Movimientos de los Cuerpos Planetarios

Características generales.

La principal ley que rige el movimeitno de los cuerpos planetarios fue enunciada por Kepler a principios del siglo XVII. En realidad son tres leyes contenidas en un enunciado: todos los cuerpos planetarios describen órbitas alrededor del Sol o alrededor de otros planetas, de forma elíptica y en general de baja excentricidad y moviéndose a mayor velocidad cuanto más cerca estén del Sol o del planteta alrededor del cual giran.

Sistema Solar propuesto por Copérnico

Newton enunciaría, posteriormente, la Ley de la Gravitación Universal, que explicaban físicamente las leyes de Kepler.

Los planetas tienen dos movimientos: órbitas y rotaciones. En cuanto a las órbitas, el Sistema Solar visto desde un punto en el espacio por encima del Polo Norte (es decir, “desde arriba”) se vería que todos los planetas giran en el sentido contrario a las agujas del reloj. Las órbitas que describen están casi todas en el mismo plano, que coincide con el plano de la eclíptica, es decir, el plano que se genera con la tras traslación de la Tierra o el plano sobre el que se traslada la Tierra. La única excepción destacada es Plutón, cuyo plano orbital está bastante alejado del de la eclíptica, con un ángulo de 17°. El resto no poseen desviaciones mayores de 1°.

Las órbitas son elípticas y con baja excentricidad. Plutón vuelve a ser una excepción, pues tiene una órbita que describe una elipse mucho más excéntrica. En ocasiones se encuentra más cercano al Sol que Neptuno.

Otras órbitas muy excéntricas son las que describen los cometas. Estos se encuentran muy alejados del Sol y en algunos momentos se acercan. La zona donde se concentran los cometas se encuentra alejada del Sistema Solar y se denomina nube de Oort. Hay factores que pueden desestabilizar esta nube y entonces se producirían lluvias de meteoritos (una lluvia de meteoritos pudo ocasionar la extición de los dinosaurios).

Las rotaciones son movimientos alrededor del eje y se llaman movimientos keplerianos. Hay dos tipos, en el sentido contrario de las aujas del reloj o rotación directa y en sentido de las agujas del reloj o rotación retrógada. Venus y Urano presentan rotación retrógrada y el resto directa.

La velocidad de rotación marca la duración de los días. Esta es muy variable. La rotación de Júpiter, por ejemplo, es muy rápida y dura alrededor de 9,8 horas terrestres. La rotación de Plutón es más lenta y dura unos 6,4 días terrestres. Venus tarda 243 días en dar un giro sobre su eje, mientras que tarda 225 días en dar una vuelta alrededor del sol; esta rotación tan lenta es la que hace que Venus sea una esfera casi perfecta.

Un caso peculiar es el que presenta la Luna. Tiene una rotación bloqueada o sincrónica. Debido a la fuerza de atracción de la Tierra, la Luna ha bloqueado su rotación, es decir, su rotación dura tanto como su traslación, dando una vuelta sobre si misma a la vez que da una vuelta alrededor de la Tierra. Por esta razón, hay una cara oculta de la Luna, pues esta nos muestra solo una de sus caras.

Rotación sincrónica de la Luna respecto a la Tierra.

Muchos satélites tienen su rotación bloqueada o sincrónica. Por ejemplo, todos los satélites ee Jupiter.

Un efecto de las diferentes velociades de rotación es la diferente intensidad del campo magnético. Por ejemplo, Venus casi no tiene campo magnético, debido a su lenta rotación. Para que haya campo magnético se requieren rotaciones elevadas. Júpiter tiene un campo magnético muy fuerte.

La mayoría de los planetas tienen un eje de rotación aproximadamente perpendicular al plano de la órbita del planeta. La excepción es Urano, que por alguna razón desconocida tiene un eje de rotación inclinado 82,5° respecto al eje vertical perpendicula al eje de la órbita.

Eje de rotación de Urano

Otro fenómeno curioso es que casi todos los planetas tienen una rotación directa, contraria a las agujas del roloj. En cambio, Venus y Urano presenta rotación retrógada. No se conoce la causa de estas anomalías en las rotaciones. Se piensa que la variación tuvo lugar ya en las primeras fases de formación del Sistema Solar.

Distancias planetarias y Ley de Titius-Bode.

La distancia de cada uno de los planetas con el Son se ajusta a una ecuación denominada ley de Bode, enunciada en 1772 y cuya expresión es la siguiente:

dn=(n+4)/10

Donde n tiene un valor que crece en progresión geométrica de valor 2. Para que esta ecuación se cumpla, para Mercurio y Venos debemos darle un valor orbital de 0 y 10 respectivamente.

Visto en modo gráfico, las distancias en relación a la masa serían las siguientes:

Distancias de los planetas en relación a su tamaño

Como vemos hay varios problemas. Falta el planeta que ocuparía el hueco en el 24. Posteriormente se descubriría que en esa posición había asteroides. Las distancias predecidas por esta ley coinciden muy bien para Mercurio, Venus, la Tierra, Marte, los Asteroides y Júpiter. Para Saturno la distancia es un 5% menor que la calculada. Para Urano el error ya está en el 30%. Con Neptuno no concide y Plutón quedaría aproximadamente en el punto en el que se esperaría que estuviese Neptuno.

 

Gráfico del Sistema Solar con planos de rotación

Esta ley carece de explicación y el punto de partida de la misma es artificial, ya que debemos dar los dos primeros términos de forma arbritaria.

Para la tierra n tiene un valor de 6. dT1 entonces tomará un valor de 1 y a ese valor corrsponde una unidad astronómica. Una unidad astronómica equivalen a 150 millones de kilómetros.

Parece que también los satélites de Júpiter responden a este comportamietno, dando también a los dos primeros unos valores concretos arbitrarios. Aunque se desconoce exactamente la razón que se esconde tras esta ley general.

Límite de Roche.

Se denomina límite de Roche a la distancia crítica a la que puede darse un satélite respecto al planeta alrededor del cual gira. Por debajo, la atracción gravitacional causa en el satélite fuerzas mareales tales que harán que éste se fragmente.

Las fuerzas mareales derivan de que la atracción gravitacional de los satélites no solo provoca las mareas sobre los océanos que conocemos en la tierra, también actúa sobre la Tierra (mareas terrestres), si un satélite está demasiado cerca, el satélite se desintegraría (ya que el efecto de la marea también lo produce el planeta sobre el satélite).

Este límite se estima que es de tres veces el diámetro del plaeta. Y esta es la explicación para los anillos que presentan varios planetas gigantes. De hecho, aunque los más conocidos son los de Saturno, también Júpiter, Urano y Neptuno (éste último muy tenus) presentan anillos (de menor tamaño que los de Saturno, lógicamente).

Los anillos derivarían de satélites desintegrados, o de material que no puede agregarse porque está por debajo del límite de Roche. Los asteroides del cinturón presente entre Marte y Júpiter también se encuentran en ese estado (es decir, troceados) debido a que Júpiter evita que puedan congregarse para formar un planeta.

Densidad y morfología de los planetas.

Los cuerpos planetarios presentan diferenciación en la densidad desde la superficie hasta su núcleo. La distribución de densidades no es uniforme. A partir del momento de inercia de un planeta se puede calcular si su masa está concentrada hacia el centro del planeta o hacia su superficie.

Así, se sabe que la Tierra tiene una densidad media de 5,5g/cc y las rocas de la superficie solo tienen una densidad media de entre 3 y 3,5g/cc. Se supone que en el núcleo deben existir, por lo tanto, densidades muy altas.

Esta diferencia de densidades existe en otros planetas. Júpiter tiene una densidad de unos 1,33gr/cc y su volumen es equivalente a 318 Tierras. De las 318 Tierras a las que equivale Júpiter, unas 300 corresponderían a la fracción gaseosa del planeta y las 18 Tierras restantes serían los materiales sólidos, de altísima densidad (unos 20gr/cc), que se encontrarían concentrados en el núcleo.

El hecho de que la mayor parte de la densidad se encuentre concentrada en el núcleo del planeta es común a todos los planetas.

Debe haber una razón para que la mayoría de los cuerpos celestes sean esféricos y solo los asteroides y cuerpos pequeños sean irregulares. Se supone que los cuerpos grandes, con diámetros superiores a los 400 kilómetros, tienen presiones gravitatorias considerables, lo que conlleva aumentos de temperatura en el núcleo. Por esto tienden a comportarse ocmo un fluido y la forma que adquiere un fluido girando libremente en el vacío es precisamente una esfera. A causa de la fuerza centrífuga, los planetas tenderán a achatarse por los polos y ensancharse por su zona ecuatorial.

Los cuerpos con diámetros menores a 400 kilómetros de diámetro están fríos, carecen de calor interno. Las presiones son menores. Y bajo esas condiciones, la metaria sólida resiste las presiones a las que aun está siendo sometida sin fluir.