Sistema Solar - NASA

El Sistema Solar ¿Cómo funciona?

Israel Gil Andani Astronomía, Sistema Solar Leave a Comment

El término Astronomía proviene de la palabra griega astro que significa estrella y nomos que significa orden o norma, por lo tanto, se podría decir que es “la ciencia que rige las estrellas”. Pero no sólo trata el estudio de las estrellas, sino que es la ciencia que se encarga del estudio de todo lo que se encuentre fuera de los límites de nuestro planeta.

La Astronomía es la ciencia más antigua. Todas las civilizaciones en el pasado han tenido un estrecho vínculo con ella. Se han guiado por los movimientos de los astros para saber cuándo cosechar la siembra o recoger el fruto, cuando migrar a zonas más templadas….  y es que no podía ser de otra manera.

Os animo, ahora que se acerca el buen tiempo, a desplazaros a un lugar con poca contaminación lumínica y pasar unas horas viendo anochecer y contemplando el cielo (abrigaros que incluso en verano por la noche puede hacer frío). El espectáculo es realmente impresionante. Los que vivimos en ciudades o cerca de ellas nos perdemos, yo diría, un 90% del cielo. Hace unos meses en una salida con unos compañeros a Almansa, no conseguía diferenciar ninguna constelación por la cantidad de estrellas que poblaban el cielo. La vista de la Vía Láctea fue impactante.

Una vez tenida esta experiencia que os insisto en recomendar, se aproxima uno a comprender que podrían pensar nuestros primitivos antepasados ante estas vistas, y qué grandes logros se han alcanzado para entender semejante universo en el que vivimos.

Cómo todo a la vez resulta imposible de abordar, empecemos primero por nuestro vecindario, el Sistema Solar, cómo funciona y de qué está formado. Soy muy aficionado a los resúmenes, me gusta tener mucha información en poco espacio, así que espero no haberme pasado con éste…

Configuración del Sistema Solar. Fuente: NASA.

Configuración del Sistema Solar. Fuente: NASA.

Nuestro Sistema Solar está formado por 1 estrella, 8 planetas, 5 planetas enanos, 146 satélites naturales conocidos, aproximadamente 1000 millones de asteroides y más de 1 billón de cometas. Cada objeto que gira en torno a una estrella recibe el término coloquial de cuerpo planetario. El resto de nomenclaturas antes mencionadas, son intentos de clasificar estos cuerpos planetarios, ya que por ejemplo, las diferencias entre cometas y asteroides son con frecuencia muy finas.

Sistema Solar Sistema Solar Sistema Solar Sistema Solar

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Los planetas si tenemos en cuenta su tamaño y composición, se pueden agrupar en 2 grupos:

terrestres, de rocas y hierro: Mercurio, Venus, la Tierra y Marte
gigantes de gas, de hidrógeno y helio: Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno.

Si tenemos en cuenta su distancia al Sol:

interiores: Mercurio, Venus, Tierra y Marte.
exteriores: Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno.

Los llamados planetas enanos han sido considerados así recientemente, y lo forman, Plutón, Ceres (antes un asteroide), Eres, Makemake y Haumea.

Los mayores objetos trans-Neptunianos conocidos.

Los mayores objetos trans-Neptunianos conocidos.

Estos cuerpos se mueven en dirección contraria a las anillas del reloj, siguiendo un camino alrededor del Sol, llamado órbita directa. Existen algunos cuerpos que giran en sentido contrario, llamado retrógrado. Las rotaciones de los planetas también pueden ser retrógradas como la de Venus y Urano o directas como el resto. Ver Solar System Data.

Las órbitas de los planetas están espaciadas de un modo aproximadamente regular. Cuanto más masivo es un planeta más espacio tiene para él, ya que se considera que fue a partir del propio material de la zona, del que se formaron los planetas. Las órbitas que forman cada uno comparten aproximadamente el mismo plano, definido por la órbita de la Tierra y llamado eclíptica, y sus ángulos con la eclíptica, inclinaciones. El tiempo que tardan en recorrer una vuelta alrededor del sol revolución o periodo orbital (comúnmente año).

Inclinación planetas y sentido de rotación.

Inclinación planetas y sentido de rotación.

Las leyes de Johannes Kepler

Gracias a los datos del gran observador Tyge Brahe (Tycho), Johannes Kepler demostró que los planetas no giran en círculo alrededor del sol, sino que describen trayectorias achatadas denominadas elipses. Su mérito es mayor aún si cabe porque todas sus leyes se basaron en hallazgos empíricos, ya que en su tiempo las matemáticas no habían avanzado lo suficiente.

Las Tres Leyes:

1.- Cada planeta describe alrededor del Sol una elipse, en la cual el Sol ocupa uno de sus focos.

Trayectoria de la tierra alrededor del Sol en forma de elipse. Credit: Xosema_Wiki Commons.

Trayectoria de la tierra alrededor del Sol en forma de elipse. Credit: Xosema_Wiki Commons.

– Una elipse es una curva plana cerrada en la que la suma de las distancias de uno de sus puntos con los otros dos puntos interiores llamados focos es constante. Las elipses pueden ser más o menos achatadas, es decir, excéntricas.

2.- La línea que une un planeta con el Sol describe superficies equivalentes en tiempos iguales.

O lo que es lo mismo, la velocidad de un planeta sobre su órbita es más rápida cuanto más cerca esté del Sol (perihelio) y más lenta cuanto más alejado (afelio). Cuanto mayor diferencia entre ambos, mayor es la excentricidad de la órbita.

También existen otros tipos de órbitas como las circulares, parabólicas o hiperbólicas. Éstas dos últimas son las que se utilizan en Astronáutica para acelerar una sonda espacial a cambio de frenar al planeta, llamada como ayuda gravitacional.

Ejemplo de órbitas cometarias muy excéntricas.

Ejemplo de órbitas cometarias muy excéntricas.

3.- Los cuadrados de los tiempos de revolución son proporcionales a los cubos de los semiejes mayores de cada órbita.

Segunda Ley de Kepler.

Segunda Ley de Kepler.

Es decir, que la distancia que separa cualquier satélite con su planeta, o cualquier planeta con el Sol, corresponde a una velocidad y periodo orbital fijos. A mayor distancia del Sol más lentamente se desplazará el planeta.

Estás leyes se aplican a todo cuerpo u objeto que “circule” por el Sistema Solar, tanto natural como artificial.

Pero éstas, no son las únicas leyes que existen y que afectan a nuestro Sistema Solar. Isaac Newton (1642 – 1727), encaramado a hombros de gigantes, como le gustaba decir a él, demostró porque los planetas se movían de la forma en que lo hacían.

Las leyes de Isaac Newton

1.- Ley de Inercia: todo cuerpo permanece en reposo o en movimiento uniforme rectilíneo o no ser que se ejerza una fuerza sobre él.

Para ello hay que imaginar un lugar en donde no exista ninguna fuerza cercana, por ejemplo, un espacio vacío en mitad del universo. Newton nos dice con esta ley que si dejáramos un objeto en este sitio, éste permanecería en reposo a no ser que le aplicáramos una fuerza, por ejemplo un empujón, en cuyo caso comenzaría a desplazarse en la dirección del empujón indefinidamente hasta que otra fuerza influyera en él.

Conservación del movimiento angular, derivado de las leyes de Newton.

Conservación del movimiento angular, derivado de las leyes de Newton.

2.- Ley de Fuerza: el cambio en la velocidad del cuerpo (aceleración, a) es directamente proporcional a la fuerza (F) aplicada, e inversamente proporcional a la masa (m) del cuerpo (a=F/m). También expresado como F=m*a.

Esta ley explica qué ocurre si sobre un cuerpo en movimiento actúa una fuerza neta: la fuerza modificará el estado de movimiento, cambiando la velocidad del cuerpo o dirección. Las fuerzas son causas que producen aceleraciones en los cuerpos. Consecuentemente, hay relación entre la causa y el efecto, la fuerza y la aceleración están relacionadas.

3.- Ley de acción y reacción: para cada acción hay una reacción igual y opuesta.

Esta es la decisiva Ley de la Gravedad, la que nos explica porqué los planetas se mantienen en sus órbitas encadenados por atracción mutua pero sin chocar contra ella porque su velocidad les impulsa a escapar.

Con sólo estas seis leyes en total, estos genios nos explican, cosas tan complejas como los movimientos de los planetas y porque incrementan sus velocidades al acercarse al sol y viceversa. Pero también porque caen los objetos o los movimientos mareales producidos por nuestra Luna.

Simplemente impresionante….


En base a lo anteriormente comentado, las órbitas permanecerán estables si ningún tipo de fuerza adicional es ejercida sobre ellas. Sin embargo, existen muchos tipos de fuerzas en el espacio que pueden alterar dichas órbitas, en ocasiones levemente y en otras no tanto. A continuación repasaremos que factores pueden influir en estas alteraciones, pero recordemos primero un concepto importante.

La atracción gravitatoria se debilita con la distancia, en base a un concepto denominado esfera de Hill, el cual nos indica el límite de la atracción gravitatoria de un cuerpo, a partir del cual, se escaparía de su órbita.

Ejemplo de esféras de Hill para dos cuerpos, debidas a su gravedad e inercia en un momento determinado, rodeando las dos enormes masas. (La Tierra y el Sol no están a escala). También están representados los puntos Lagrangianos, de los que hablaremos más adelante. Fuente: Wikipedia.

Ejemplo de esféras de Hill para dos cuerpos, debidas a su gravedad e inercia en un momento determinado, rodeando las dos enormes masas. (La Tierra y el Sol no están a escala). También están representados los puntos Lagrangianos, de los que hablaremos más adelante. Fuente: Wikipedia.

Alteraciones orbitales de origen Solar

– Los fotones que componen la luz de nuestra estrella están dotados de impulso, que transmitirán a los objetos con los que choque (presión de radiación). Estos impactos serán útiles para alejar del Sol objetos del tamaño de las partículas de polvo.

– El viento solar es una corriente de plasma (gas ionizado) que emiten las estrellas. Está formado sobre todo por protones de energía. En la órbita de la tierra su velocidad máxima puede alcanzar los 900km/s, con una media de unos 450 km/s y una temperatura de 200.000 K.

– La radiación viaja radialmente desde el Sol, por lo que golpea a las partículas del tamaño de un centímetro, en uno de sus lados, provocando en éstas un exceso de radiación en uno de sus extremos, que las frena y vuelven a se atraídas por el Sol, formando una trayectoria en espiral.

Estos tres efectos del Sol limpian de partículas el Sistema Solar, expulsando unas más lejos de las órbitas planetarias y haciendo caer otras sobre el Sol.

– El último de los efectos solares, influye sobre objetos de tamaño métrico y kilométrico. El Sol calienta un objeto irregular como un asteroide mayormente por una de sus partes debido a su rotación. Este calentamiento puede hacer que se desprendan fotones térmicos que (gracias a la ley de Newton de acción y reacción) puede provocar alteraciones orbitales. Su efecto es poco eficiente, aunque en ocasiones suficiente para expulsar asteroides del cinturón.

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Interacciones entre dos cuerpos

Mareas

La atracción gravitatoria entre dos cuerpos influye especialmente en las partes más próximas de cada uno y menos en las más alejadas.

En la parte superior observamos un cometa que ha atravesado el límite de Roche y empieza a desintegrarse en pedazos. En la parte inferior, vemos como las partículas se separan en relación a su distancia con el Sol. Las más próximas se moverán más rápido y las más alejadas más lentamente. Fuente: Wikipedia.

En la parte superior observamos un cometa que ha atravesado el límite de Roche y empieza a desintegrarse en pedazos. En la parte inferior, vemos como las partículas se separan en relación a su distancia con el Sol. Las más próximas se moverán más rápido y las más alejadas más lentamente. Fuente: Wikipedia.

Íntimamente ligado a este fenómeno mareal, está el límite de Roche. Éste límite se define como la distancia entre dos cuerpos planetarios para la cual la fuerzas mareales son lo bastante grandes como para romper uno de ellos, normalmente, el satélite de un planeta. La atracción gravitatoria aumenta de forma inversamente proporcional al cuadrado de la distancia, por lo que si ésta (la distancia) se reduce mucho, el lado más próximo del satélite será atraído con mucha mayor fuerza que el lado más alejado. En cuanto esta diferencia de fuerzas supere la propia fuerza del material que le mantiene unido, el satélite se romperá.

Otro efecto que producen las fuerzas mareales se denomina rotación sincrónica. Debido a que los satélites no son en absoluto esferas perfectas, las partes con mayor protuberancias (y, por lo tanto más masa) serán atraídas con mayor fuerza y terminarán alineadas hacia su planeta. El ejemplo más claro que conocemos es el de nuestra Luna que siempre nos muestra su mismo lado (o casi) y es bastante común en nuestro Sistema Solar.

Colisiones

Las interacciones gravitacionales modifican de sus órbitas keplerianas a los cuerpos, y pueden llevarlos a cruzar las de otros objetos, y en ocasiones, a colisionar con ellos. Uno de los principales hallazgos fundamentales de la exploración del Sistema Solar ha sido que las estructuras más comunes en todas las superficies sólidas son los cráteres de impacto. Los proyectiles pueden ser asteroides, cometas, satélites o incluso, en el Sistema Solar primitivo, planetas; para incluirlos a todos se suele usar el término impactor.

Simulación de impacto. NASA.

Simulación de impacto. NASA.

Cuando un impactor alcanza la superficie de un cuerpo planetario, la totalidad de su energía cinética (que es elevada, dadas sus velocidades típicas entre 5 y 40km/s) se transforma en energía térmica y mecánica. La presión se transmite como una onda de choque, que excava el cráter comprimiendo y desalojando el material de la zona de impacto. Estas presiones y temperaturas se mantienen poco minutos, durante los cuales las rocas se comportan elásticamente. Tras el paso de la onda, las rocas recuperan en parte su posición original. Este rebote elástico es la causa de que muchos cráteres posean elevaciones o picos centrales y prominencias concéntricas o anillos.

Los fragmentos expulsados se llaman eyecta y viajan según trayectorias balísticas, como una especie de muro de rocas. Al caer los bloques mayores pueden producir también cadenas de cráteres secundarios.

Cráter Aristarchus.

Cráter Aristarchus.

Un efecto interesante de los impactores mayores es que pueden expulsar material del campo gravitatorio de un cuerpo, siempre que los eyecta sean acelerados por encima de la velocidad de escape del cuerpo en cuestión. Esta velocidad se puede definir como la mínima para salir de la esfera de Hill de un cuerpo planetario, y lógicamente guarda una proporción directa con la aceleración de la gravedad en la superficie del planeta.

Capturas

Cuando el supuesto impactor falla el blanco, corre el riesgo de convertirse en un satélite de un planeta. Esto se produce cuando un cuerpo entra a una velocidad moderada en la esfera de Hill de un planeta gigante, o en el caso de que un planeta haya contado en algún momento de su evolución con una atmósfera masiva.

Interacciones entre varios cuerpos

Oposiciones y eclipses

La circulación de los planetas a distintas velocidades es la causa de que se produzcan adelantamientos continuamente. Cuando se alinean dos planetas con el Sol decimos que se encuentran en oposición. Un eclipse es una oposición en la que uno de los planetas se interpone entre el otro y el Sol.

Resonancias.

La influencia de un tercer cuerpo, suele derivar, en que la órbita del cuerpo menor es deformada, alejándose de la forma kepleriana normal. La atracción del asteroide irá sumándose en cada oposición, hasta apartarlo de su órbita original. A esta perturbación acumulada, se la denomina resonancia.

Resonancias_web

Puntos Lagrangianos.

Es la existencia, cerca de dos masas (cuerpos) de puntos en los cuales la atracción de ambos se equilibra.

De los puntos indicados en la imagen superior, los únicos realmente estables son L4 y L5, que forman triángulos equiláteros. Si se aplicase una fuerza a un cuerpo situado en L1, L2,  o L3, el objeto perdería su posición de forma irreversible, por contra, los objetos en L4 y L5, la recuperarían. La influencia de estos puntos lagrangianos, parece ser que sólo se cumple cuando hay una relación entre masas mayor que 27:1.

Caos en el Sistema Solar.

Debido a las leyes de Newton y los procesos de resonancia, cuando unimos las interacciones de todos los cuerpos del Sistema Solar, la complejidad aumenta hasta el punto de inutilizar cualquier intento de análisis matemático. Esta evolución recibe el nombre de caótica.

La evolución del conjunto, depende fuertemente de las condiciones iniciales, que pueden calcularse con muy poca precisión. Aunque las órbitas actuales de los planetas son aproximadamente keplerianas, existen múltiples indicios (como los cráteres de impacto), de que los inicios del Sistema Solar fueron caóticos. Mirando hacia el futuro, el resultado es el mismo. Las simulaciones por ordenador, muestran que cualquier pequeña desviación en un dato sea acumulable en el tiempo y por lo tanto, se apodere del cálculo y lo haga inservible.

Recientes estudios de exoplanetas, (algunos de tamaños mayores que Júpiter en órbitas muy cercanas a su estrella), sugieren otro fenómeno denominado, migración orbital. El recorrido órbital de éstos gigantes sería tan corto, que no habría material suficiente para formar el planeta, por lo tanto es posible que haya migrado de una zona exterior del sistema a una más interior. Si a éste aspecto unimos la craterización masiva en los planetas sólidos, que nos indican un inicio de nuestro Sistema Solar caótico con multitud de objetos colisionando unos con otros, llegamos a la conclusión de que las órbitas de los planetas actualmente son casuales, no predeterminadas.


El Sistema Solar lo podemos observar a través de una aplicación de la NASA, que aunque se encuentra en fase de desarrollo, nos ayudará seguro a visualizarlo mejor. Se trata de Eyes on the Solar System.

También recomiendo dedicar un poco de tiempo a la siguiente información general sobre el Sistema Solar. Solar System Data.


Fuentes consultadas:

– NASA. Solar System.
– Adaptado de: Francisco Anguita y Gabriel Castilla. “Planetas. Una guía para exploradores de la frontera espacial.” Editorial Rueda.
– Vicente J. Martínez, Joan Antoni Miralles, Enric Marco, David Galadí-Enríquez. “Astronomía Fundamental“. Universidad de Valencia.

 

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