En uno de los brazos
exteriores de la Vía Láctea, el llamado brazo de Orión, y situado a unos 30.000
años luz del centro de la misma, se encuentra el Sistema Solar, un sistema
planetario formado por ocho planetas que orbitan alrededor del Sol, situado en
su centro. Además de los ocho planetas: Mercurio, Venus, Tierra, Marte,
Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, existen otros objetos de menor tamaño tales
como los planetas enanos y los asteroides.
El Sol.
El So es una
estrella mediana-pequeña. Pertenece a la clase espectral G (ver Galaxias y estrellas) y su temperatura
superficial es de unos 6.000 0C, mientras que en su interior se
estima que pueden alcanzarse temperaturas próximas a los 15.000.000 de 0C.
Su masa es de 2.10 30 kg, es decir, más de 300.000 veces la masa de
la Tierra (6.1024 kg) y obtiene su energía de la fusión de átomos de
hidrógeno que, a la enormes temperaturas que existen en su núcleo, son capaces
de vencer las fuerzas de repulsión electrostática y se transforman en helio
desprendiendo una gran cantidad de energía. Se estima que el Sol transforma en
helio 4,5 millones de toneladas de hidrógeno por segundo. El proceso recibe el
nombre de cadena protón-protón y se puede escribir de forma simplificada como:
|
|
 |
Nota. Aunque parece que el proceso protón-protón es
el fundamental en estrellas de masa igual o menor a la del Sol, en las
estrellas de mayor masa tiene lugar con preferencia otro proceso de fusión, el
llamado ciclo CNO (carbono-nitrógeno-oxígeno), así llamado porque estos elementos
actúan como catalizadores en las reacciones intermedias. La reacción global es:
El radio del Sol
es de 700.000 km (unas 100 veces el radio de la Tierra), su gravedad es de 274
m/s2 , (28 veces superior a la de la Tierra) y se desplaza alrededor
del centro de nuestra galaxia a una velocidad de 250 km/s (900.000 km/h), tardando
unos 225 millones de años en completar su órbita.
Nuestro Sol está
actualmente en la secuencia principal (ver Galaxias
y estrellas). Su edad se estima en unos 4.500 millones de años y se calcula
que permanecerá estable otros 4.500 millones de años. Entonces habrá “quemado”
prácticamente todo el hidrógeno del que dispone y entrará en una fase al final
de la cual se convertirá en una gigante roja (se expandirá hasta que su tamaño
llegue, aproximadamente, hasta la órbita de Marte) y comenzará a fusionar
átomos de helio para obtener elementos más pesados. A partir de ahí el sol se
volverá bastante inestable atravesando periodos de contracción gravitatoria y
otros de violenta expansión, como consecuencia de los cuales expulsará parte de
la materia que lo forma originando una nebulosa en torno suyo, pero poco a poco
su capacidad para producir energía y radiación que contrarreste la fuerza de
gravedad irá disminuyendo. Al final la fuerza de gravedad ganará la partida y
el Sol se contraerá para transformarse en una pequeña y fría estrella: una
enana blanca que seguirá enfriándose más y más en el centro de la nebulosa.
La formación del Sistema Solar
La formación de
sistemas planetarios alrededor de una estrella puede explicarse partiendo de
dos teorías principales:
· Teoría de la acreción
secuencial.
Según esta teoría todo comienza a
partir de una nube de gas y polvo inicial (probablemente originada a partir de
la explosión de una supernova). A partir de ella se origina la estrella central
que queda rodeada de un disco de hidrógeno, helio y materia residual. A partir
de los materiales del disco se formarán cuerpos sólidos como la Tierra que
pueden atrapar importantes cantidades de gas para transformarse en gigantes
gaseosos como Júpiter.
· Teoría de la inestabilidad
planetaria.
Los planetas se formarían como
consecuencia de la fractura de un disco primigenio de gas y polvo.
Actualmente la
teoría de la acreción secuencial parece ser la más probable. Según dicha teoría
la formación de un sistema planetario tiene lugar en varias fases. Nuestro
sistema solar probablemente siguió una secuencia parecida.
1. 
Colapso de una nube de gas (He e H2) y polvo (H2O(s),
Fe…)
Cuando una nube interestelar alcanza
una densidad suficiente la fuerza de gravedad puede producir un colapso formando en su centro una protoestrella alrededor
de la cual se extiende un disco de materia residual en el cual los materiales sólidos
forman grumos.
La protoestrella central comienza a
fusionar el hidrógeno y a producir energía que calienta el disco.
2. Formación de los
planetesimales
Los de tamaño superior caen
hacia la estrella calentándose progresivamente y las sustancias de menor punto
de ebullición (H2O y otras) se evaporan. Esto ocurre hasta una distancia
de unas 2-4 unidades astronómicas. La llamada línea de hielo que en
nuestro sistema solar se encuentra entre las órbitas de Marte y Júpiter.
La línea de hielo marca la frontera entre
la zona interna del sistema en la que existe poco gas y bastantes cuerpos sólidos
y la zona más externa, rica en gas y en materia helada.
En la zona interior se produce la
agregación de los cuerpos rocosos inicialmente formados como consecuencia de
los múltiples choques entre ellos con el resultado final de un enjambre de
cuerpos con un tamaño aproximado de pocos kilómetros. Son los embriones de los
planetas, los planetesimales.
Entre los planetesimales y los
cuerpos más pequeños se entabla una competición por el espacio disponible: los
cuerpos de mayor tamaño, debido a su mayor atracción gravitatoria, terminarán
atrapando a los más pequeños “limpiando” una franja centrada en su órbita.
En la zona interior los
planetesimales crecen al chocar entre ellos. Las colisiones con fragmentos más
pequeños dejan la superficie de estos planetas llena de cráteres de impacto.
Los cuatro planetas interiores del
Sistema Solar: Mercurio, Venus Tierra y Marte, están compuestos de materiales
con elevados puntos de ebullición: silicatos y hierro, lo que parece indicar
que se formaron en la parte interior de la línea de hielo.
3. Formación de los planetas
exteriores.
Los planetas exteriores se formaron,
probablemente, a partir de un núcleo
sólido de tamaño similar al de la Tierra que comienza a atraer gas. Si las
condiciones son las apropiadas (composición del gas, masa del embrión,
composición del mismo…) este gas queda ligado al núcleo sólido.
Una vez formado el planeta gigante,
éste tenderá a “limpiar” su órbita formando una “zona de escombros” en el
límite interior y exterior de su órbita. Además, la creación de una franja
libre de materia crea una especie de foso que impide que el material que
procede de las zonas más exteriores caiga hacia el centro, acumulándose en el
borde externo de la órbita. El planeta gigante amontona el material del que
surgirán nuevos planetas.
En 1995 se
descubrió el primer planeta extrasolar orbitando alrededor de la estrella 51 Pegasi.
Su masa es 150 veces la de la Tierra y completa su órbita en sólo 4,2 días, lo
que significa que debe estar muy cerca de la estrella (a unos 7.500.000 km).
Desde entonces se han identificado unos 300 planetas extrasolares. Todos ellos
son planetas muy grandes (similares a Júpiter) y no han sido observados
directamente. Su existencia se deduce de las variaciones de la luz de la
estrella al pasar por delante de ella (“tránsito”) y de las perturbaciones
producidas en el movimiento de la estrella debido a su fuerza de gravedad.
Los planetas extrasolares
se han clasificado en dos grandes grupos:
Júpiteres calientes. Orbitan muy
próximos a las estrellas con órbitas casi circulares y periodos orbitales
pequeños (hasta una semana).
Gigantes excéntricos. Presentan
periodos orbitales más grandes (hasta casi diez años), masa bastante mayor y
describen órbitas muy alejadas de la estrella y muy elípticas.
Mercurio
 Datos básicos
|
|
Distancia media al Sol (UA)
|
0,387
|
|
Periodo orbital (“año”)
|
87 d 23,23 h
|
|
Periodo de rotación (“día”)
|
58 d 15,51 h
|
|
Radio ecuatorial (km)
|
2.440
|
|
Masa (kg)
|
3,30 1023
|
|
Composición
|
 Niquel-hierro, silicatos
|
|
Densidad media (g/cm3)
|
5,43
|
|
Gravedad en la superficie (m/s2)
|
3,7
|
|
Temperatura media (0C)
dia/noche
|
350 / -170
|
|
Satélites
|
No tiene
|
Mercurio es un
planeta pequeño que describe una órbita muy cercana al Sol y la que presenta
mayor excentricidad (“achatamiento” de la elipse) de todos los planetas.
Se supone que tiene un núcleo
metálico (probablemente hierro) mucho más grande que el de la Tierra. Su
superficie está totalmente cubierta de cráteres de impacto resultado del
bombardeo de meteoritos en el periodo de formación del sistema solar. Gira muy
lentamente alrededor de su eje. El día en Mercurio tiene una duración de unos
58 días terrestres.
La diferencia de
temperaturas entre el día y la noche es enorme lo que puede provocar fracturas
en las rocas que contribuyen a su erosión. En su cielo destacan dos objetos muy
brillantes: Venus y, un poco más pequeña, la Tierra, cuya luna casi puede verse
a simple vista como un pequeño punto brillante.
La sonda Mariner
10 (NASA) reveló en 1975 la existencia de una tenue atmósfera compuesta por sodio y potasio.
Hay varios acantilados enormes que cortan su superficie. Tienen unos 500 km de
longitud y el terreno de un lado del
acantilado está más elevado (2 a 4 km) y el del otro lado ha descendido. Pueden
observarse cráteres partidos en dos por este accidente geológico.
Alguien ha
descrito a Mercurio como “un mundo creado
por el Sol y que ha quedado a medio hacer”
|
Datos básicos
|
|
Distancia media al Sol (UA)
|
0,723
|
|
Periodo orbital (“año”)
|
224,7 días
|
|
Periodo de rotación (“día”)
|
- 243,02 días (retrógrado)
|
|
Radio ecuatorial (km)
|
6.052
|
|
Masa (kg)
|
4,87 1024
|
|
Composición
|
Niquel-hierro, silicatos, CO2
|
|
Densidad media (g/cm3)
|
 5,24
|
|
Gravedad en la superficie (m/s2)
|
8,87
|
|
Temperatura media (0C)
|
460
|
|
Satélites
|
No tiene
|
Venus es un
planeta muy parecido a la Tierra en tamaño, masa y proximidad al Sol, que gira
lentamente sobre su eje al revés que los demás planetas. Sin embargo, las
condiciones superficiales de Venus distan mucho de ser apacibles. Su atmósfera
es muy densa y está formada casi al 100%
de CO2. Su proximidad al Sol impidió que en Venus se formasen los
océanos que cubren la Tierra. En nuestro planeta la presencia de grandes masas
de agua facilitó que el dióxido de carbono, muy abundante en las etapas
iniciales, se disolviera para acabar creando rocas.
La atmósfera de Venus ejerce
una presión casi cien veces superior a la que existe en la superficie de
nuestro planeta y equivalente a la que existe a 1.000 m de profundidad bajo la
superficie del mar.
La gran concentración
de CO2 en la atmósfera produce un efecto invernadero elevado
provocando que la temperatura superficial ascienda hasta cerca de 500 0C.
En las nubes
situadas a unos 40 km de la superficie se forman gotas de ácido sulfúrico,
aunque no llegan a caer sobre su superficie ya que se evaporan antes debido a
la enorme temperatura. La presencia de ácido sulfúrico en las nubes superiores es
el responsable del color amarillento de Venus.
El relieve de
Venus es menos accidentado que el de la Tierra, su superficie consiste,
fundamentalmente, en llanuras con elevaciones poco pronunciadas, aunque existen
algunas montañas de considerable altura.
Uno de los
objetos más brillantes del firmamento nocturno (“el lucero de la mañana”) es un
auténtico infierno en el que algunos metales como el estaño, el plomo o el zinc
están en estado líquido.
Marte
 Datos básicos
|
|
Distancia media al Sol (UA)
|
1,52
|
|
Periodo orbital (“año”)
|
686,98 días
|
|
Periodo de rotación (“día”)
|
24,63 horas
|
|
Radio ecuatorial (km)
|
3.397
|
|
Masa (kg)
|
6,42 1023
|
|
Composición
|
 Hierro, silicatos, CO2
|
|
Densidad media (g/cm3)
|
3,94
|
|
Gravedad en la superficie (m/s2)
|
3,71
|
|
Temperatura media (0C)
|
- 46
|
|
Satélites
|
2
|
Marte, visible a simple
vista, presenta un aspecto rojizo característico en el firmamento nocturno. Durante
mucho tiempo fue uno de los más firmes candidatos a albergar vida, ya que está
situado a una distancia del Sol adecuada para que su temperatura no sea
excesivamente alta como en Mercurio o Venus. Hoy sabemos que muy probablemente
hubo zonas considerablemente extensas de agua líquida en Marte, pero eso se
calcula que sucedió hace unos 3.000 millones de años. Hoy Marte es una tierra
de volcanes inactivos, lechos de antiguos lagos secos y llanuras de lava
compuestas de basalto con una elevada proporción de óxidos de hierro que le dan
al planeta su color rojo característico. Su clima es frío y seco. Tiene una
tenue atmósfera compuesta, fundamentalmente, de CO2. La presión en
su superficie no supera los 10 hPa (en la Tierra la presión es de unos 1.000
hPa).
Cerca del ecuador
se encuentra el Valle Marineris, un inmenso cañón de 2.700 km de longitud, una
anchura de 500 km y una profundidad entre 2 y 7 km.
En ambos polos se
observan depósitos de hielo. Muy probablemente bajo una capa de CO2
sólido se encuentre agua helada.
Dos asteroides:
Fobos (22 km de diámetro) y Deimos (23 km) orbitan alrededor del planeta y a
corta distancia de éste.
El
descubrimiento, en 2003, de metano en su atmósfera alimentó nuevamente la
posibilidad de que existan procesos biológicos responsables de dicho gas.
Júpiter
 Datos básicos
|
|
Distancia media al Sol (UA)
|
5,20 UA
|
|
Periodo orbital (“año”)
|
11 años 315 días 1,1 h
|
|
Periodo de rotación (“día”)
|
9 h 55,5 min
|
|
Radio ecuatorial (km)
|
71.600
|
|
Masa (kg)
|
1,90 1027
|
|
Composición
|
H2, He
|
|
Densidad media (g/cm3)
|
 1,33
|
|
Gravedad en la superficie (m/s2)
|
23,12
|
|
Temperatura media (0C)
|
121
|
|
Satélites
|
63
|
Júpiter, el primero de los
planetas exteriores de Sistema Solar, es también el más grande. Tiene una masa
que es 2,5 veces mayor que la del resto
de los planetas juntos. Debido a su enorme masa ejerce una gran influencia
gravitatoria sobre el resto de los planetas y objetos interplanetarios (cometas
y otros).
Júpiter, al igual
que los demás planetas, se formó a partir de un disco protoplanetario, pero
debido a su enorme gravedad aún retiene los gases originales que otros planetas
más pequeños han perdido. Las densas nubes de Júpiter están compuestas de un 88
% de hidrógeno, 11 % de helio y pequeñas cantidades de metano, amoniaco, agua,
monóxido de carbono y otros. Los colores amarillos y rojizos de las nubes
probablemente se deban a compuestos del hidrógeno con azufre y fósforo.
La Gran Mancha
Roja, una inmensa tormenta del tamaño de la Tierra, es uno de los rasgos
distintivos del planeta.
El interior de
Júpiter, inobservable, probablemente contenga un núcleo rocoso de tamaño
superior a la Tierra cubierto en extensas zonas de océanos de hidrógeno líquido.
Actualmente se
conocen 63 lunas que orbitan alrededor del planeta. De ellas, cuatro: Io,
Europa, Ganímedes y Calisto ya fueron descubiertas por Galileo en 1610 y son
visibles desde la Tierra con un pequeño
telescopio.
Saturno
|
Datos básicos
|
|
Distancia media al Sol (UA)
|
9,54
|
|
Periodo orbital (“año”)
|
29 años 167 días 6,7 h
|
|
Periodo de rotación (“día”)
|
10 h 14 min
|
|
Radio ecuatorial (km)
|
60.250
|
|
Masa (kg)
|
 5,70 10 26
|
|
Composición
|
H2, He
|
|
Densidad media (g/cm3)
|
0,69
|
|
Gravedad en la superficie (m/s2)
|
9,05
|
|
Temperatura media (0C)
|
- 143
|
|
Satélites
|
60
|
Saturno, el segundo planeta más
grande del sistema solar, es famoso por sus anillos. Destaca, además, su
pequeña densidad (inferior a la del agua) que es la más pequeña de todos los
planetas.
Está formado fundamentalmente
por hidrógeno, aunque se supone que en su centro habrá un núcleo rocoso con un
tamaño varias veces superior al de la Tierra, probablemente rodeado de hidrógeno
metálico, una forma de hidrógeno líquido que tiene propiedades metálicas. Se
obtiene cuando se somete el hidrógeno a presiones elevadas y temperaturas muy
bajas. Probablemente en su superficie existan océanos de hidrógeno líquido.
Saturno presenta
en su atmósfera más exterior unas franjas similares a las de Júpiter,
aunque mucho menos coloreadas.
Los anillos son
muy finos (anchura inferior a 1 km), tienen unos 270.000 km de diámetro y están
formados por rocas heladas cuyo tamaño raramente supera el de una pelota de
baloncesto. La llamada discontinuidad de Cassini separa el anillo más exterior
(anillo A) y el interior (anillo B).
Es visible a
simple vista en el cielo nocturno como un objeto brillante de magnitud entre 0
y 1.
Titán y Encédalo
son dos de sus lunas que tienen un especial interés ya que ambas tienen
atmósfera. La de Encédalo es rica en metano y su composición podría ser similar
a la de la Tierra primitiva. Titán es muy probable que contenga agua en su
interior a poca profundidad de la superficie.
Urano
 Datos básicos
|
|
Distancia media al Sol (UA)
|
19,19
|
|
Periodo orbital (“año”)
|
84 años 3 días 15,7 h
|
|
Periodo de rotación (“día”)
|
- 17 h 14 min
|
|
Radio ecuatorial (km)
|
25.560
|
|
Masa (kg)
|
8,67 10 25
|
|
Composición
|
 H2, He, CH4
|
|
Densidad media (g/cm3)
|
1,29
|
|
Gravedad en la superficie (m/s2)
|
8,69
|
|
Temperatura media (0C)
|
- 205
|
|
Satélites
|
27
|
El disco de Urano tiene un
tono azul verdoso visto con un telescopio. Se supone que, al igual que Júpiter
y Saturno, tiene un núcleo rocoso, parecido al de la Tierra, ligeramente mayor
que ésta, rodeado de una capa de “hielo” (metano, agua y amoniaco en estado sólido)
estando su superficie cubierta por océanos de hidrógeno líquido. Su atmósfera
está formada por hidrógeno, helio y metano (que absorbe la luz roja reflejando
luz azul y verde, de ahí su coloración).
Urano también
tiene anillos, pero bastantes diferentes a los de Júpiter y Saturno. Consisten
en varios anillos muy estrechos separados por anchos intervalos.
Urano orbita alrededor del
Sol en sentido retrógrado y su eje de rotación (eje N-S), está inclinado casi
900 respecto al plano de su órbita. De esta manera su hemisferio
Norte está iluminado casi al completo durante 42 años y en total oscuridad durante el mismo
tiempo. Como puede observarse en la imagen, al estar los anillos de Urano
situados en su ecuador son iluminados por el sol desde abajo (año 1986), desde
arriba (año 2028) o de canto (1965 y 2007) ofreciendo un aspecto muy cambiante para
un observador exterior.
Neptuno
 Datos básicos
|
|
Distancia media al Sol (UA)
|
30
|
|
Periodo orbital (“año”)
|
164 años 288 días 13 h
|
|
Periodo de rotación (“día”)
|
16 h 6,5 min
|
|
Radio ecuatorial (km)
|
24.786
|
|
Masa (kg)
|
1,02 10 26
|
|
Composición
|
 H2, He, CH4
|
|
Densidad media (g/cm3)
|
1,64
|
|
Gravedad en la superficie (m/s2)
|
11,0
|
|
Temperatura media (0C)
|
- 220
|
|
Satélites
|
13
|
La existencia de
Neptuno fue predicha (Le Verrier y Adams) antes de que fuera visto a través de
un telescopio, ya que los cálculos
mostraban unas perturbaciones en la órbita de Urano que solamente podían ser
debidas a la existencia de un planeta de las características de Neptuno. Fue
descubierto en 1846 donde Le Verrier había predicho.
La sonda Voyager 2 sobrevoló Neptuno
en 1989 aportando valiosa información sobre el planeta, que está situado a una
distancia del Sol treinta veces superior a la Tierra.
Presenta una gran
mancha, similar a la Gran Mancha Roja de Júpiter, que ,como ésta, es debida a
una gigantesca tormenta en el interior de la cual soplan vientos a más de 2000
km/h.
Tiene también un
sistema de cuatro anillos: dos más estrechos y otros dos más anchos.
Su estructura
interna es muy parecida a la de los planetas exteriores: un núcleo rocoso sobre
el cual se extiende una extensa capa helada (agua, amoníaco y metano) a la que
rodea una densa atmósfera de gases: hidrógeno, helio, agua y metano.
De sus trece
satélites conocidos dos, Nereida y Tritón, tienen un tamaño considerable.
Tritón tiene una temperatura cercana a los -230 0C, forma esférica y
es uno de los pocos cuerpos del sistema solar que tiene actividad volcánica. Sus
volcanes helados emiten chorros de nitrógeno líquido que
