Sistema solar. Formación y descripción
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1 INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA El Sistema Solar 2 Introducción El sistema solar en la actualidad 1 Estrella 9 Planetas ~50 Satélites Asteroides Cometas P.I-P. Algunas características del sistema solar Órbitas casi en el mismo plano Casi todos giran en el mismo sentido. Los planetas interiores son rocosos y pequeños, los exteriores grandes y con exterior gaseoso. Introducción 3 El Sol y los planetas gaseosos Planetas rocosos y lunas La Nebulosa Solar La gran nebulosa de Orión es una inmensa región de nacimiento de estrellas cercana a nosotros. Está formada por estrellas muy jóvenes y nubes de gas y polvo. (Foto HST) 4 5 La Nebulosa Solar • El sistema solar se formó cuando la nube de gas y polvo fue distorsionada. • Una explosión de supernova crea una inmensa onda de choque capaz de viajar enormes distancias. Cuando la onda expansiva alcanza la nube de gas y polvo, la comprime, iniciando de este modo el proceso de formación de un sistema solar. Hace 4600 millones de años … Hace 4600 millones de años … 6 Formación de estrellas y planetas 1) La nube de gas molecular (nebulosa) gira muy despacio y empieza a colapsar 2 millones de años después 10 millones de años después 100 millones de años después 2) El gas central forma una “protoestrella”; con el gas y el polvo del disco se crean “planetesimales”. La nube condensa y toma forma de disco 3) Cuando la protoestrella se enciende, se convierte en estrella. El polvo cercano a ella se evapora y, junto al gas de alrededor, es empujado fuera 4) La nebulosa desaparece y lo único que queda es la estrella, junto con los planetas. Formación de estrellas y planetas 7 Los planetas se forman en el disco a partir de un núcleo inicial (protoplaneta). La fuerza de gravedad les hace crecer, capturando el material existente a su alrededor. Los grandes protoplanetas, fueron incluso capaces de atraer y retener gas. 8 Formación de estrellas y planetas Envoltura de hidrógeno y helio Planetesimales de roca e hielo Protosol Planetesimales rocosos Línea helada • El tamaño y composición de los planetas depende de su posición en la nebulosa solar. Esto se debe a que la temperatura disminuye conforme nos alejamos del protosol. • La línea azul muestra el lugar al cual la temperatura empieza a ser lo suficientemente fría como para que los gases se conviertan en hielo. La retención de hielo implica que los planetas puedan crecer mucho más. Formación de estrellas y planetas 9 Cuando la densidad en el interior del protosol alcanza un valor capaz de producir la fusión del hidrógeno, nuestra estrella se “enciende”. Comienza a radiar energía y partículas al espacio. Al principio produce altas emisiones, fase T-Tauri, que barre el sistema solar afectando gravemente la evolución de los planetas dependiendo de su distancia al Sol. Formación de estrellas y planetas 10 Hace 4 500 millones de años … Los planetas y lunas con superficie sólida fueron bombardeados con los remanentes del material con el que fueron formados. Este fue el último episodio en la formación de muchos planetas. La superficie de alguno de ellos parece que no ha cambiado desde entonces. Incluso en la actualidad, con un sistema solar totalmente formado existe una gran cantidad de pequeños planetesimales orbitando al sol Formación de estrellas y planetas Simulación por ordenador 11 Formación de lunas Formación de Lunas Existen tres teorías que explican la existencia de satélites alrededor de un planeta: 1) Las lunas vienen del planeta que lo orbita, formaron parte de él y en un momento dado se separaron 2) Las lunas son restos o planetesimales capturados por la fuerza de atracción del planeta 3) El planeta y sus lunas se formaron a la vez a partir de la nebulosa solar, de un modo similar al que se formó el planeta. 12 Formación de lunas Muchas de las lunas que orbitan otros planetas son en realidad “asteroides” capturados. Un detalle que muestra claramente que es un asteroide capturado es su forma no esférica. Lunas de este tipo son Fobos y Deimos (Marte) y Nereida (Neptuno), que tiene la peculiaridad de girar en sentido contrario 13 14 Formación de lunas Gas ProtoPlaneta Protoluna Protoluna Disminuye T La teoría de la coformación explica el origen de las lunas como objetos que se formaron de la nube de gas y polvo inicial a la misma vez que el planeta al que están orbitando. Las “protolunas” atraen material hacia sí mismas de la nube de gas y polvo original. Esta teoría explica la existencia de satélites helados alrededor de los planetas gigantes del sistema solar exterior. La temperatura a la que se formaron las lunas decrece conforme te alejas del planeta, y esta diferencia de temperatura explica las distintas características de los satélites que orbitan un mismo planeta. Formación de lunas La Luna, algunas observaciones • Ningún otro planeta tiene un satélite tan grande comparado con su tamaño (excepto Plutón). • Tiene un núcleo muy pequeño de hierro • La densidad es aproximadamente la misma que la del manto terrestre • El oxígeno tiene la misma composición isotópica que la Tierra 16 Formación de lunas Luna Un caso único es el de la Luna, que se formó debido al impacto de un planetesimal enorme, quizás del tamaño de Marte. La simulación muestra como tal impacto envió a la órbita terrestre la cantidad suficiente de material como para formar la Luna. Esta teoría explica la composición de nuestro satélite, muy parecida al del manto terrestre y la misma composición isotópica de oxigeno. Diferenciación Diferenciación 17 Cuando la formación de los planetas llegó a su final. Los interiores de algunos planetas se separaron en capas según sus propiedades. La temperatura del interior del cuerpo se debió a la energía debida al bombardeo y a la existencia de elementos radiactivos en su interior. Capas de la Tierra: • Atmósfera e hidrosfera • Corteza (baja densidad, 6-35 km) • Manto (densidad intermedia ~3000 km) • Núcleo (alta densidad ~3000 km) – Capa externa líquida – Capa interna sólida Si el cuerpo estaba lo suficientemente caliente, los elementos de su interior se fundieron y se pudieron separar según su densidad, de manera similar a la separación entre agua y aceite. Como diferenciación entendemos separación en capas. Los elementos planetarios en los que se separan son hierro y silicatos de roca. El hierro cae al centro del planeta y forma un núcleo. Formación de la atmósfera Formación de una atmósfera Existen cuatro posibilidades para la formación de una atmósfera: 1) La atmósfera se formó a la vez que el planeta por agregación de planetesimales. 2) Los gases de la nube original fueron atraídos por el planeta mientras se formaba, dando lugar a la atmósfera. 3) El impacto de cometas ricos en volátiles depositó gases en la atmósfera una vez que el planeta estaba formado. 4) Erupciones volcánicas llevaron los gases a la superficie provenientes del interior del planeta 18 19 Formación de la atmósfera Origen de la atmósfera terrestre La atmósfera terrestre primigenia (H, He) fue eliminada totalmente durante la etapa TTauri. Por tanto la atmósfera actual, compuesta principalmente de N2, O2, H, He, H2O y C02, no tiene nada que ver con la primigenia. El origen de la actual atmósfera se debe a la acción conjunta de volcanes y cometas. Volcanes emiten una gran cantidad de gases provenientes de los materiales fundidos del interior de la Tierra. Sin embargo estos gases H2O, CO2, SO2,,, N2O , ... no son las moléculas mayoritarias, ya que hubo una “evolución” atmosférica debida a la acción del sol, la existencia de océanos y la aparición de la vida. Cometas de entre 10 y 100 km de diámetro, proporcionaron la mayor parte del agua de la Tierra. El proceso continúa en la actualidad, aunque con tamaños cometarios mucho más modestos 20 El Sol Fuente de toda la energía en la Tierra, responsable de las estaciones, corrientes oceánicas y el clíma. Obtiene su energía de convertir el hidrógeno (75% en peso) en helio (25%) Tiene el 99.8% de la masa del sistema solar El interior tiene una temperatura de 15.6 millones de grados y una presión de 256 mil millones atmósferas Presenta una rotación diferencial 25.4 días en el ecuador y 36 días en los polos 21 Mercurio Mariner 10 (1974-75) • Es el planeta más cercano al sol y muestra un gran parecido a la luna. Completamente marcado por cráteres y sín atmósfera. Tarda en orbitar al sol 88 días El 3 de agosto (2004) partió MESSENGER, sobrevolará al planeta 3 veces antes de entrar en Detalle de la superficie • 22 Venus Sonda Mariner 2 (1962) • Gemelo en tamaño y densidad a la Tierra •Atmósfera muy densa con una espesa capa de nubes y una muy alta temperatura superficial •Fuerte erosión superficial y tectónica de placas, con volcanes activos. • Imagen superficial tomada Venera (URSS) • 23 Venus Volcán activo • Mapa de la superficie de Venus realizado por Magallanes (USA). • La Agencia Espacial Europea tiene previsto enviar Venus Express • ¡¡PELI!! 24 Tierra Foto desde satélite de una imagen muy conocida por todos • Grandes contrastes en la superficie debido a la existencia de una atmósfera muy activa, agua líquida superficial y zonas rocosas. •Único planeta en el que se ha encontrado • Volcán Kliu Luna • ºi La Luna, único satélite natural de la Tierra •Se originó debido al impacto de un enorme planetesimal con la naciente Tierra •Presenta superficies con muchos cráteres • 25 Marte Planeta más visitado por misiones espaciales. •Temperatura superficial muy baja y una muy débil atmósfera con fenómenos climáticos como los terrestres. •La superficie presenta huellas de un pasado mucho más cálido y húmedo. • 26 Marte 27 Asteroide: objeto rocoso y metálico que orbita al Sol y que es demasiado pequeño para ser considerado un planeta. El mayor de ellos es Vesta (526 km). 28 Meteoroides: pequeñas rocas que orbitan al sol y que son menores que los asteroides. Meteoro: meteoroide que ha entrado en la atmósfera de la tierra, normalmente se vaporiza debido al rozamiento (estrella fugaz) Meteorito: Meteoro que ha sobrevivido parcialmente al paso através de la atmósfera y llega al suelo Vesta Júpiter 29 Bandas y Zonas Satélites de Júpiter Gran Mancha Roja Júpiter dobla en masa al resto de los planetas (300 veces la terrestre) Densidad 1.3 veces la del agua. Tiene un periodo de rotación de 10 Horas y de 12 años de traslación. 30 Grandes Lunas Europa Io Ganímedes es el mayor satélite del sistema31 solar. Tiene un diámetro mayor que Mercurio pero sólo la mitad de su masa. Ganímedes es mucho mayor que Plutón. Grandes Lunas Calisto es el octavo de los satélites conocidos de Júpiter y el segundo más grande. Es la más externa de las lunas Galileanas. 32 Saturno Aurora Saturno es el segundo planeta en tamaño, con una masa de 95 veces la terrestre. Es el planeta más ligero, con una densidad inferior a la del agua. Periodo orbital = 29 años, periodo rotacion = 10 horas Los magníficos anillos de Saturno son temporales, están compuestos de granos de polvo e hielo. Tienen un grosor de unos kilómetros. Saturno Mimas 33 Urano Masa 14.5 veces la terrestre y una densidad similar a la de Júpiter. Es el único planeta “tumbado”, lo que hace que sus estaciones sean extremas. La mitad del planeta no recibe luz solar durante la mitad del año de Urano (unos 40 terrestres). Sin embargo la atmosfera distribuye la temperatura muy 34 Neptuno 35 Masa = 17 veces la terrestre, densidad = 1.76 la del agua. Periodo orbital= 163 años y periodo de rotación 16.1 horas Posee nubes altas de hielos de metano. A pesar de su lejanía al Sol tiene una gran actividad en la atmósfera. La Gran Mancha Azul detectada por Voyager desapareción varios 36 Plutón Plutón: Radio = 1145 km Masa = 0.002 Tierra Densidad = 2.1 agua Caronte: radio = 600 km masa= 0.1-0.2 Plutón Cometas ● ● ● 37 Los cometas están compuestos principalmente de hielo, que es evaporado por el Sol produciéndose unos gases que reflejan la luz del Sol La coma (cola de luz) puede ser incluso mayor que el sol. Un cometa tiene dos colas: ●Cola azul: debida al gas ionizado ●Cola amarilla: debida al polvo evaporado Otros sistemas planetarios 38 ¿Tenemos una teoría de formación del sistema solar correcta? SI 1. Podemos explicar la mayor parte de las propiedades del sistema solar, incluyendo las excepciones. Comprobando nuestra teoría 1. ¿Podemos encontrar discos protoplanetarios? 2. ¿Podemos encontrar otros sistemas planetarios? 3. ¿Explica nuestra teoría los otros sistemas planetarios? 39 Otros sistemas planetarios Sistemas Planetarios Semieje mayor (UA)
