teorica sobre Origen del sistema solar-2009.pdf

El Sistema Solar

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

• 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.
• 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
Núcleo cleo y corona del Sol y
de las estrellas.
Superficie del Sol y de
las estrellas
Superficie de la Tierra
Hay, en los hechos, más de tres
fases de la materia.

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

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.

Protosol
Calentamiento ⇒ Fusion
Sol
Remanentes Materiales
Asteroides
Teoría de Formación del Sistema Solar a
partir de una Nebulosa.
Nube Interestelar (Nebulosa)
Colapso Gravitacional
Disco Protoplanetario
Condensación (gas a sólido)
Metal, Rocas
Gases, Hielo
Acreción Captura
nebular
* Es también llamada
“Teoría protoplanetaria”.
Planetas Planetas
Terrestres Jovianos Cometas
Materiales Remanentes

Una Historia
Ilustrada
Colapso
Gravitacional
Nube Interplanetaria Condensación
Acreción 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: Acreci n: El proceso por el cual pequeñas peque as 'semillas' se convirtieron en
planetas. 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, 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

• Planetas Terrestres
–Mercurio
– Venus
–Tierra
–Marte
• pequeños, compuestos
de rocas, cun un núcleo
metálico.
Los Planetas
• Planetas Jovianos
–Jupiter
– Saturno
– Urano
– Neptuno
• grandes, compuestos
de hidrógeno, helio,
amoníaco, metano, con
núcloes rocosos
relativamente pequeños

2.03
0.2482
17.15
0.267
0.002
0.18
39.5
Plutón
1.64
0.0097
1.774
0.802
17
4
30.1
Neptuno
1.29
0.0461
0.774
0.748
15
4
19.2
Urano
0.69
0.0560
2.488
0.428
95
9
9.5
Saturno
1.33
0.0483
1.308
0.411
318
11
5.2
Júpiter
3.95
0.0934
1.850
1.029
0.11
0.53
1.5
Marte
5.52
0.0167
0.000
1.00
1.00
1.00
1.0
Tierra
5.25
0.0068
3.394
244
0.89
0.95
0.72
Venus
5.43
0.2056
7
58.8
0.05
0.38
0.39
Mercurio
1.410
---
---
25-36*
332,8
109
0
Sol
(grs/cm3)
Orbital
Orbital
(Tierras)
(Tierras)
(Tierras)
(AU)
Densidad
Excentric.
Inclinación
Rotación
Masa
Radio
Distancia

Configuración
del Sistema
Solar

Ley de Titius- 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- 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...=0,2 0 ,2 1 ,2 2 ,2 3 ...
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 Cuerpos deformables
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:
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:
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:
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,
expresión que permite calcular el límite de Roche, d:
La masa M de una esfera es de radio R es:
Y análogamente para el segundo cuerpo:
.
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, satélite,
por lo
que estará en algún punto intermedio entre los límites calculados 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 .
Neptuno
Júpiter
Saturno
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
• 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 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
• 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.

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
• 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.
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.
• Miranda
Urano
• 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
• 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.

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.
Meteorito
• 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, 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.

Allende - Chondrite
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.
• 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.