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2.4 El sistema solar - 2.4 SistemaSolar

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2.4 El sistema solar

Astrobiología

Licenciatura en Ciencias de la Tierra

Facultad de Ciencias, UNAM

(2)

Definiciones

Los compuestos y elementos pueden clasificarse de distintas formas. Por ejemplo:

Por su punto de ebullición:

• Volátil: elementos o compuestos con puntos de ebullición bajos.

• Refractario: elementos o compuestos con puntos de ebullición altos.

Por su afinidad química

• Siderófilos: Se combinan con el hierro, suelen encontrarse en el núcleo terrestre

• Litófilos: se combinan con silicatos, suelen encontrarse en la corteza y manto terrestre

• Calcófilos: con afinidad por el azufre

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Propiedades del sistema solar

• 4 planetas terrestres

– Dos pequeños (Mercurio y Marte)

– Dos grandes (Venus y Tierra)

• 2 gigantes gaseosos (Júpiter y Saturno)

• 2 gigantes helados (Urano y Neptuno)

• A excepción de Mercurio todos tienen

(6)

Planetas terrestres

• Tienen composiciones refractarias

dominadas por el hierro (

35% de la masa),

oxígeno (

30%), silicio y magnesio (

15%

cada uno).

• La mayor parte de la masa está en Venus y

la Tierra (

1 M

=6

10

24

kg, cada una).

• El resto se encuentra en los planetas

(7)

Gigantes

• “Gaseosos”:

– Júpiter (312 M

) y Saturno (95 M

) están

dominados por hidrógeno y helio.

– No se encuentran en estado gaseoso sino en un

estado degenerado, también llamado hidrógeno

metálico.

• “Helados”:

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Propiedades del Sistema Solar

• Todos los planetas orbitan en un plano

que es aproximadamente perpendicular al

eje de rotación del Sol (~7°).

• Los planetas gigantes y terrestres están

claramente separados. Los gigantes

(9)

Características del sistema solar

(10)

Características del sistema solar

(11)

Masas y momentos angulares

• Masa del Sol (

M

)= 1.989 × 10

33

g

– Hidrógeno 73%

– Helio 25%

– Metales 2% (Todos los elementos excepto H

y He)

(12)

Masas y momentos angulares

• El momento angular del Sol debido a su rotación

es:

• Donde

= 2.9

×

10

-6

s

-1

y

k

2

= 0.1

por lo que

L

=

3

×

10

48

gcm

2

s

-1

(13)

La masa mínima de la nebulosa

solar

• Es la cantidad mínima de gas que debió

estar presente para formar a los planetas

del Sistema Solar con las masas y

composiciones que observamos.

• Frecuentemente se usan sus siglas en

inglés: Minimum Mass Solar Nebula

(14)

Procedimiento para derivar la

MMSN

1.

Se inicia con la masa conocida de los elementos

pesados en cada planeta (por ejemplo, hierro). A esta

se le aumenta suficiente H y He para obtener una

composición igual a la del Sol. Este aumento significa

apenas un poco para Júpiter pero mucho la Tierra.

2.

Entonces se divide el Sistema Solar en anillos con un

planeta por anillo. La masa aumentada para cada

anillo se distribuye uniformemente en todo el anillo

para obtener una densidad superficial de gas

característica,

(

gcm

-2

), en donde se localiza cada

(15)

Masa mínima de la nebulosa solar

• El resultado es que entre Venus y Neptuno (ignorando el

cinturón de asteroides):

r

-3/2

• Un típico perfil que normalmente se supone es:

• Integrando esta expresión hasta las 30 UA, la masa que

se obtiene es de ~0.01

M

.

• Este número es similar a las masas estimadas para

discos protoplanetarios a partir de observaciones en el

milimétrico.

• Pero la mayoría de los modelos teóricos predicen

(16)

Resonancias

• Ocurre cuando hay una relación (casi) exacta entre

las frecuencias características de dos cuerpos.

• Resonancia orbital: Se presentan resonancias

cuando dos planetas con periodos orbitales

P

1

y

P

2

presentan una relación:

Siendo

i, j

enteros ( la resonancia es importante si

estos son pequeños)

• Resonancia spin-órbita: cuando el periodo de

(17)

Algunas resonancias en el Sistema

Solar

• La Luna tiene una resonancia spin-órbita de 1:1 con la

Tierra. Una órbita lunar es completada al mismo tiempo

que un giro sobre su eje (rotación sincrónica).

• Mercurio presenta una resonancia spin-órbita de 3:2.

Mercurio rota 3 veces mientras da 2 vueltas alrededor

del Sol.

• Neptuno y Plutón, junto con muchos de los objetos del

cinturón de Kuiper, están en una resonancia orbital de

3:2. Por cada 3 órbitas de Neptuno alrededor del Sol,

Plutón completa 2 órbitas.

(18)

Cuerpos menores del Sistema

Solar

• El Sistema Solar está dinámicamente dominado por los

cuerpos menores (éstos describen su comportamiento

dinámico en estado estacionario).

• Se localizan principalmente en alguna de estas

regiones:

– El cinturón de asteroides es la mayor reserva de cuerpos

menores en el sistema solar interior e intermedio. Formado por rocas del tamaño de la grava hasta los 1,000 km de diámetro. Localizado entre las órbitas de Marte y Júpiter (2 – 5 UA).

– El cinturón de Kuiper: Objetos localizados más allá de Neptuno. – La Nube de Oort: Nube esférica de cometas que va de las

(19)

Cuerpos pequeños del sistema solar

Amarillo: asteroides

Flechas blancas: cometas

(20)

El sistema solar interior visto de canto

Amarillo: asteroides

Flechas blancas: cometas

(21)

Cinturón de asteroides

La estructura orbital y composicional del

cinturón de asteroides contribuyen a

comprender la historia de la formación del

sistema solar.

(22)
(23)

El cinturón de asteoroides y la

evolución del sistema solar

• El cinturón de asteroides tiene una clara

distribución espacial.

• La mayoría de los cuerpos carbonáceos (con

más volátiles) están en la zona más alejada

del Sol, mientras que en la zona más

cercana al Sol abundan los cuerpos con

materiales refractarios.

(24)

Cometas

• Los cometas son remanentes de la

formación del sistema solar.

• Se formaron en las regiones externas del

disco que formó al sistema solar.

• Han cambiado muy poco desde su

formación.

• Están compuestos por hielo y polvo, en

proporciones similares por masa.

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(26)

Reservas de cometas

• Nube de Oort

– Reserva de núcleos de cometas inactivos con distancias heliocéntricas entre 10,000 y 50,000 UA.

– Órbitas elípticas con altas excentricidades – ~1012 cometas

• Cinturón de Kuiper

– Disco aplanado transneptuniano de cometas inactivos con distancias heliocéntricas entre 30 y 100 UA

– Masa total ~0.0026 M. – 109-1010 objetos

• Cinturón de asteroides: Se han detectado cuerpos

aparentemente activos en el Cinturón de asteroides principal lo que puede ser evidencia de una tercera reserva de

(27)
(28)
(29)
(30)
(31)

Propiedades del Cinturón de

Kuiper

• Una gran población de objetos con órbitas

en resonancia 3:2 con Neptuno (

plutinos

).

• No hay objetos en órbitas entre las 36 a

39 UA.

• Existe un aparente límite de la distribución

alrededor de las 50 UA.

• Tienen una distribución diferencial de

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Familias de objetos del Cinturón de

Kuiper (KBO)

• Resonantes: Como Plutón, tienen una resonancia orbital

con Neptuno.

• Centauros: Tienen órbitas no resonantes y sus

distancias de perihelio son interiores a la órbita de

Neptuno.

• Clásicos: Objetos fuera de la órbita de Neptuno cuyas

órbitas han sido poco influenciadas por este planeta.

• Dispersados del disco: Objetos con perihelios más allá

de la órbita de Neptuno que no entran en las otras

clases.

• Sedna: Localizado a 480 ± 40 UA,

e

=0.84 ± 0.01 e

inclinación

i

= 12°. Puede ser un objeto en el límite

(33)
(34)
(35)
(36)
(37)

Propiedades de los cuerpos del

Sistema Solar

Planeta Masaa Radiob Densidad

(g/cm3)

Semieje mayor

(UA)

Excentricidad

M MJ R RJ

Mercurio 0.06 1.8910-4 0.38 0.034 5.4 0.39 0.206

Venus 0.82 2.5810-3 0.95 0.085 5.3 0.72 0.007

Tierra 1.00 3.1510-3 1.00 0.089 5.5 1.00 0.017

Marte 0.11 3.4610-4 0.53 0.047 3.9 1.52 0.093

Júpiter 317.8 1.00 11.19 1.000 1.3 5.20 0.048

Saturno 95.2 3.0010-1 9.46 0.843 0.7 9.54 0.054

Urano 14.6 4.5910-2 4.01 0.357 1.3 19.22 0.047

Neptuno 17.2 5.4110-2 3.81 0.340 1.6 30.06 0.009

a Masa de la Tierra, M

 = 5.97 1024 kg. Masa de Júpiter, MJ = 1.89 1027 kg b Radio de la Tierra, R

(38)

Evolución del sistema solar

• El estudio de la formación del sistema solar se hace a partir de las observaciones de planetas y exoplanetas, discos

protoplanetarios, modelos numéricos y características de las meteoritas.

• Los modelos de formación del sistema solar deben explicar los tamaños, composiciones y posiciones de los cuerpos que lo componen.

• Los modelos de formación y evolución del sistema solar deben explicar:

– La adquisición de volátiles en el sistema solar interno

– La distribución de composiciones en el cinturón de asteroides – La masa y composición de Neptuno y Saturno

(39)

• En las partes más cercanas a la estrella los materiales

volátiles del disco protoplanetario se evaporan, por lo

que se requieren mecanismos que lleven volátiles a la

zona de los planetas interiores.

• La eficiencia de formación de un planeta gigante

depende de la densidad superficial del disco que

desciende hacia radios mayores. El núcleo de un

planeta gigante a 5 UA puede formarse en 1 Ma,

mientras que a 30UA, donde está Neptuno, tardaría

200 Ma, lo que excede considerablemente la vida del

disco.

• Los modelos de formación del sistema solar han

(40)

Planetas gigantes en el sistema

solar

• La arquitectura de los planetas gigantes del sistema

solar apoya el modelo de la acreción del núcleo. La

escala de tiempo para la acreción del núcleo se

incrementa con el radio orbital, lo cual es

cualitativamente consistente con la tendencia de los

planetas en el sistema solar exterior.

• Júpiter, el más cercano al Sol de los planetas gigantes

tiene una composición similar a la solar, como se

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Planetas gigantes en el sistema

solar

• Los cálculos indican que, si Neptuno se formó en su posición actual, el tiempo requerido para su formación es mayor al tiempo en el que el disco protoplanetario mantuvo su contenido de gas. Esto puede indicar que no se formó en el lugar que ahora ocupa en el sistema solar.

• Un problema más serio podría ser el de la masa del núcleo de

Júpiter. Hasta hace poco había discrepancia entre las restricciones observacionales y las predicciones del modelo de acreción del

núcleo. Guillot (2005) obtuvo un límite superior para la masa del núcleo de Júpiter de 10 M, mientras que a partir de ecuaciones de estado la masa obtenida está por debajo de las 5 M. Sin embargo este no es un problema que descarte al modelo de acreción del núcleo pues las simulaciones y cálculos tienen parámetros cuyos valores son inciertos. Por otro lado las mediciones que restringen el núcleo de Júpiter son indirectas. Para derivar el tamaño del núcleo de Júpiter a partir de las observaciones se necesita suponer la

(42)

El problema de Marte

• Uno de los mayores problemas de los modelos propuestos para la formación del sistema solar es explicar la masa de Marte que en las simulaciones numéricas resultaba mucho mayor a la observada.

(43)

El problema de Marte

• Walsh et al. (2011) proponen un modelo que

explica la baja masa de Marte a partir de la

migración de Júpiter hasta una distancia de 1.5

UA del Sol.

• Este modelo se denomina “Grand Tack”. “Tack” es

un término usado por los navegantes para dar una

vuelta contra el viento.

• El Grand Tack sucedió durante los primeros 5 Ma

del sistema solar. Después de esto se inicia la

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(46)

El gran tack

Como resultado de la

migración de los planetas gigantes, primero hacia radios cercanos al Sol y

luego hacia la zona externa del sistema solar, la

densidad de planetésimos fue truncada a una distancia de 1 UA del Sol. De esta

forma quedó muy poco

material en la zona donde se formó el planeta Marte. El modelo también explica la distribución de composición de asteroides localizados entre Marte y Júpiter.

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Evolución del sistema solar exterior

• Fernández e Ip (1984) mostraron que la arquitectura del sistema solar exterior favorece sustancialmente una

migración hacia fuera de los gigantes de hielo.

• El punto clave es que Júpiter puede sacar planetésimos del sistema solar más fácilmente que los otros planetas gigantes. • El mismo mecanismo provoca que los demás planetas

gigantes dispersen cuerpos hacia adentro, a lugares donde después son removidos por Júpiter.

• Esto disminuye el número de dispersiones hacia fuera,

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Modelo de Niza

(Tsiganis

et al.

, 2005)

Este modelo es lo más cercano que tenemos a un “modelo estándar” que aspira a dar un panorama completo de la

evolución temprana del sistema solar exterior. La idea central es que la evolución temprana del sistema solar tuvo dos fases:

1.Una etapa estable en la que la dispersión de planetésimos ocurre pero las órbitas de los planetas permanecen casi

circulares y,

2.una etapa de inestabilidad relativamente corta en la que las excentricidades de las órbitas planetarias cambiaron

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El modelo de Niza

• En la versión inicial del modelo de Niza, los

planetas externos iniciaron en una configuración

compacta, no resonante, en la que la órbita de

Saturno se encontraba dentro de la resonancia

interna de 2:1 con Júpiter.

• Una nueva propuesta de Morbidelli

et al.

(2007) es

que los planetas inicialmente se encontraban en

una cadena de resonancia, de manera que cada

uno estaba en resonancia orbital con los demás.

En esta versión la cadena se rompe debido a la

dispersión de planetésimos lo que eventualmente

“rompe” la cadena iniciando una fase de

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Referencias

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