Sistemas planetarios

El el proceso de formación de una estrella se forman otros cuerpos celestes

Muchas estrelas conocidas son sistemas dobles o múltiples

En estrellas cercanas se han podido detectar planetas.
Se han descubierto cientos de sistemas planetarios

La formación de los planetas parece ser muy variable, no aparece regla general sobre cómo deben ser.

Formación de un sistema planetario

Origen del Sistema Solar Formado hace 4.600 milones de años a partir de una nube de gas y polvo Probablemente una supernova próxima inestabiliza la nube y hace que se contraiga además de proporcionar elementos pesados adicionales En las condiciones de la nube los elemnetos se combinan dando lugar a compuestos químicos de diferentes propiedades: H2 y He . Son la mayor parte de la masa. Siempre gaseosos Compuestos volátiles. Combinaciones de los elementos más abundantes con el H: CH4 (metano) NH3 (Amoniaco) H2O (Agua). Son sólidos a temperaturas bajas pero se convierten en gases a temperaturas medianas Polvo : silicatos SiOxMetal. Óxidos de metales sobre todo de hierro. Metales sin combinar Fe, Ni y otros metales Son sólidos o líquidos hasta temperaturas muy elevadas (más de 1000ºC)
	Composición del Sistema Solar
	La rotación hace que la nube se aplana en un disco. Las partículas en órbita por encima y por debajo del plano terminan colisionando e incorporándose a él. La contracción hace que se caliente la nube de gás y polvo sobre todo en las zonas centrales Las partículas de polvo se condensan por colisión al aproximarse sus órbitas hasta formar cuerpos de unos pocos Kg: planetesimales En las zonas internas empieza a hacerse notar la radiación inicial del Sol y desaparecen las sustancias volátiles En zonas más alejadas las partículas son capaces de captar gases y con ello aumenta mucho su masa La acreción (aumento de masa por choques) de los planetesimales da lugar a planetas (hasta 1.000 km de diámetro) Los planetas en formación barren sus órbitas haciéndose circulares y en un plano. El material de la órbita es incorporado al planeta o bien es expulsado de la órbita. La acreción en los planetas genera calor. Provoca la fusión parcial o total del cuerpo y su diferenciación por densidades. Esta diferenciación por densidades genera aún más calor El núcleo de los grandes planetas permanece aún fundido a varios miles de grados Se destilan gases que pueden dar lugar a atmósferas La acreción duró unos 100 millones de años con planetesimales grandes. Luego fueron expulsados o incluidos en los ocho planetas. Al final del periodo de acreción parecen haberse producido choques catastróficos entre cuerpos de gran masa que explican el satélite de la Tierra o la inclinación de los ejes de Venus o Urano. En cuerpos sin erosión ni vulcanismo quedan huellas de este periodo: saturación de impactos en superficie. Los planetesimales subsisten a grandes distancias 10.000 - 100.000 UA. (Cometas)

Estructura de nuestro sistema planetario

Formado por una estrella única, el Sol con la mayor parte de materia y masa del sistema.
La masa del sol es 330.000 veces la masa de la Tierra. . 700 veces más masa que el resto del sistema solar en conjunto.
Masa total de los planetas: 446 veces la masa de la Tierra .
El 70% de esta masa la tiene Júpiter
El resto del sistema (asteroides, planetas menores, cometas, gas, polvo) aproximadamente 1 masa terrestre

Comparación de escalas
Para hacerse una idea de las dimensiones del sistema solar es conveniente redicirlo a escalas con las que estemos más familiarizados:

	Diámetro de la Tierra	Diámetro del Sol	Distancia Tierra - Sol	Distancia Sol - Plutón	Distancia a Centauri	Diámetro de la Galaxia
Tamaño real	13.000 Km	1.4 E6 Km	150 E6 Km	6 E9 Km	40 E12Km	1 E15 Km
Tierra =1cm	1cm	1m	107 m	4.2 Km	29.000 Km
Sol = 1mm		1 mm	11 cm	4.2 m	29 Km	800.000 Km

Planetas interiores rocosos

Núcleo de Hierro. Capa de silicatos . Densos unos 5 g/cm3
Atmósferas poco importantes
Densos: Aproximadamente 5 g/cm3
Si son suficientemente grandes conservan vulcanismo y tectónica
Mercurio
Pequeño, muy denso, sin atmósfera, sin tectónica
Venus
Similar en tamaño a la Tierra . Atmósfera densa . temperatura superficial muy elevada . Tectónica . vulcanismo
Tierra
Atmósfera actual de N2 y O2 . Tectónica . Vulcanismo
Luna - Similar a planatas interiores. Sin tectónica reciente
Marte
Atmósfera muy tenue CO2 . Vulcanismo

Planetas exteriores gaseosos

Núcleo pequeño (en comparación con el planeta) de Hierro y silicatos .
Capa de NH3 CH4 H2O H2 y He. Atmósfera muy potente
Poco densos 1 - 2 g/cm3
Muy grandes
Vientos potentes en la atmósfera.
Abundantes satélites y generalmente anillos

Júpiter
El gigante del sistema
Saturno
Similar a Júpiter. Anillos muy importantes
Urano -
Neptuno -

Satélites de los planetas gigantes

Núcleo pequeño de hierro y silicatos
Grandes masas de agua sólida o líquida (interior)
En los muy fríos atmósferas de metano y amoniaco
Bastantes de ellos de gran tamaño
La presencia de agua líquida interna y atmósferas de hidrocarburos les hace candidatos a albergar vida
Los mayores (más de 2000 km de diámetro) son:

Io (Júpiter) - Vulcanismo extremo causado por mareas
Europa (Júpiter) - Satélite de hielo. Tectónica
Ganímedes (Júpiter) - Satélite de hielo
Calisto (Júpiter) - Satélite de hielo
Titán (Saturno) - Atmósfera importante. Mares de metano
Tritón (Neptuno)- Órbita retrógrada. Semejante a planetas enanos externos

Asteroides

Cinturón de rocas restos de un planeta que no se formó debido a la proximidad de Júpiter
Desviadas con frecuencia de sus órbitas van colisionando con los planetas del sistema solar
Cuerpos rocosos o metálicos
El mayor es Ceres de 900 km de diámetro
Puede haber hasta dos millones de asteroide mayores de 1 Km
Hasta 150 millones mayores de 100 m
Lista de asteroides

Planetas enanos externos (plutoides)

Mayoritariamente de hielo de agua, metano y amoniaco
Núcleo de silicatos ..
Muy fríos
Órbitas muy elípticas y alejadas del sistema solar. Cinturon de Keiper
Poco densos : 2 g/cm3

Plutón - Caronte
Eris (Xena)
Sedna
Orcus
Makemake
Haumea

Cometas

Semejantes a planetesimales originales
Desarrollan una cola cuando se acercan al Sol producto de la evaporación de sus compuestos volátiles.
Se van desintegrando
Responsables de lluvias de meteoritos
Proceden de la nube de Oort.
Una zona de miles de miles de millones de cuerpos de hielo
Masa total unas 5 masas terrestres

Vínculos
	Características del sistema solar
	Los mayores cuerpos del sistema solar

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