2.4 El sistema solar
Astrobiología
Licenciatura en Ciencias de la Tierra
Facultad de Ciencias, UNAM
Propiedades del sistema solar
• 4 planetas terrestres
– Dos pequeños (Mercurio y Marte)
– Dos grandes (Venus y Tierra)
• 2 gigantes gaseosos (Júpiter y Saturno)
• 2 gigantes helados (Urano y Neptuno)
• A excepción de Mercurio todos tienen
bajas excentricidades e inclinaciones
orbitales
Planetas terrestres
• Tienen composiciones refractarias
dominadas por el hierro (35% de la masa),
oxígeno (30%), silicio y magnesio (15%
cada uno).
• La mayor parte de la masa está en Venus y
la Tierra (1 M
=610
24kg, cada una).
• El resto se encuentra en los planetas
pequeños Marte y Mercurio, con cantidades
traza ( 310
-4M
) en el cinturón principal de
Gigantes
• “Gaseosos”:
– Júpiter (312 M
) y Saturno (95 M
) están
dominados por hidrógeno y helio.
– No se encuentran en estado gaseoso sino en un
estado degenerado, también llamado hidrógeno
metálico.
• “Helados”:
– Urano (15 M
) y Neptuno (17 M
) contienen unas
cuantas M
de H y He y una fracción mayor de
Propiedades del Sistema Solar
• Todos los planetas orbitan en un plano
que es aproximadamente perpendicular al
eje de rotación del Sol (~7°).
• Los planetas gigantes y terrestres están
claramente separados. Los gigantes
ocupan la zona de radio orbital donde se
espera que un disco protoplanetario sea lo
suficientemente frío para que haya hielos.
Características del sistema solar
Características del sistema solar
Masas y momentos angulares
• Masa del Sol (M
)= 1.989
× 10
33g
– Hidrógeno 73%
– Helio 25%
– Metales 2% (Todos los elementos excepto H
y He)
• Estos elementos formaron parte del disco
que formó al los planetas
Masas y momentos angulares
• El momento angular del Sol debido a su rotación
es:
• Donde
= 2.9 × 10
-6s
-1y k
2= 0.1 por lo que L
=
3 ×10
48gcm
2s
-1• Mientras que el momento angular orbital de
Júpiter es:
La masa mínima de la nebulosa
solar
• Es la cantidad mínima de gas que debió
estar presente para formar a los planetas
del Sistema Solar con las masas y
composiciones que observamos.
• Frecuentemente se usan sus siglas en
inglés: Minimum Mass Solar Nebula
Procedimiento para derivar la
MMSN
1.
Se inicia con la masa conocida de los elementos
pesados en cada planeta (por ejemplo, hierro). A esta
se le aumenta suficiente H y He para obtener una
composición igual a la del Sol. Este aumento significa
apenas un poco para Júpiter pero mucho la Tierra.
2.
Entonces se divide el Sistema Solar en anillos con un
planeta por anillo. La masa aumentada para cada
anillo se distribuye uniformemente en todo el anillo
para obtener una densidad superficial de gas
característica, (gcm
-2), en donde se localiza cada
Masa mínima de la nebulosa solar
• El resultado es que entre Venus y Neptuno (ignorando el
cinturón de asteroides):
r
-3/2• Un típico perfil que normalmente se supone es:
• Integrando esta expresión hasta las 30 UA, la masa que
se obtiene es de ~0.01 M
.
• Este número es similar a las masas estimadas para
discos protoplanetarios a partir de observaciones en el
milimétrico.
• Pero la mayoría de los modelos teóricos predicen
Resonancias
• Ocurre cuando hay una relación (casi) exacta entre
las frecuencias características de dos cuerpos.
• Resonancia orbital: Se presentan resonancias
cuando dos planetas con periodos orbitales P
1y P
2presentan una relación:
Siendo i, j enteros ( la resonancia es importante si
estos son pequeños)
• Resonancia spin-órbita: cuando el periodo de
rotación de un cuerpo es un número entero de la
órbita del mismo.
Algunas resonancias en el Sistema
Solar
• La Luna tiene una resonancia spin-órbita de 1:1 con la
Tierra. Una órbita lunar es completada al mismo tiempo
que un giro sobre su eje (rotación sincrónica).
• Mercurio presenta una resonancia spin-órbita de 3:2.
Mercurio rota 3 veces mientras da 2 vueltas alrededor
del Sol.
• Neptuno y Plutón, junto con muchos de los objetos del
cinturón de Kuiper, están en una resonancia orbital de
3:2. Por cada 3 órbitas de Neptuno alrededor del Sol,
Plutón completa 2 órbitas.
• Júpiter y Saturno están muy cerca de una resonancia
5:2 que se conoce como “la gran desigualdad”.
Cuerpos menores del Sistema
Solar
• El Sistema Solar está dinámicamente dominado por los
cuerpos menores (éstos describen su comportamiento
dinámico en estado estacionario).
• Se localizan principalmente en alguna de estas
regiones:
– El cinturón de asteroides es la mayor reserva de cuerpos
menores en el sistema solar interior e intermedio. Formado por rocas del tamaño de la grava hasta los 1,000 km de diámetro. Localizado entre las órbitas de Marte y Júpiter (2 – 5 UA).
– El cinturón de Kuiper: Objetos localizados más allá de Neptuno. – La Nube de Oort: Nube esférica de cometas que va de las
Cuerpos pequeños del sistema solar
Amarillo: asteroides Flechas blancas: cometas http://ssd.jpl.nasa.gov/?ss_inner Animaciones en: https://minorplanetcent er.net/iau/Animations/ Animations.html Gráficas en : https://minorplanetcent er.net/iau/lists/InnerPlo t.htmlEl sistema solar interior visto de canto Amarillo: asteroides Flechas blancas: cometas http://ssd.jpl.nasa.gov/?ss_inner
Cinturón de asteroides
La estructura orbital y composicional del
cinturón de asteroides contribuyen a
comprender la historia de la formación del
sistema solar.
El cinturón de asteoroides y la
evolución del sistema solar
• El cinturón de asteroides tiene una clara
distribución espacial.
• La mayoría de los cuerpos carbonáceos (con
más volátiles) están en la zona más alejada
del Sol, mientras que en la zona más
cercana al Sol abundan los cuerpos con
materiales refractarios.
• Existe una zona intermedia donde coexisten
cuerpos ricos en compuestos refractarios y
cuerpos ricos en volátiles
Cometas
• Los cometas son remanentes de la
formación del sistema solar.
• Se formaron en las regiones externas del
disco que formó al sistema solar.
• Han cambiado muy poco desde su
formación.
• Están compuestos por hielo y polvo, en
proporciones similares por masa.
Reservas de cometas
• Nube de Oort
– Reserva de núcleos de cometas inactivos con distancias heliocéntricas entre 10,000 y 50,000 UA.
– Órbitas elípticas con altas excentricidades – ~1012 cometas
• Cinturón de Kuiper
– Disco aplanado transneptuniano de cometas inactivos con distancias heliocéntricas entre 30 y 100 UA
– Masa total ~0.0026 M. – 109-1010 objetos
• Cinturón de asteroides: Se han detectado cuerpos
aparentemente activos en el Cinturón de asteroides principal lo que puede ser evidencia de una tercera reserva de
The orbits of the planets are shown in light blue and the current location of each object is marked by large dark-blue symbols. The current location of the minor bodies of the outer solar system are shown in different colors to denote different classes of object. Unusual high-e objects are shown as cyan triangles, Centaur objectsas orange triangles, Plutoids (or Plutinos, objects in 2:3 resonance with Neptune) as white circles (Pluto itself is the large white symbol), scattered-disk objects as magenta circles and "classical" or "main-belt" objects as red circles. Objects observed at only one opposition are denoted by open symbols, objects with multiple-opposition orbits are denoted by filled symbols. Numbered periodic comets are shown as filled light-blue squares. Other comets are shown as unfilled light-blue squares. Dual-status objects are shown as minor planets. 28 de Agosto de 2019 https://minorplanetcenter.net/iau/lists/OuterPlot.html
Propiedades del Cinturón de
Kuiper
• Una gran población de objetos con órbitas
en resonancia 3:2 con Neptuno (plutinos).
• No hay objetos en órbitas entre las 36 a
39 UA.
• Existe un aparente límite de la distribución
alrededor de las 50 UA.
Familias de objetos del Cinturón de
Kuiper (KBO)
• Resonantes: Como Plutón, tienen una resonancia orbital
con Neptuno.
• Centauros: Tienen órbitas no resonantes y sus
distancias de perihelio son interiores a la órbita de
Neptuno.
• Clásicos: Objetos fuera de la órbita de Neptuno cuyas
órbitas han sido poco influenciadas por este planeta.
• Dispersados del disco: Objetos con perihelios más allá
de la órbita de Neptuno que no entran en las otras
clases.
• Sedna: Localizado a 480 ± 40 UA, e =0.84 ± 0.01 e
inclinación i = 12°. Puede ser un objeto en el límite
interior de la Nube de Oort.
Propiedades de los cuerpos del
Sistema Solar
Planeta Masaa Radiob Densidad
(g/cm3) Semieje mayor (UA) Excentricidad M MJ R RJ Mercurio 0.06 1.8910-4 0.38 0.034 5.4 0.39 0.206 Venus 0.82 2.5810-3 0.95 0.085 5.3 0.72 0.007 Tierra 1.00 3.1510-3 1.00 0.089 5.5 1.00 0.017 Marte 0.11 3.4610-4 0.53 0.047 3.9 1.52 0.093 Júpiter 317.8 1.00 11.19 1.000 1.3 5.20 0.048 Saturno 95.2 3.0010-1 9.46 0.843 0.7 9.54 0.054 Urano 14.6 4.5910-2 4.01 0.357 1.3 19.22 0.047 Neptuno 17.2 5.4110-2 3.81 0.340 1.6 30.06 0.009 a Masa de la Tierra, M = 5.97 1024 kg. Masa de Júpiter, MJ = 1.89 1027 kg b Radio de la Tierra, R
Evolución del sistema solar
• El estudio de la formación del sistema solar se hace a partir de las observaciones de planetas y exoplanetas, discos
protoplanetarios, modelos numéricos y características de las meteoritas.
• Los modelos de formación del sistema solar deben explicar los tamaños, composiciones y posiciones de los cuerpos que lo componen.
• Los modelos de formación y evolución del sistema solar deben explicar:
– La adquisición de volátiles en el sistema solar interno
– La distribución de composiciones en el cinturón de asteroides – La masa y composición de Neptuno y Saturno
• En las partes más cercanas a la estrella los materiales
volátiles del disco protoplanetario se evaporan, por lo
que se requieren mecanismos que lleven volátiles a la
zona de los planetas interiores.
• La eficiencia de formación de un planeta gigante
depende de la densidad superficial del disco que
desciende hacia radios mayores. El núcleo de un
planeta gigante a 5 UA puede formarse en 1 Ma,
mientras que a 30UA, donde está Neptuno, tardaría
200 Ma, lo que excede considerablemente la vida del
disco.
• Los modelos de formación del sistema solar han
fallado en reproducir la masa de Marte, pues suelen
predecir un planeta más masivo en esa zona.
Planetas gigantes en el sistema
solar
• La arquitectura de los planetas gigantes del sistema
solar apoya el modelo de la acreción del núcleo. La
escala de tiempo para la acreción del núcleo se
incrementa con el radio orbital, lo cual es
cualitativamente consistente con la tendencia de los
planetas en el sistema solar exterior.
• Júpiter, el más cercano al Sol de los planetas gigantes
tiene una composición similar a la solar, como se
esperaría de un planeta que completó su formación de
acuerdo al modelo de acreción del núcleo. Saturno y
los gigantes helados, Urano y Neptuno, tardaron más
en formarse, compitiendo con la escala de tiempo de
pérdida de gas en el disco.
Planetas gigantes en el sistema
solar
• Los cálculos indican que, si Neptuno se formó en su posición actual, el tiempo requerido para su formación es mayor al tiempo en el que el disco protoplanetario mantuvo su contenido de gas. Esto puede indicar que no se formó en el lugar que ahora ocupa en el sistema solar.
• Un problema más serio podría ser el de la masa del núcleo de
Júpiter. Hasta hace poco había discrepancia entre las restricciones observacionales y las predicciones del modelo de acreción del
núcleo. Guillot (2005) obtuvo un límite superior para la masa del núcleo de Júpiter de 10 M, mientras que a partir de ecuaciones de estado la masa obtenida está por debajo de las 5 M. Sin embargo este no es un problema que descarte al modelo de acreción del núcleo pues las simulaciones y cálculos tienen parámetros cuyos valores son inciertos. Por otro lado las mediciones que restringen el núcleo de Júpiter son indirectas. Para derivar el tamaño del núcleo de Júpiter a partir de las observaciones se necesita suponer la
El problema de Marte
• Uno de los mayores problemas de los modelos propuestos para la formación del sistema solar es explicar la masa de Marte que en las simulaciones numéricas resultaba mucho mayor a la observada.
http://planetplanet.
El problema de Marte
• Walsh et al. (2011) proponen un modelo que
explica la baja masa de Marte a partir de la
migración de Júpiter hasta una distancia de 1.5
UA del Sol.
• Este modelo se denomina “Grand Tack”. “Tack” es
un término usado por los navegantes para dar una
vuelta contra el viento.
• El Grand Tack sucedió durante los primeros 5 Ma
del sistema solar. Después de esto se inicia la
evolución del sistema solar exterior descrita por el
modelo de Niza.
El gran tack
Como resultado de la
migración de los planetas gigantes, primero hacia radios cercanos al Sol y
luego hacia la zona externa del sistema solar, la
densidad de planetésimos fue truncada a una distancia de 1 UA del Sol. De esta
forma quedó muy poco
material en la zona donde se formó el planeta Marte. El modelo también explica la distribución de composición de asteroides localizados entre Marte y Júpiter.
http://www.skyandtelescope.com/astronom y-news/our-new-improved-solar-system/
Evolución del sistema solar exterior
• Fernández e Ip (1984) mostraron que la arquitectura del sistema solar exterior favorece sustancialmente una
migración hacia fuera de los gigantes de hielo.
• El punto clave es que Júpiter puede sacar planetésimos del sistema solar más fácilmente que los otros planetas gigantes. • El mismo mecanismo provoca que los demás planetas
gigantes dispersen cuerpos hacia adentro, a lugares donde después son removidos por Júpiter.
• Esto disminuye el número de dispersiones hacia fuera,
generando un imbalance que favorece las dispersiones hacia dentro y que resulta en la migración de los planetas gigantes, excepto Júpiter, hacia fuera.
Modelo de Niza
(Tsiganis et al., 2005)
Este modelo es lo más cercano que tenemos a un “modelo estándar” que aspira a dar un panorama completo de la
evolución temprana del sistema solar exterior. La idea central es que la evolución temprana del sistema solar tuvo dos fases:
1.Una etapa estable en la que la dispersión de planetésimos ocurre pero las órbitas de los planetas permanecen casi
circulares y,
2.una etapa de inestabilidad relativamente corta en la que las excentricidades de las órbitas planetarias cambiaron
drásticamente. Esta etapa dio lugar a una breve fase de dispersión de los planetésimos.
El modelo de Niza
• En la versión inicial del modelo de Niza, los
planetas externos iniciaron en una configuración
compacta, no resonante, en la que la órbita de
Saturno se encontraba dentro de la resonancia
interna de 2:1 con Júpiter.
• Una nueva propuesta de Morbidelli et al. (2007) es
que los planetas inicialmente se encontraban en
una cadena de resonancia, de manera que cada
uno estaba en resonancia orbital con los demás.
En esta versión la cadena se rompe debido a la
dispersión de planetésimos lo que eventualmente
“rompe” la cadena iniciando una fase de
The four panels correspond to four different snapshots taken from our reference simulation. In this run, the four giant planets were initially on nearly circular, co-planar orbits with semimajor axes of 5.45, 8.18, 11.5 and 14.2 au. The dynamically cold planetesimal
disk was 35ME, with an inner edge at 15.5 au and an outer edge at 34 au. Each panel represents the state of the planetary system
at four different epochs: a, the beginning of planetary migration (100 Myr); b, just before the beginning of LHB (879 Myr); c, just after the LHB has started (882 Myr); and d, 200 Myr later, when only 3% of the initial mass of the disk is left and the planets have achieved their final orbits. Gomes et al. Nature 2005.
