SISTEMA SOLAR

SISTEMA SOLAR
Nuestro sistema solar consiste en una estrella mediana que llamamos el Sol y los planetas Mercurio, Venus,
Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno, y Plutón. Incluye: los satélites de los planetas, numerosos
cometas, asteroides, y meteoroides; y el medio interplanetario. El Sol es la fuente más rica de energía
electromagnética (principalmente en forma de luz y calor) en el sistema solar. El vecino estelar conocido mas
cercano al Sol es una estrella enana roja llamada Proxima Centauri, y está a una distancia de 4.3 años luz.
El sistema solar entero, junto con las estrellas locales visibles en una noche clara, orbita en el centro de
nuestra galaxia hogar, que es un disco espiral de 200 billones de estrellas al cual llamamos la Vía Láctea. La
Vía Láctea tiene dos pequeñas galaxias orbitandose cercanamente, las cuales son visibles desde el hemisferio
sureste. Éstas son llamadas la Nube Magallánica Mayor y la Nube Magallánica Menor. La galaxia grande más
cercana es la Galaxia Andrómeda. Es una galaxia en espiral como la Vía Láctea pero es 4 veces mas densa y
está a 2 millones de años luz de distancia. Nuestra galaxia, una de las billones de galaxias conocidas, está
viajando a través del espacio intergaláctico.
Los planetas, muchos de los satélites de los planetas y los asteroides giran alrededor del Sol en la misma
dirección, en órbitas casi circulares. Cuando se observa desde lo alto del polo norte del Sol, los planetas
orbitan en una dirección contraria al movimiento de las manecillas del reloj. Los planetas orbitan al Sol en ó
cerca del mismo plano, llamado el eclíptico. Plutón es un caso especial ya que su órbita es la más inclinada
(18 grados) y la más elíptica de todos los planetas . Por esto, por parte de su órbita, Plutón es más cercano al
Sol que Neptuno. El eje de rotación de muchos de los planetas es casi perpendicular al eclíptico. Las
excepciones son Urano y Plutón, los cuales están inclinados hacia sus lados.
DEL POLVO A LOS PLANETAS
Seguiremos ahora paso a paso el proceso que condujo de la nebulosa protoplanetaria a los planetas, tal como
ha sido reconstruido por los planetólogos a partir de los años 50.
Las partículas sólidas microscópicas presentes inicialmente en la nebulosa protoplanetaria (como en las
actuales nubes interestelares), que giraban alrededor del Sol siguiendo órbitas independientes unas de otras,
sufrían continuamente colisones recíprocas a baja velocidad, que determinaban su agregación. Paralelamente,
las colisiones disipaban la energía del movimiento relativo de las partículas, provocando una gradual
"sedimentación" de los granos de polvo sobre el plano ecuatorial de la nebulosa. De esta manera se fue
formando un disco de material sólido disgregado, cada vez más achatado y denso, semejante en muchos
aspectos a los actuales anillos de Saturno. La diferencia principal reside en el hecho de que la gradual
agregación de las partículas no se veía inhibida, como en el caso de los anillos de Saturno, por las fuerzas de
marea del cuerpo central.
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Cuando el estrato de polvo superó una densidad crítica, la atracción gravitatoria entre las partículas
componentes llegó a ser suficientemente intensa para dar lugar a un fenómeno de inestabilidad. El estrato
comenzó a separarse en una sucesión de finos anillos y a continuación estos mismos anillos se fragmentaron
en una miríada de subcondensaciones, es decir, cúmulos de polvo en contracción a causa de la autogravedad.
Se formaron de este modo muchísimos pequeños cuerpos sólidos, similares a los actuales asteroides (en el
sistema solar interno, donde los "granos" sólidos estaban compuestos por material rocoso) o a los núcleos
cometarios (en las regiones más externas, donde abundaban los compuestos helados). Así nacieron los
planetésimos, la primera población de cuerpos sólidos de dimensiones macroscópicas, que a su vez darían
origen a los planetas.
Estos planetésimos sumaban millones, pero hacen falta condiciones especiales para que una secuencia de
colisiones entre cuerpos de este tipo genere un proceso constructivo de acumulación y no uno destructivo,
como en el actual cinturón de asteroides. Las velocidades relativas durante las colisiones, determinadas por las
inclinaciones mutuas y por la excentricidad de las órbitas de los planetésimos, deben ser suficientemente bajas
para evitar la fragmentacion de los dos cuerpos implicados; sin embargo, si las velocidades relativas hubiesen
sido excesivamente bajas, las órbitas habrían sido demasiado "ordenadas" para permitir interacciones
recíprocas suficientemente frecuentes y eficaces.
Según el modelo ideado por Safronov (alrededor de 1960), el disco inicial de planetésimos evolucionó
produciendo un número decreciente de "embriones planetarios" de dimensiones cada vez mayores, que
volvían cada vez más excéntricas las órbitas de los objetos menores supervivientes, ampliando así el anillo
dentro del cual cada uno de ellos "barría" el material residual.
En las zonas donde hoy orbitan Júpiter y Saturno, la disponibilidad de material "helado" condujo a la
formación de planetésimos semejantes a los actuales núcleos de los cometas, en una cantidad decenas de
veces superior que en la zona de los planetas terrestres. El proceso de acumulación fue, por lo tanto, más
rápido y eficaz, y los "embriones" planetarios, una vez superada una masa crítica del orden de algunas masas
terrestres, comenzaron a absorber también el componente gaseoso de la nebulosa, aumentando así
rápidamente su masa y dimensiones. Esto explica las propiedades de los llamados planetas jupiterianos, que
tienen un núcleo sólido pero están constituidos en gran parte por gases.
El rápido crecimiento de estos planetas, a su vez, tuvo una serie de consecuencias importantes: interrumpió a
medio camino la acumulación planetaria en la región interna adyacente, la de los actuales asteroides; gran
número de planetésimos helados fueron desvidados sobre órbitas elípticas extremadamente excéntricas y
pasaron a integrar la nube cometaria de Oort, y finalmente, en torno a los propios planetas gigantes se
formaron "discos presatelitarios", donde el proceso de acreción de cuerpos sólidos se repitió a menor escala,
produciendo los actuales sistemas de satélites regulares.
Tamaños y distancias
DATOS DEL SISTEMA SOLAR
Distancia
AU)
Sol
0
Mercurio 0.39
Venus
0.72
Radio
(Tierras)
109
0.38
0.95
Masa
(Tierras)
332,800
0.05
0.89
Rotación
(Tierras)
25−36*
58.8
244
# Lunas
9
0
0
Inclinación
Orbital
−−−
7
3.394
Excentricidad Densidad
Orbital
(grs/cm3)
−−−
1.410
0.2056
5.43
0.0068
5.25
2
Tierra
Marte
Júpiter
Saturno
Urano
Neptuno
Plutón
1.0
1.5
5.2
9.5
19.2
30.1
39.5
1.00
0.53
11
9
4
4
0.18
1.00
0.11
318
95
15
17
0.002
1.00
1.029
0.411
0.428
0.748
0.802
0.267
1
2
16
18
15
8
1
0.000
1.850
1.308
2.488
0.774
1.774
17.15
0.0167
0.0934
0.0483
0.0560
0.0461
0.0097
0.2482
5.52
3.95
1.33
0.69
1.29
1.64
2.03
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