# El Sistema Solar

Nuestro sistema solar está compuesto por nuestra estrella, el Sol, por los nueve planetas con sus lunas y anillos, por los asteroides y por los cometas. El miembro dominante del sistema es obviamente Sol, como se puede ver en la tabla de abajo. Todos los planetas giran en torno al Sol aproximadamente en el mismo plano y en el mismo sentido, y casi todos los planetas giran en torno de su propio eje en el mismo sentido de la traslación en torno al Sol.

### Masas en el Sistema Solar

### Composición Química de la Atmósfera del Sol

## Origen del sistema solar

La hipótesis moderna para el origen del sistema solar está basada en la hipótesis nebular, sugerida en 1755 por el filósofo alemán Immanuel Kant (1724-1804), y desarrollada en 1796 por el matemático francés Pierre-Simon de Laplace (1749-1827). Esa hipótesis sugería que una gran nube rotatoria de gas interestelar, la nebulosa solar, colapsó para dar origen al Sol y a los planetas. Una vez que se inició la contracción, la fuerza gravitacional de la nube actuando sobre si misma aceleró el colapso. A medida que la nube colapsaba, la rotación de la nube aumentaba por conservación del momento angular, y eventualmente esta masa de gas en rotación asumiría una forma discoidal, con una concentración central que dió origen al Sol. Los planetas se habrían formado a partir del material del disco.

Las observaciones modernas indican que muchas nubes de gas interestelar están en proceso de colapsar en estrellas, y los argumentos físicos que predicen el achatamiento y el aumento del período de rotación son correctos. La contribución moderna a la hipótesis nebular trata principalmente respecto a cómo los planetas se formaron a partir del gas en el disco, y fue desarrollada en los años 40 por el físico alemán C. Von Weizäker. Luego del colapso de la nube, ella comenzó a enfriarse; solamente el Proto-sol, en el centro, mantuvo su temperatura. El enfriamiento produjo la condensación rápida del material, lo que dió origen a los planetesimales, agregados de material con tamaños del orden de kilómetros de diámetro, cuya composición dependía de la distancia al Sol: regiones más externas tenían temperaturas más bajas, por lo que los materiales volátiles tenían condiciones para condensarse, así como en las regiones más internas y calientes, las sustancias volátiles se perdieron. Luego, los planetesimales crecieron por acreción de material para dar origen a objetos mayores, los núcleos planetarios. En la región externa del sistema solar, donde el material condensado de la nebulosa contenía silicatos y hielos, esos núcleos crecieron hasta alcanzar masas del orden de 10 veces la masa de la Tierra, siendo lo suficientemente grandes como para poder atraer gas a su alrededor, por lo que crecieron aún más, por acreción de gran cantidad de hidrógeno y helio de la nebulosa solar. Dieron origen así a los planetas jovianos. En la región interna, donde apenas los silicatos estaban presentes, los núcleos planetarios no pudieron crecer mucho, dando origen a los planetas terrestres.

## Planetología Comparada

### Características Generales de los Planetas

Existen dos tipos básicos de planetas, los terrestres, que son del tipo de la Tierra, y los jovianos, que so del tipo de Júpiter. Los planetas terrestres comprenden los cuatro planetas más próximos al Sol: Mercurio, Venus, Tierra y Marte. Los jovianos comprenden los cuatro planetas más distantes, con excepción de Plutón: Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. Plutón no se encuadra bien en ninguna de las categorías. Las características fundamentales de cada tipo están resumidas en la tabla de abajo:

### Propiedades fundamentales de los Planetas

Cómo se determinan estas características? Masa: determinada a partir de la tercera ley de Kepler, si el planeta tiene satélites. Si no los tiene, es determinada a partir de las perturbaciones causadas en las órbitas de otros planetas.

Radio: medido directamente por el tamaño angular, cuando se conoce la distancia.

Distancia al Sol: determinada a partir de la paralaje geocéntrica del planeta, o, más modernamente, por medidas de radar.

Composición química: puede ser estimada a partir de la densidad media del planeta, y por espectroscopía.

Otras propiedades importantes de los planetas son:

Rotación: todos los planetas presentan rotación, detectada a partir de la observación de aspectos de su superficie, por medidas de efecto Doppler o de períodos de rotación del campo magnético.

Temperatura: como los planetas obtienen la mayor parte de su energía de la luz solar, sus temperaturas dependen básicamente de su distancia al Sol. Existe una relación simple entre la temperatura característica, o temperatura efectiva de un planeta, y su distancia al Sol:

Así, sabiendo la temperatura efectiva de la Tierra (260 K, en ausencia de atmósfera), podemos estimar la temperatura efectiva de los otros planetas simplemente dividiendo 260 por la raíz cuadrada de su distancia al Sol en unidades astronómicas.

Reflectividad: parte de la energia solar incidente sobre el planeta es reflejada, y parte es absorbida. La fracción de la energía solar total incidente que es reflejada se llama albedo (A).

El resto de la energia (1-A), es absorbida y reemitida en forma de radiación infrarroja.

### Estructura Interna

Para conocer la estructura interna de los planetas es necesario saber de qué forma ciertos parámetros físicos, como presión, temperatura y densidad, varían con el radio.

La presión, por ejemplo, puede ser obtenida de la ecuación de equilibrio hidrostático.

### Equilibrio hidrostático

El equilibrio del planeta es mantenido por dos fuerzas opuestas: la auto-gravitación y la fuerza producida por la presión. Así, si el planeta no está ni expandiéndose ni contrayéndose, tiene que obedecer a la ecuación de equilibrio hidrostático, ésto es: en cada punto, el peso () de las capas superiores es contrarrestado por la fuerza de presión de las capas inferiores (dPds), donde ds es un elemento de área, o:

Considerando que la presión en la superficie es mucho menor que la presión en el centro, la presión central está dada por:

El formalismo hidrostático es más aplicable a los planetas jovianos, que son gaseosos. En el caso de los planetas terrestres, que tienen una corteza sólida, este formalismo sólo se aplica a las capas más profundas.

La densidad de masa puede ser obtenida a través del momento de inercia I en torno al eje de rotación:

El factor K caracteriza la distribución interna de materia. Si la densidad fuera homogénea, K = 0.400; si la densidad fuera mayor en las partes centrales K < 0.400, y vice-versa. Los planetas jovianos también se distinguen de los planetas terrestres por poseer valores menores de K. A partir de estudios del momento de inercia se sabe que los núcleos de los planetas jovianos son más densos, y por lo tanto menores, y también que Júpiter y Saturno no pueden tener superficie sólida de tamaño significativo, esto es, sólo pueden tener un núcleo sólido pequeño.

La estructura interna de un planeta puede ser bien conocida si fuera posible medir la propagación de ondas sísmicas en él. Esas ondas pueden ser producidas por terremotos naturales o por impactos artificiales. Hasta el momento, solamente la estructura de la Tierra y de la Luna fueron investigadas usando esta técnica, lo que mostró claramente la existencia de un núcleo metálico en la Tierra y la ausencia de núcleo metálico en la Luna.

De un modo general, los planetas terrestres tienen una atmósfera gaseosa, una superficie sólida bien definida y un interior en su mayor parte sólido (aunque la Tierra tenga un núcleo externo líquido). Los planetas jovianos tienen una atmósfera gaseosa, ninguna superficie sólida, y un interior líquido en su mayor parte. Las estructuras internas de los planetas jovianos y terrestres pueden ser esquematizadas como en las figuras de abajo.

### Superficies

Las superficies planetarias pueden ser conocidas de forma preliminar a partir del albedo, si el planeta no tiene una atmósfera espesa. En planetas con atmósfera espesa, como los planetas jovianos y Venus, el albedo no se refiere a la superficie.

Las superficies de la Luna y de Mercurio son parecidas, con gran número de cráteres y grandes regiones bajas y planas.

Marte presenta una superficie con montañas, valles y "canales".

La superficie de Venus no es visible debido a las densas nubes de ácido sulfúrico que cubren el planeta, pero estudios en radio (radar) revelan que esa superficie está compuesta principalmente de terrenos bajos y relativamente planos, aunque también presenta altiplanicies y montañas.

Los principales procesos que determinan alteraciones en la corteza posteriormente a su formación, y por lo tanto determinan el rejuvenecimiento de la corteza, son: atividad geológica, erosión y craterización.

### Atividad geológica

La actividad geológica, que comprende el vulcanismo y la actividad tectónica, depende de la cantidad de calor interno en el planeta. La actividad geológica es decreciente para la Tierra, Venus y Marte.

En la Tierra, tanto la presencia de volcanes activos como el movimiento de las placas tectónicas contribuyen a la renovación de la corteza. En Marte existen grandes volcanes, y algunos de ellos podrían estar activos, aunque no hay evidencia de ello ni de tectonismo de placas.

En la Luna actualmente ocurren pocos sismos por año (millares, comparados con millones en la Tierra), pero en la época en que la Luna era jóven, cerca de 3 o 4 mil millones de años atrás, hubo un gran derrame de lava en la superfície, que posteriormente se solidificó formando los mares lunares (regiones oscuras, aparentemente bajas y planas, y que contienen muchos cráteres). La Luna tiene una corteza asimétrica, siendo más delgada (60 Km) en la cara que mira hacia la Tierra, y más gruesa (150 Km) en la cara opuesta. El número de mares es mayor en la cara en la que la corteza es delgada.

Venus aparentemente es menos activo que la Tierra, pero parece tener más atividad geológica persistente que Marte. Eso indica que Venus habría retenido más de su calor residual que Marte, lo que está de acuerdo con el hecho de que Venus sea mayor que Marte. También ocurre actividad geológica en Io, el satélite de Júpiter más próximo al planeta. Io presenta un alto nível de actividad vulcánica. Ariel y Titania, satélites de Urano, también presentan signos de actividad catastrófica reciente.

### Erosión

La erosión puede ser resultado de la acción de la atmósfera o de la hidrósfera. No existe erosión ni en Mercurio ni en la Luna. En la Tierra existe erosión, como se evidencia por la existencia de rocas sedimentarias. Pero el planeta en el que la erosión es más importante es Marte, debido a las frecuentes tempestades de polvo que asolan su superfície.

### Craterización

Los cráteres aparecen en todos los planetas terrestres y en casi todos los satélites del Sistema Solar. Ellos pueden tener origen vulcánico o de impacto. Los cráteres volcánicos son en general menores y más profundos que los de impacto. En la Tierra, la mayoría de los cráteres existentes son de origen vulcánico, puesto que la actividad interna de la Tierra, así como la erosión, atenuaron gran parte de los efectos de los impactos ocurridos en la época en que muchos cuerpos residuales del proceso de formación poblaban el Sistema Solar. Pero en la Luna, Mercurio y Marte, los cráteres de impacto son dominantes. Las recientes observaciones con radar de la superficie de Venus mostraron que ese planeta también tiene cráteres, pero todavía no se sabe con certeza su principal origen.

El número de cráteres de impacto en una superficie nos permite estimar su edad, pues el número de cráteres es proporcional al tiempo transcurrido desde que la superficie fue expuesta a los impactos. Por lo tanto, en un planeta dado, el más craterizado será siempre el más antiguo.

En un impacto, la energía cinética () del cuerpo impactante se transforma en calor y en una onda de choque que se propaga por el cuerpo impactado. La velocidad de colisión es, al menos, igual a la velocidad de escape del cuerpo que está siendo impactado (11 km/s para la Tierra, y 2,4 km/s para la Luna). Así, para un asteroide típico, con radio = 2.1 km y densidad = 1 g/cm, su energía cinética al chocar con la Tierra será (como mínimo) . La energía asociada al TNT es erg/g.

Para tener uma idea de lo que eso representa, la energía asociada a una bomba atómica es de 20 Kton TNT; luego, en el impacto mencionado arriba, la energía liberada sería equivalente a unos 30 millones de bombas atómicas!

El tamaño del cráter generado es proporcional a la potencia 1/3 de la energía del impacto. Así, sabiendo que un impacto con energía de 1 Mton TNT abre un cráter de 1 km de diámetro, en un impacto como el de arriba descrito el cráter abierto tendría un diámetro de 80 km.

El cráter de Chicxulub, en México, supuestamente generado en el impacto que causó la extinción de los dinosaurios, hace 65 millones de años, tiene un diámetro de 200 km, y se cree que el asteroide que lo provocó tenía un diámetro de 10 km como mínimo. La energía liberada en esa explosión fue equivalente a 5 mil millones de bombas nucleares del tamaño de la bomba de Hiroshima. Cálculos actuales muestran que impactos grandes como ese, en la Tierra, ocurren con una tasa de 1 cada 30 millones de años.

### Atmósferas planetarias

La composición de la atmósfera de los planetas puede ser conocida por el análisis espectral de la luz solar que reflejan. Como esa luz solar reflejada atravesó parte de la atmosfera del planeta, y las moléculas de gas en la atmósfera absorben ciertas longitudes de onda, el espectro presenta ciertas líneas oscuras que no aparecen en el espectro solar. La identificación de esas líneas oscuras permite identificar los gases que las originaron, así como la presión y la temperatura de la atmósfera.

Los gases presentes en la atmósfera de un planeta depende de los componentes químicos con los que el planeta se formó, y de la masa del planeta. Los planetas terrestres se formaron sin atmósferas extensas, y su atmósfera actual no es primitiva, sino que fue formada a lo largo del tiempo geológico a partir de gases escapados de su interior. El impacto con cometas también contribuye con algunos componentes de esa atmosfera secundaria.

Los planetas masivos tienen un tipo de atmósfera totalmente diferente, dominada por los gases más livianos y más comunes, especialmente hidrógeno y helio. Evidentemente esos planetas fueron capaces de retener el gas presente en el sistema solar en la época de su formación.

### Retención de atmósferas

La retención de atmósferas es un compromiso entre la energía cinética (o temperatura) de las moléculas del gas y la velocidad de escape del planeta (o de su masa).

Se sabe que para un gas ideal, la energía cinética media de sus moléculas es , donde k es la constante de Boltzmann, T es la temperatura absoluta del gas, m es la masa de las moléculas del gas y su velocidad media. Por lo tanto la velocidad media es

La velocidad de las moléculas, por tanto, depende de la temperatura del gas y de la masa molecular del mismo. A una misma temperatura, cuanto más pesado es el gas, menor es la velocidad media de sus moléculas.

Como las moléculas del gas tienen una distribución Maxwelliana de velocidades:
algunas moléculas tienen velocidad mayor que la velocidad media. Para calcular cuantas partículas, integramos la distribución de velocidades de Maxwell desde la velocidad de escape hasta una velocidad infinita.

Estos cálculos muestran que, para que un planeta retenga un cierto gas por miles de millones de años, la velocidad media de sus moléculas debe ser menor que 1/6 de la velocidad de escape del planeta, ya que:
y recordando que:

k = 1,38 x 10-16 ergs/K
mp = 1,66 x 10-24 g
mO = 16 mp
G = 6,67 x 10-8g-1 cm3 s-1
MTierra = 5,98 x 1027 g
RTierra = 6,37 x 108 cm.

Por ejemplo, la velocidad media de las moléculas del oxígeno, a una temperatura de 293 K (temperatura típica en la superficie de la Tierra), es de 1 Km/s, y la velocidad media de las moléculas del hidrógeno, a la misma temperatura es de 2 km/s. Como la velocidad de escape de la Tierra es de 11 km/s, que es más de 6 veces mayor que la velocidad media de las moléculas de oxígeno, pero es menos de 6 veces mayor que la velocidad media de las moléculas de hidrógeno, la atmósfera de la Tierra retiene el oxígeno, pero no el hidrógeno.

### Velocidad de Escape de los Planetas

### Efecto invernadero

La mayoría de los planetas que tienen atmósferas experimenta alguna elevación de la temperatura de su superficie debido al llamado efecto invernadero. El efecto invernadero es mayor para Venus, que en realidad, tiene una temperatura superficial más alta que Mercurio, aunque esté mucho más distante del Sol.

Eso ocurre por causa de la gran cantidad de en la atmósfera de Venus. Como este gas es opaco a la radiación infrarroja, cuando la superfície del planeta absorbe la luz solar y reirradia parte de ésta como calor (radiación infrarroja), el dióxido de carbono en la atmósfera impide que esa radiación escape al espacio. En consecuencia, la superficie se calienta.

En la Tierra, la cantidad de dióxido de carbono se redujo como consecuencia de la existencia de vida. En ausencia de vida probablemente tendríamos una atmósfera más masiva y dominada por el .

Los organismos vivos contribuyen a la diminución de ese gas en la atmósfera de dos maneras: una es que las criaturas marinas usan los carbonatos como principal constituyente de sus conchas y caraparazones protectoras. Cuando ellas mueren, esas caparazones se hunden y se petrifican, hasta que eventualmente son eyectadas a la superficie en las explosiones vulcánicas. Pero los organismos vivos rapidamente los reciclan nuevamente. La otra manera en que la vida remueve el es por la producción de depósitos de combustibles fósiles, predominantemente carbón y petróleo.

Incluso a pesar de existir en una pequeña cantidad, el presente en la atmósfera de la Tierra es el principal factor de la producción del efecto invernadero, aunque el vapor de agua y los CFCs (del estilo del gas freón, tetracloruro de cabono) también contribuyen. Se estima que la temperatura media de la Tierra está actualmente C más alta de lo que estaba un siglo atrás.

Introducción a la Astronomía y la Astrofísica

fatima@if.ufrgs.br
Modificada el 4 de Diciembre de 1997
Traducción al castellano: oscar@fisica.edu.uy