He publicado en mi canal de Youtube las nuevas presentaciones (elaboradas con Keynote) para las clases de Ciencias Naturales de 1º y 2º de ESO, dentro del programa bilingüe.
I have published new keynote videos related to Natural Science (1st and 2nd ESO, bilingual project).
Es el planeta más próximo al sol. Carece de atmósfera y
recibe radiaciones solares muy elevadas. Su temperatura en la cara que mira al
sol es muy elevada (suficiente como para fundir plomo), mientras que la cara
opuesta está a temperaturas bajas (su rotación está casi bloqueada). Posee una
superficie con muchos impactos de meteoritos, es decir, su superficie está muy
craterizada.
Venus.
Tiene una atmósfera muy densa, con nubes amarillo
blanquecinas de gran reflectiviad (reflejan mucho la luz del sol). Por eso
desde la Tierra se e tan brillante. No tiene campo magnético debido a que su
rotaicón es muy lenta. Esta lentitud en su rotación hace también que sea un
cuerpo muy esférico (esfera casi perfecta).
Venus.
Marte.
Tiene un tamaño un poco mayor que el de la Luna. Su
atmósfera es muy tenue. Posee dos satélites que parecen ser asteroides que ha
capturado (el único planeta rocoso con satélite de gran tamaño es la Tierra).
Marte.
Se trata de un planeta muy próximo a la Tierra y por eso se
ha observado desde hace tiempo. Se aprecian con el telescopio muchas
estructuras, algunas aun hoy sin explicar. En los polos hay hielo. Y aparecen
estructuras que parecen canales y otras que parecen cañones. En su momento se
pensó que era un planeta habitado que con canales artificiales que llevaban
agua al polo, hoy sabemos que no hay vida (al menos organismos de gran tamaño).
En Marte encontramos el volcán de mayor tamaño en el Sistema
Solar, se denomina el volcán Monte Olimpo y tiene una altura de 24000 metros,
con una base de 500 kilómetros. Aparece también un cañón de enormes
dimensiones, con 200 kilómetros de ancho y 6 kilómetros de profundidad.
En Marte hay hielo, pero no hay agua líquida (puede haber
pequeñas cantidades bajo el hielo de los polos). Pero se piensa que en algún
momento debió haber agua que causase fenómenos erosivos, que explicarían
algunas formas observadas. También hay restos de un vulcanismo muy activo.
Júpiter.
Posee una atmósfera con una dinámica similar a la de la
Tierra, apareciendo ciclones y anticiclones. Un rasgo característico es la gran
mancha roja de Jupiter, que lleva unos 300 años fija. Se piensa que es un
vórtice anticiclónico.
Júpiter
Júpiter tiene quince satélites de gran tamaño, aunque su
número total asciende a 63. Algunos, como Io, presentan un vulcanismo activo.
Tiene un campo magnético muy fuerte, de hecho es el campo
magnético más fuerte entre los planetas del Sistema Solar, debido a su elevada
velociad de rotación. Posee, además, un anillo muy difuso.
Saturno.
Se trata también de un planeta gigante gaseoso, el segundo
de mayor masa del Sistema Solar. Su principal característica es su sistema de
anillos.
Saturno.
Posee 14 satélites de tamaño relativamente grande, aunque su
número total asciende a más de 30.
Urano.
Es un planeta alejado y menos conocido que otros planetas
más cercanos. Se trata de un planeta gaseoso, de gran tamaño, con 14 grandes
satélites, aunque su número total asciede a al menos 27. Posee un sistema de
anillos difuso.
Urano.
La característica más llamativa es la inclinación del campo
magnético, desviado 55° respecto al eje de rotación. Esto es algo llamativo,
pues ambos ejes suelen ser más o menos coincidentes. Se La otra posible explicación es que el campo
magnético está en una posición intermedia, ya que se encuentra en proceso de
cambio de polo magnético. Esto ocurre en otros planetas, como por ejemplo en
Marte, en el que los cambios de polo son frecuentes, o en la Tierra, donde se
sabe que cada cierto tiempo también sucede.
proponían dos
explicaciones, una de ellas que es a causa del eje de rotación tan extraño que
posee (rota con un ángulo de 90° respecto a la vertical).
Hoy en día, en cambio, se sabe que el campo magético de
Neptuno también se encuentra girado, lo que sugiere que se trata de una
característica común a los gigantes gaseosos de hielo.
Eje magnético deUrano.
Neptuno.
Se trata también de un gigante gaseoso. Tiene un satélite
principal de pequeño tamaño, denominado Tritón, además de al menos otros doce
satélites aún menores. Tiene un sistema de anillos tenue.
Neptuno.
Plutón.
Durante muchos años, fue el último planeta conocido (aunque
a día de hoy ya no es considerado un plantea, sino un planetoide o planeta
enano). Es un planeta anómalo, de tipo terrestre y con una órbita extraña. Su
tamaño es menor que el de la luna. Se interpreta como un satélite que se escapó
de la órbiaa de Neptuno.
Desde su descubrimiento, la cantidad de luz que refleja
(albedo) ha ido variando. Es debido a que tiene casquetes solares, pero no
siempre nos enseña la misma cara de su superficie y existen zonas donde la
cantidad de hielo es muco menor.
Durante muchos años se habló de un planeta X. Parece que
debería exisitir algún planeta más allá de Neptuno, pues este tiene
alteraciones en su órbita que deberían ser producidas por alugna masa
gravitatoria y la masa de Plutón es demasiado pequeña como para explicarlas.
Asteroides y meteoritos.
Los asteroides son cuerpos de tamaño relativamente pequeño.
La mayoría se encuentran en un cinturón situado entre Marte y Júpiter. Su
órbita está muy inclinada respecto al eje de la eclíptica, concretamente
alrededor de 30°.
Hay asteroides de muy diversos tamaños, desde el tamaño de
una partícula hasta asteroides como Celes, cuyo diámetro es de unos 100
kilómetros. Los asteroides de todo el cinturón suman muy poca masa, alrededor
del 4% de la masa de la Luna en total.
Asteroide.
Otros asteroides importantes son Quiron, que se encuentra
entre Saturno y Urano, o los 31 asteroides de la órbita de Apolo. Algunos
cruzan la órbita de la Tierra y cuando esto sucede chocan contra la atmósfera
ocasionando lo que se denomina lluvias de estrellas.
La composición química se conoce por espectrofotometría de
reflexión, es decir, se analiza la luz reflejada por los materiales, se
descompone en bandas de luz (espectrometría) y de este modo se estima su
comoisción. Se ha llegado a dos conclusiones. Por un lado, hay siete tipos
distintos de asteroides. Y admeás, la gran mayoría de los meteoritos que llegan
a la Tierra proceden del cinturón de asteroides.
La principales estudios de meteoritos se basan en aquellos
recogidos en la Antártida, ya que las rocas ahí encontradas deben haber caído
del cielo.
Dentro de los meteoritos encontramos tres grandes tipos:
Sideritos, Litometeoritos y Siderolitos.
Los sideritos están formados por una aleación de hierro y
níquel. Tienen una densidad muy alta y se supone que proceden del núcleo de uno
o varios cuerpos planetarios que se desintegraron. Han servido para hacer
analogías con nuestro planeta y suponer cuál es la composición del núcleo
terrestre.
Los litometeoritos están compuestos por silicatos. Son más
habituales. Hay dos grandes tipos, las condritas y las acondritas. La
clasificación se basa en que presenten o no presenten cóndulos, que son unos
minerales en forma de gota que se supone que corresponden a rocas fundidas
durante las primeras colisiones que dieron origen al Sistema Solar.
Por último los siderolitos están formados por mezclas de los
dos tipos anteriores de meteoritos.
Cometas.
Los cometas son cuerpos del Sistema Solar con las órbitas
más excéntricas de todos los cuerpos planetarios. Se encuentran en una zona
denoinada nube de Oort, donde se ha estimado que existen alrededor de un billón
de cometas. La masa de todos ellos equivaldría a solo 25 Tierras.
Cometa.
Según ciertas hipótesis, cada cierto tiempo sufren
desestabilizaciones debido a irrgularidades gravitatorias y esto produciría una
lluvia de cometas sobre el Sistema Solar. La causa de estas irregularidades
podría estar relacionado con las mareas galácticas, es decir, aumentos de
fuerza gravitacional al que se ve sometido el Sistema Solar cuando cruza el
plano de la Vía Lácta. El Sistema Solar tiene un movimiento oscilatorio y en
ocasiones pasa por el plano del disco de la galaxia. También puede estar
relacionado con otra estrella que se acerque en un momento dado al Sistema
Solar.
Cabe la posibilidad que la extinción del Cretácico se deba a
la colisión de un cometa. En pricipio la teoría fue rechazada de plano, pero
tras introducir en un ordenador los datos calculando el tiempo de extensión de
familias, se encuentran extinciones regulares aproximadamente cada 30 millones
de años. Y estas extinciones podrían estar relacionadas con la lluvia de
cometas.
Los cometas están formados por polvos de partículas
reflactarias, es decir, con un punto de fusión alto, y partículas volátiles
heladas (a esta teoría se le denomina teoría de la obla de nieve sucia). Cuando
se acercan al Sol, los componentes volátiles helados se subliman y son
arrastrados por la propia radiación solar. La forma d elos cometas que
conocemos, con su cabeza y cola, solo se aprecia cuando estos se encuntran
cerca del Sol.
Esquema de un cometa.
Hipótesis sobre el
origen de la Luna.
El sistema de la Luna y la Tierra es bastante insólito.
Ningún otro planeta tiene un satélite tan grande en comparación con su propia
masa.
La luna es unas 81 veces menor que la Tierra. Pero debemos
pensar que las lunas de Júpiter son miles de veces menores que éste planeta.
La Luna es menos densa que la Tierra y tiene una composición
química y meneralógica diferente. Se han propuesto tres hipótesis para explicar
el origen de la Luna: la hipótesis de acreción, la hipótesis de fisión y la
hipótesis de captura.
Luna.
Según la hipótesis de acreción, la Luna se habría formado
por acreción o agregación de partículas que se encontraban girando alrededor de
la Tierra.
Según la hipótesis de fisión, la Luna de habría desgajado de
la Tierra debido a la fureza centrífuga.
Según la hipótesis de captura la Luna sería un cuerpo
planetario capturado por la Tierra.
Ninguna de las tres hipótesis es capaz de despejar todas las
dudas, todas tienen aspectos a favor y en contra. La teoría más actual es la
hipótesis del gran impacto. Supone que un cuerpo pequeño, del tamaño de
Mercurio, udo chocar con la Tierra y debido al impacto se habrían vaporizado
materiales, tanto del interior de la Tierra como del cuerpo impactante. Estos
girarían alrededor de la Tierra y finalmente se agregarían dando lugar a la
Luna.
Origen del Sistema Solar.
Hay dos hipótesis principales. Una supone que el Sistema
Solar se originó a partir de una nebulosa, es decir, una nube difusa formada
por polvo, hielo y gas. Se denomina teoría nebular. Otras hipótesis afirman que
el Sistema Solar se formó debido a la aproximación anómala de dos estrellas.
Esta última teoría está casi descartada, la teoría nebular está más en boga.
Para que la teoría nebulosa tenga fundamento, la nebulosa en
concreto debería tener unas medidas mucho mayores que las del Sistema Solar.
Estaría animada por movimientos caóticos. La nebulosa original tendría una gran
masa y tendería a comprimirse, debido a colapso gravitatorio. Cuanto mayor sea
la compresión, más densa sería y girarían más rápidamente las partículas que se
colapsan.
Al mismo tiempo, el aumento de densidad en el centro
produciría un gran aumento de temperatura, hasta que comienzan a producirse
reacciones nucleares, como las que se producen en las estrellas. Las partículas
moviéndose tendrían que tener tendencia a chocar entre si y las trayectorias de
partículas que no estuviesen en el plano ecuatorial serían eliminadas, porque
las trayectorias ecuatoriales serían mucho más estables al poseer más fuerza
centrífuga.
Poco a poco todas las partículas estarían girando y la
nebulosa iría tomando fomra de disco. Serían partículas dando vueltas alrededor
de una estrella incipiente, no tan brillante como la actual, velada por una
nube de polvo. A esa imagen de nebulosa colapsándose se le denomina nebulosa
crisálida.
Todo lo que está alrededor se va enfriando y condensando. Lo
primero que e condensa son los materiales más reflactarios. Los más volátiles
son los últimos en condensarse. Hacia el interior las temperaturas serán más
elevadas. En cada una de las zonas predominará un tipo de materiales de esta
forma, más reflactarios en el interior y más volátiles en el exterior. Esa
diferenciación es el inicio de la fomraicón de los planetas tal como hoy los
conocemos. Los planetas de tipo terrestre serían debidos a la agregación de
materiales reflactarios y los de tipo gaseoso por agregación de materiales
volátlies.
Los planetas no debieron agregarse de una sola vez. Primero
serían los pequeños e irían después uniéndose. Los planetisimales serán esos
trozos en proceso de agregación que poco a poco se condensarían para formar los
planetas tal como hoy os conocemos.
Esta hipótesis explica algunos aspectos extraños del Sistema
Solar, como el hecho de que existan cuerpos con movimientos retrógados, o
aspectos como la huída y escape de un cuerpo como Plutón. Todo ello se debería
a choques en la fase cataclísmica de movimeintos caóticos iniciales.
El planeta Tierra inicial tendría un volumen superior al
actual, serían más abundantes el hidrógeno y el helio de lo que son ahora. En
esa fase, sería un protoplaneta. En la evolución del planeta hasta la
actualidad se debieron perder hidrógeno y helio y aumentarían los materiales
reflactarios, compuestos por silicio y hierro.
Para ver un resumen de las principales características de los planetas, junto con sus principales propiedades físicas (rotación y traslación, densidad, temperatura superficial...) añado un vídeo elaborado para las clases de 1º de ESO. Está en inglés (básico).
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.
Está formado por la estrella Sol y un conjunto de cuerpos
que giran alrededor de esta estrella: 8 planetas y 1 planetoide, los satélites
de los planteas, asteroides (grupo de cuerpos rocosos, girando en su mayor
parte entre la órbita de Marte y Júpiter), meteoritos y cometas.
Composición con los planetas del Sistema Solar
Los planetas se dividen clásicamente en planetas menors y
mayores. Los menores serían Mercurio, Venus, Tierra, Marte y antiguamente
Plutón (aunque ha perdido su categoría de planeta y ahora se le considera un
planeta enano o planetoide). Los mayores serían Júpiter, Saturno, Neptuno y
Urano.
Esta clasificación tiene sus problemas. Existen asteroides
con diámtros de incluso más de 100 kilómetros. Por ejemplo, hay un asteroide no
perteneciente al cinturón de asteroides cuyo diámetro es de 350 kilómetros.
Plutón, que era considerado un planeta, es más pequeño que muchos satélites.
Por esta razón, hoy en día la clasificación atiende no solo
al tamaño, sin también a la composición química y geológica de los cuerpos
celestes.
Los planetas giran en una órbita aproximadamente elíptica.
El Sol representa el 99% de la masa total del conjunto del Sistema Solar.
Dentro del Sol distinguimos varias partes. La Cronosfera, de
muy baja densidad, es su capa más externa. Más profundamente encontramos la
Fotosfera, de alta densidad y altísima temperatura. Por debajo de la fotosfera
la investigación se vuelve muy compleja, ya que los telescopios tradicionales
no ven.
De entre los plantas, Júpiter es el mayor, representando el
71% de la masa total de los planetas. A los cuatro primeros planteas del
sistema se les llama plantas internos, al resto se les denomina planetas
externos.
Plutón tiene un diámetro un 50% menor que el de la Luna. De
ahí que se le considere un planetoide.
Hay asteroides en el cinturón entre Marte y Júpiter, pero
también existen asteorides exteriores. Y por eso se tiende a hablar de cuerpos
plantarios, que son cuerpos que giran alrededor de una estrella en órbias más o
menos elípticas, o alrededor de otro cuerpo planetario. Todos estos cuerpos son
demasiado pequeños para que en su interior se produzcan reacciones de fusión
con las que suceden en el Sol. Es posible que a Júpiter le falte relatiamente
poca masa para conseguir este tipo de reacciones (es decir, a nivel de masa,
podría estar cerca de ser una estrella).
Planetas del Sistema Solar
Atendiendo a la composición química, se distinguen tres
categorías:
Cuerpos silicatados
que poseen hierro.
Cuerpos silicatados
con hielo agua o hielo de otros materiales volátiles.
Cuerpos de gran
tamaño compuestos fundamentalmente por volátiles helados (como hidrógeno y
ehlio congelados).
Dentro de la primera categoría hay dos grandes grupos de
cuerpos silicatados. Por un lado, aquellos con abundancia de hierro,
correspondiendo a esta categoría Mercurio, Venus y Tierra.
Por otro lado, aquellos con escaso contenido en hierro, como
son Marte, la Luna y Europa e Io (estos dos últimos son satélites de Júpiter).
Dentro de los cuerpos silicatos con hielo de agua o de otros
materiales volátiles helados encontraríamos a Plutón y a la mayoría de los
satélites de los planetas exteriores.
Y por último, dentro de los cuerpos de gran tamaño compuesto
por volátiles helados encontramos a los grandes planetas, llamados también
planetas gigantes o gaseosos. Es decir, Jupiter, Saturno, Neptuno y Urano.
Desde el punto de vista geológico, nos interesa la densidad
y si hubo o no hubo actividad geológica en el planeta, es decir, vulcanismo
activo, movimientos en la corteza omo fallas, placas de corteza destruida, etc.
Para esto el planeta necesita un calor suficiente, que
permita este tipo de movimietnos. Cuando presenta actividad tectónica, habrá
partes de la corteza más nuevas y partes más viejas. Cuando el plantea presenta
muchos crátres de impacto suele deberse a que la corteza no se renueva (es decir,
no hay actividad geológica de ese tipo). De ahí que la Luna, por ejemplo, tenga
gran cantidad de cráteres derivados del impacto d curpos. Los impactos son una
buena medida del tiempo, a más cráteres, mayor tiempo de renovación de la
corteza.
Los cuerpos del primer grupo, como Mercurio, Venus, la
Tierra, Marte, Io, Europa y la Luna tienen densidades de entre 3gr/cc y 5gr/cc.
Son el tipo de cuerpo más denso. Se les llama cuerpos plaetarios de tipo
terrestre. Su rasgo fundamental es que, a lo largo de su historia, han generado
calor suficiente para que en ellos se haya producido actividad geológica. En
algunos ha sido tan importante que la corteza se ha renovado y se han borrado
los rasgos primitivos. En algunos, la actividad geológica aun se encuentra presente,
aun están activos (como en la Tierra, Venus e Io). En otros, en cambio, ya se
ha paralizado.
El segundo grupo es de cuerpos presenta densidades menores,
de entre 1,5gr/cc y 2gr/cc. Son inactivos geológicamente. Por eso son unos
excelentes laboratorios para comprender las primeras etapas del desarrollo del
Sistema Solar, los sucesos primordiales. Son como una foto fija de los primeros
episodios del Sistema Solar.
El tercer grupo, los planetas gigantes, tienen unas
densidades bajísimas, de entre 0,7gr/cc y 1,7gr/cc. Es un indicio de la baja
cantidad de silicatos que presentan. Se supone que estos compuestos silicatados
se encuentran enterrados en el núclo bajo los compuestos volátiles, en forma de
gas o de plasma. Las densidades delnúcleo deben ser mucho más altas que el
exterior. No hay procesos geológicos detectables, pero hay una dinámica
superficial comprarable a la actividad atmosférica. En Jupiter pueden verse
ciclones y anticiclones.
Dentro del Sol distinguimos varias partes. La Cronosfera, de
muy baja densidad, es su capa más externa. Más profundamente encontramos la
Fotosfera, de alta densidad y altísima temperatura. Por debajo de la fotosfera
la investigación se vuelve muy compleja, ya que los telescopios tradicionales
no ven.
