su vecindad orbital mientras giran alrededor del Sol.

Así, el término “planeta” se aplica ahora formalmente sólo a los ocho mundos más grandes del sistema solar. Plutón, Eris y el gran asteroide Ceres se convirtieron en los primeros objetos en llamarse planetas enanos, denominación que también se dio posteriormente a los grandes objetos recientemente descubiertos Haumea y Makemake en el Cinturón de Kuiper. Véase también: Ceres; Plutón

La UAI no ha definido un límite máximo de tamaño o masa para un planeta. Sin embargo, muchos astrónomos se inclinan informalmente por un límite de 13 veces la masa de Júpiter (suponiendo que el objeto tenga proporciones elementales similares). Los cuerpos de mayor masa pueden generar energía a través de la fusión del deuterio en sus núcleos, por lo que se considera que pertenecen a una clase de objetos subestelares llamados enanas marrones. Véase también: Enana marrón

Cuerpos menores

Cada uno de los planetas, desde la Tierra hasta Neptuno, está acompañado por uno o más cuerpos secundarios llamados satélites, y más convencionalmente llamados y pensados como “lunas”. Muchos de los satélites más pequeños, por ejemplo alrededor de los gigantes gaseosos del sistema solar, no son observables desde la Tierra, sino que se descubrieron durante las visitas de las naves espaciales. Véase también: Satélite (astronomía)

El disco de gas y polvo que rodeaba al Sol naciente también dio lugar a una multitud de cuerpos más pequeños, que se dividen en dos grupos principales. Los asteroides, de los que cerca de 250.000 tienen órbitas bien determinadas, son rocosos y están confinados en gran medida entre las órbitas de Marte y Júpiter; los objetos del Cinturón de Kuiper, de los que se conocen ahora unos 1.400 pero que pueden llegar a ser miles de millones, son principalmente helados y se encuentran más allá de la órbita de Neptuno. Véase también: Asteroide; Cinturón de Kuiper

Posibles planetas desconocidos

Durante el siglo XIX, algunos investigadores pensaron que una irregularidad inexplicable en el movimiento de Mercurio era causada por un planeta desconocido que circulaba entre el Sol y Mercurio, llamado Vulcano, que se buscaba en vano. Esta irregularidad fue explicada satisfactoriamente en 1915 por la teoría general de la relatividad de Albert Einstein. Ahora se sabe con certeza que no puede existir ningún planeta intramercuriano de más de 50 km. Véase también: Relatividad

El descubrimiento de objetos en el Cinturón de Kuiper a partir de 1992 ha impulsado los esfuerzos por encontrar grandes cuerpos más allá de la órbita de Neptuno. Eris, un objeto ligeramente más pequeño que Plutón pero más masivo, fue descubierto en 2003 a una distancia de 97 UA, casi 21/2 veces la distancia heliocéntrica media de Plutón. Los modelos teóricos de la formación del Cinturón de Kuiper y de la evolución de los planetas exteriores sugieren que aún quedan por descubrir objetos más grandes del Cinturón de Kuiper. Véase también: Cinturón de Kuiper; Grandes objetos del Cinturón de Kuiper; Plutón

Por ejemplo, en 2016, basándose en órbitas anormales e inexplicables de objetos del Cinturón de Kuiper, los investigadores propusieron la existencia de un cuerpo apodado Planeta Nueve. Este mundo podría poseer hasta 10 masas terrestres, lo que lo convertiría en una “supertierra”, un tipo de cuerpo comúnmente encontrado en las búsquedas de exoplanetas pero sin precedentes en nuestro sistema solar. Se estima que su órbita lo lleva entre 200 UA y 1200 UA desde el Sol, y por tanto a un mínimo de cinco veces la distancia media de Plutón. La búsqueda del Planeta Nueve sigue en curso.

Órbitas y movimientos planetarios

Los movimientos de los planetas en sus órbitas alrededor del Sol y de otras estrellas se rigen por tres leyes de movimiento descubiertas por Johannes Kepler a principios del siglo XVII. Véase también: Mecánica celeste; leyes de Kepler

• Primera ley: La órbita de un planeta es una elipse, con el Sol o la estrella anfitriona en uno de sus focos. Véase también: Elipse.
• Segunda ley (ley de las áreas): A medida que un planeta gira en su órbita, el radio vector (la línea que va desde el Sol o la estrella hasta el planeta) barre áreas iguales en intervalos de tiempo iguales.
• Tercera ley (la ley armónica): El cuadrado del periodo de revolución P es proporcional al cubo del semieje mayor de la órbita a; es decir, para todos los planetas la relación P2/a3 es una constante.

La posición de un planeta en su órbita y la orientación de ésta en el espacio están completamente definidas por siete elementos orbitales. Estos son: (1) el eje semimayor a, (2) la excentricidad e, (3) la inclinación i del plano de la órbita con respecto al plano de la eclíptica, (4) la longitud Ω del nodo ascendente N, (5) el ángulo ω desde el nodo ascendente N al perihelio q, (6) el periodo sideral de revolución P, o el movimiento medio (diario) n = 2π/P, y (7) la fecha de paso del perihelio T, o época E.

La intersección NN′ del plano de la órbita de un planeta y el plano de la eclíptica (definido por la órbita de la Tierra) es la línea de nodos. El planeta cruza el plano de la eclíptica de sur a norte en el nodo ascendente N y de norte a sur en el nodo descendente N′. La longitud del nodo ascendente es el ángulo Ω medido en el plano de la eclíptica desde el equinoccio de primavera ∊. La ubicación del plano de la órbita en el espacio se define por i y Ω, la orientación de la elipse en este plano por ω, su forma por e, su tamaño por a, y la posición del planeta en la elipse por P y T (y por el tiempo t). Véase también: Movimiento orbital

Los elementos orbitales de los planetas se deducen a partir de observaciones telescópicas precisas de las posiciones de los planetas en el cielo con respecto a las estrellas de fondo, junto con los datos de seguimiento de las naves espaciales en las proximidades de los planetas y las mediciones de alcance y velocidad derivadas del radar. Los elementos orbitales permiten calcular el movimiento de cada cuerpo en el pasado y en el futuro; un conjunto de estas posiciones calculadas, publicado en forma de tabla, se denomina efemérides. Véase también: Efemérides

Características planetarias

Como se ha señalado anteriormente, los planetas de nuestro sistema solar presentan al menos dos variedades básicas: pequeños y rocosos o grandes y gaseosos. Además, se ha teorizado que podrían existir exoplanetas con “superficies” totalmente líquidas, formadas por voluminosos océanos o magma. Estos tipos básicos de planetas surgen en función de la masa, el radio, los materiales que los componen, la distancia orbital a la estrella anfitriona y otras variables. Véase sobre este tema y acerca de la velocidad orbital.

Disrupción catastrófica y reacreación

Una disrupción catastrófica se define como una colisión en la que el fragmento más grande tiene menos de la mitad de la masa del objeto original. En el sistema solar abundan las pruebas de disrupción catastrófica. Por ejemplo:

1. Se cree que el sistema Tierra-Luna es el resultado del impacto de un objeto del tamaño de Marte contra la Tierra primitiva. Muchos restos fueron expulsados al espacio y algunos de ellos (fuera del límite de Roche) se acumularon para formar la Luna. Véase también: Luna

2. El planeta Urano gira sobre su costado (su polo norte se encuentra casi en el plano del sistema solar, mientras que los polos norte de la mayoría de los planetas apuntan hacia fuera del sistema solar). Esta orientación debe ser el resultado de un impacto masivo en el Urano primitivo.

3. Plutón, al igual que Urano, gira sobre su costado. Además, es casi seguro que los tres satélites de Plutón se formaron a partir de restos posteriores al impacto que orbitaban alrededor de Plutón. Todos los satélites de Plutón están fuera del límite de Roche de Plutón (como era de esperar, ya que no habrían reacreditado dentro del límite de Roche).

4. Las familias de asteroides son grupos de asteroides cuyas órbitas indican que alguna vez formaron parte del mismo progenitor. En algunos casos, las órbitas pueden rastrearse hacia atrás para determinar el momento preciso de la ruptura.

5. Los meteoritos son rocas procedentes del espacio interplanetario que llegan a la superficie de la Tierra. Una clase de meteoritos está formada casi exclusivamente por hierro. Se cree que se formaron en el interior de objetos que eran lo suficientemente grandes como para sufrir una diferenciación gravitatoria. El material denso (hierro) se asienta en el núcleo, y el material más ligero (roca) forma la corteza. La existencia de meteoritos de hierro implica que los objetos grandes y diferenciados vagaron por el cinturón de asteroides en un momento dado, pero sufrieron una disrupción catastrófica y sus núcleos se convirtieron en la fuente de los meteoritos de hierro. Véase también: Meteorito

Campos magnéticos

Algunos planetas tienen un interior fluido y conductor. En el caso de la Tierra y Venus, los núcleos están formados por aleaciones de hierro más densas que los silicatos (rocas) y se han acumulado para formar núcleos ricos en hierro. En el caso de Júpiter y Saturno, sus núcleos de hidrógeno metálico son conductores. (El hidrógeno metálico es tan denso que algunos electrones no están ligados a un protón, sino que son libres de moverse por el medio). Un cuerpo con un interior fluido conductor es un candidato a tener una dinamo.

Características de una dinamo

Una dínamo es un mecanismo que convierte la energía mecánica en energía eléctrica, incluyendo el ejemplo específico de un interior planetario convectivo que genera corrientes eléctricas y campos magnéticos. Los detalles cuantitativos del funcionamiento de las dinamos son objeto de estudio, pero a continuación se exponen algunos principios generales:

1. Puede existir una dínamo planetaria cuando un fluido conductor se mueve a través de líneas de campo magnético. El campo magnético induce bucles de corriente en el fluido, que a su vez genera un nuevo campo magnético que se añade al campo magnético ambiental. El proceso es autoexcitado; todo lo que se requiere es un fluido suficientemente conductor en movimiento. Véase también: Ley de inducción de Faraday

2. Los campos magnéticos planetarios requieren fuentes de energía; de lo contrario, decaerían en escalas de tiempo mucho más cortas que la edad del sistema solar. Por ejemplo, en ausencia de una dinamo, el tiempo de decaimiento del campo magnético generado en el núcleo de la Tierra es del orden de 10.000 años. La implicación es que el campo magnético de un planeta debe generarse continuamente.

Basado en la experiencia de varios autores, mis opiniones, perspectivas y recomendaciones se expresarán a continuación (o en otros lugares de esta plataforma, respecto a las características en 2026 o antes, y el futuro de esta cuestión):

3. Las dínamos pueden producirse cuando el número de Reynolds magnético (igual al producto de la velocidad típica y la escala de longitud del movimiento en el fluido conductor, dividido por la difusividad magnética) es superior a 10 o 100 y cuando los movimientos del fluido tienen ciertas características. Estos movimientos del fluido podrían ser probablemente de convección en presencia de una fuerza de Coriolis suficientemente grande. Véase también: Convección (calor); Aceleración de Coriolis

4. La lentitud de la rotación de Venus no explica la ausencia de dínamo. El período sideral de 243 días de este planeta es suficiente para generar las fuerzas de Coriolis necesarias. De hecho, para un determinado gradiente de temperatura, las tasas de rotación más lentas conducen a velocidades convectivas más rápidas. Una explicación plausible de la falta de dínamo en Venus es que su núcleo líquido no sufre convección.

5. La conductividad eléctrica del fluido podría no ser alta (aunque los buenos conductores hacen las dinamos más eficientes). Dado que una alta conductividad eléctrica está relacionada con una alta conductividad térmica, un núcleo líquido con una alta conductividad eléctrica podría enfriarse por conducción en lugar de por convección. Parece que los planetas terrestres están cerca del umbral de conducción frente a convección (es decir, la Tierra apenas está en el régimen convectivo). Los gigantes gaseosos están seguramente en el régimen convectivo.

Auroras

Las partículas cargadas (electrones, protones, iones) están obligadas a moverse a lo largo de las líneas de campo magnético. En primer lugar, todos los campos magnéticos de los planetas son predominantemente dipolares (es decir, imitan los campos producidos por simples barras magnéticas), aunque los dipolos de Urano y Neptuno están muy desplazados del centro de estos planetas. Las partículas cargadas dentro de la magnetosfera de un planeta son guiadas a lo largo de las líneas del campo magnético hasta que se cruzan con la atmósfera del planeta, a menudo cerca de los polos magnéticos norte y sur. Los átomos de la atmósfera se ionizan y/o se excitan por colisiones con las partículas cargadas entrantes. Los átomos excitados emiten la luz auroral cuando vuelven a sus niveles de energía normales.

Como la fuente de partículas cargadas suele ser mayor que el planeta (en la Tierra, el viento solar es la principal fuente de partículas cargadas), las auroras se producen en pares simétricos, aurora boreal y aurora austral, en ambos polos magnéticos. En Júpiter y Saturno, las auroras son creadas por partículas creadas dentro de sus magnetosferas, a diferencia de las partículas atrapadas del viento solar. Algunas de estas partículas son electrones que salen despedidos de los satélites; las partículas expulsadas siguen líneas de campo desde la superficie de los satélites hasta lugares específicos de cada planeta. En el caso de Júpiter, los satélites Io, Ganímedes y Europa producen cada uno una “huella auroral” cerca del anillo auroral más amplio de Júpiter. Las huellas aparecen como puntos brillantes en los puntos donde las líneas del campo magnético de los satélites se cruzan con la atmósfera de Júpiter. Véase también: Aurora; Viento solar

Atmósferas planetarias

Una atmósfera es una capa de gases que envuelve un cuerpo celeste, como un planeta o una luna. Las atmósferas de los planetas terrestres están compuestas principalmente por dióxido de carbono, nitrógeno, agua y, en el caso de la Tierra, oxígeno; Mercurio tiene una envoltura muy tenue dominada por átomos de sodio y potasio. Las atmósferas de los planetas gigantes están compuestas principalmente por hidrógeno y helio, con cantidades menores de metano, amoníaco y agua.

Los movimientos atmosféricos son impulsados por los gradientes de temperatura -en general, los existentes entre las regiones ecuatoriales cálidas y las zonas polares más frías-. Así, una atmósfera tiende a redistribuir el calor sobre la superficie planetaria, disminuyendo las temperaturas extremas que se dan en los cuerpos sin aire. Véase también: Temperatura

Las atmósferas de los planetas terrestres, ya sea directamente por la erosión del viento o indirectamente por las precipitaciones, son un factor importante en la modificación de las características de la superficie y en la reorganización de la distribución de los materiales superficiales. Mercurio, al carecer prácticamente de aire, presenta una superficie relativamente poco modificada, de aspecto muy similar a la de la Luna. Véase también: Erosión; Viento

Exoplanetas

El estudio continuo de los miles de exoplanetas conocidos está revelando que la diversidad dentro de nuestro sistema solar no es más que una mera muestra de las posibilidades en términos de dimensiones orbitales, masa, radio, composición, clima y otras numerosas variables relativas a los cuerpos planetarios. El conocimiento de la diversidad planetaria no hará más que aumentar en las próximas décadas a medida que nuevas misiones e instrumentos descubran y caractericen más profundamente los sistemas solares cercanos más accesibles para estudios detallados. Véase también: Exoplanetas.

Datos verificados por: Thompson
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Planeta

Recursos

Traducción al Inglés

Traducción al inglés de Planeta: Planet

Véase También

Derecho interplanetario

Bibliografía

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