TEORÍAS SOBRE EL ORIGEN
A pesar de sus diferencias, los miembros del Sistema Solar
forman probablemente una familia común; parece ser que se originaron al mismo
tiempo.
Entre los primeros intentos de explicar el origen de este
sistema está la hipótesis nebular del filósofo alemán Immanuel Kant y del
astrónomo y matemático francés Pierre Simon de Laplace. (imagen) De acuerdo con
dicha teoría una nube de gas se fragmentó en anillos que se condensaron
formando los planetas. Las dudas sobre la estabilidad de dichos anillos han
llevado a algunos científicos a considerar algunas hipótesis de catástrofes
como la de un encuentro violento entre el Sol y otra estrella. Estos encuentros
son muy raros, y los gases calientes, desorganizados por las mareas se
dispersarían en lugar de condensarse para formar los planetas.
Las teorías actuales conectan la formación del Sistema Solar
con la formación del Sol, ocurrida hace 4.700 millones de años. La
fragmentación y el colapso gravitacional de una nube interestelar de gas y
polvo, provocada quizá por las explosiones de una supernova cercana, puede
haber conducido a la formación de una nebulosa solar primordial. El Sol se
habría formado entonces en la región central, más densa. La temperatura es tan
alta cerca del Sol que incluso los silicatos, relativamente densos, tienen dificultad
para formarse allí.
Este fenómeno puede explicar la presencia cercana al Sol de
un planeta como Mercurio, que tiene una envoltura de silicatos pequeña y un
núcleo de hierro denso mayor de lo usual. (Es más fácil para el polvo y vapor
de hierro aglutinarse cerca de la región central de una nebulosa solar que para
los silicatos más ligeros.) A grandes distancias del centro de la nebulosa
solar, los gases se condensan en sólidos como los que se encuentran hoy en la
parte externa de Júpiter.
La evidencia de una posible explosión de supernova de
formación previa aparece en forma de trazas de isótopos anómalos en las
pequeñas inclusiones de algunos meteoritos. Esta asociación de la formación de
planetas con la formación de estrellas sugiere que miles de millones de otras
estrellas de nuestra galaxia también pueden tener planetas. La abundancia de
estrellas múltiples y binarias, así como de grandes sistemas de satélites
alrededor de Júpiter y Saturno, atestiguan la tendencia de la nubes de gas a
desintegrarse fragmentándose en sistemas de cuerpos múltiples.
EL MOVIMIENTO DE LOS PLANETAS
Las Leyes de Kepler
En la Edad Media se utilizaba el antiguo modelo geocéntrico
para predecir la posición de las estrellas y los planetas en el cielo,
incluidos el Sol y la Luna. Sin embargo, era evidente que las predicciones no
eran buenas más allá de unos pocos días. Los intentos por construir modelos
basados en combinaciones complicadas de movimientos circulares mejoraron algo
la situación pero distaba de ser satisfactoria. A pesar de todo, el modelo
geocéntrico seguía siendo la regla principalmente porque era el modelo
adoptado, por razones filosóficas, por la Iglesia Católica.
Nicolás Copérnico propuso un modelo del Universo que para la
época era una lisa y llana herejía: la Tierra y los planetas giran alrededor
del Sol en órbitas circulares. Este modelo lograba predecir con mayor precisión
los cambios aparentes en la esfera celeste y de una manera matemáticamente
mucho más simple, lo cual resultó muy atractivo para la navegación. Copérnico
no pudo aportar evidencia observacional de la validez de su teoría, de modo que
para la Iglesia se trataba de una simple herramienta de cálculo. Ya sea por
este motivo o las obvias ventajas económicas de contar con tablas más simples y
precisas, lo cierto es que Copérnico no terminó en la hoguera como el primero
en proponer un modelo heliocéntrico: Giordano Bruno.
Galileo Galilei, un italiano cuya pasión por la física era
rivalizada sólo por su afición por la buena mesa, enterado de la reciente
invención del telescopio, se fabricó rápidamente uno y lo dirigió hacia el
cielo. Entre las muchas cosas que vio, descubrió que el planeta Júpiter estaba
cortejado por cuatro pequeñas estrellas, a las que llamó estrellas de Médici,
en honor al Duque que lo auspiciaba económicamente. Un seguimiento rutinario lo
convenció de que las cuatro estrellas no eran sino lunas que orbitaban en torno
a Júpiter como la Luna alrededor de la Tierra. Su descubrimiento fue
severamente criticado por la Iglesia pero el golpe mortal hacia la teoría
heliocéntrica había sido dado: no todo en el Universo giraba alrededor de la
Tierra. Era cuestión de tiempo hasta que el heliocentrismo pasara de ser una
teoría conveniente a una teoría aceptada como correcta.
A pesar de todo, aunque más simples, las predicciones
seguían siendo erróneas. Evidentemente algo no andaba bien con el modelo. Y no
se podía decir que las observaciones estuvieran mal hechas. Tycho Brahe era, al
igual que Galileo, aficionado a la Astronomía, al buen comer y al mejor vino.
Afortunadamente, tenía por costumbre observar en estado de perfecta sobriedad y
era muy bueno en lo suyo, aún sin contar con el telescopio, que no aparecería
sino hasta unos años después.
Tras la muerte de Tycho, uno de sus discípulos, Johannes
Kepler, logró con no poco esfuerzo, recuperar de la familia las notas
observacionales para estudiarlas. Kepler contaba entonces con el mejor conjunto
de observaciones de Marte de la época, el que usó para deducir sus famosas tres
leyes descriptivas del movimiento orbital del planeta rojo.
La Leyes de Kepler (ver explicación detallada en este sitio)
Primera Ley: Los
planetas se mueven en órbitas elípticas con el Sol en uno de los focos.
Segunda Ley: El
radio vector Sol-Planeta barre áreas iguales en tiempos iguales.
Tercera Ley: El
cubo del semieje mayor es proporcional al cuadrado del período orbital.
La Primera Ley: De la primera ley, deducimos que la
distancia de un planeta al Sol varía continuamente a lo largo de la órbita. La
figura de arriba muestra las características de la elipse. El Sol está en el
foco F. El punto de distancia mínima se denomina perihelio, y el de máxima se
llama afelio. El semieje mayor, indicado por aen la figura, es promedio de
ambos. La distancia del foco al centro de la elipse (el segmento OF), indica el
grado de apartamiento de la forma esférica, y su valor en términos del semieje
mayor se llama “eccentricidad” de la elipse:
e = OF / a
En la figura vemos que la distancia al perihelio
dp = a .(1 – e)
mientras que al afelio
da = a.(1+e)
La Tierra, por ejemplo, está dos millones y medio de
kilómetros más cerca del Sol en el perihelio que en el afelio. ¿Te animas a
calcularlo?
La Segunda Ley: No sólo las distancias son variables, sino
también la velocidad de los planetas en sus órbitas. Debido a que el momento
angular debe conservarse (mantenerse constante), un planeta debe moverse más
rápido cuando está cerca del Sol (perihelio), que cuando está en el afelio.
La Tercera Ley: También conocida como Ley Armónica, fue
resultado de un esfuerzo de Kepler por encontrar algún tipo de regularidad en
la mecánica del Universo. En este caso, encontró que el período orbital de un
planeta (tiempo que demora en dar una vuelta en torno al Sol), está vinculado a
su distancia promedio al Sol (es decir, el semieje mayor de la órbita), de modo
que:
a3 = k. P2
La constante de proporcionalidad k dependerá de las unidades
utilizadas. Por ejemplo, si el período se expresa en segundos y la distancia a
en km, usando los valores para la Tierra, obtenemos
k = 3,4×109 km3/seg2
Lo cual no es evidentemente muy cómodo de recordar. Sin
embargo, si expresamos a en unidades astronómicas y P en años, para la Tierra
resulta:
k = 1 UA3/año2. De modo que para cualquier planeta, la 3ra.
Ley se convierte sencillamente en
a3=P2 donde a está en
UA y P en años.
Ejemplo: la distancia promedio de Neptuno al Sol es de 4.515
millones de kilómetros. Hallar su período orbital
Ampliar: Sobre La Leyes de Kepler
TABLA CON DATOS SOBRE
LOS PLANETAS
DATOS CURIOSOS SOBRE NUESTROS SISTEMA SOLAR
Se estima que existen unos 14.000.000.000 de estrellas
semejantes al Sol, en nuestra galaxia.
Las estrellas producen energía, casi siempre, por fusión
nuclear. Por ejemplo, en la estrella más cercana, el Sol, los núcleos de
Hidrógeno se unen formando Helio y liberando energía, consumiendo unos 700
millones de toneladas de Hidrógeno por segundo. Esta fusión se produce en el
interior de la estrella y la energía se desplaza lentamente hasta su
superficie, hasta que es liberada en forma de luz.
El Sol empezó a quemar Hidrógeno hace unos 4600 millones de
años y actualmente está en la mitad de su ciclo de vida. Antes de morir, el Sol
se convertirá en una gigante roja y posteriormente en una enana blanca. Igual
que el Sol, morirán todas las estrellas y morirán todas las que aún no han
nacido. Finalmente, llegará un momento en el que no existan estrellas. El Sol
tiene un diámetro, en el ecuador, de 1.391.980 Km., una masa de 330.000 veces
la de la Tierra, una gravedad 27,9 veces la de la Tierra y una densidad media
de 1,41 (la del agua es 1).
El Sol no está donde lo vemos. Efectivamente, la luz del Sol
tarda unos 8,3 minutos en llegar desde el Sol hasta la Tierra, por lo que
siempre vemos el Sol donde estaba hace unos 8,3 minutos. Este desfase es mucho
más pronunciado en otras estrellas, ya que la luz de otras estrellas tarda
mucho más en llegar a la Tierra que la del Sol. Por ejemplo, la luz de la
estrella Proxima Centauri, la más cercana a la Tierra (después del Sol), tarda
4,3 años, la estrella más brillante, Sirio A, está a 8,6 años luz y las
estrellas de la constelación de Orión están entre 70 y 2.300 años luz.
El Diagrama H-R fue creado en 1905 por el astrónomo
norteamericano Henry Russell y el astrónomo noruego Ejnar Hertzsprung. En este
diagrama, se representa en un eje vertical el brillo (o luminosidad) de las
estrellas y en un eje horizontal la temperatura (o color) de las estrellas.
Así, cada estrella se representa como un punto en este diagrama. Representando
así a las estrellas se observa que la mayoría de las estrellas cumplen que a
mayor temperatura mayor luminosidad. Las estrellas así, como el Sol, se conocen
como estrellas de la secuencia principal. También existen estrellas que son
frías pero tienen una gran luminosidad y son llamadas “gigantes rojas” y
estrellas que son muy calientes pero tienen una luminosidad muy pobre y son
llamadas “enanas blancas”.
Las misiones Voyager I y II fueron lanzadas en Agosto y
Septiembre de 1977 aprovechando una rara alineación de los planetas que
permitía visitar muchos planetas de un sólo viaje. El Voyager I visitó Júpiter
en 1979 y Saturno en 1980-81 igual que el Voyager II quien además visitó
Neptuno en agosto de 1989. Ambos mandaron a la tierra unos 5 billones de bits
de datos (incluyendo unas 100.000 fotos). El Voyager II pasará junto a la
estrella Barnard en el año 8571 y junto a Sirio (la estrella más brillante de nuestro
cielo nocturno) en el año 296036.
Los asteroides (o planetoides) son como pequeños planetas
que giran alrededor del Sol. Más del 95% de ellos giran en unas órbitas
situadas entre las de Marte y Júpiter en el llamado anillo principal de
asteroides. El más grande de todos se llama Ceres y tiene poco más de 900
kilómetros de diámetro (la Tierra tiene 12756 kilómetros). Los astrónomos están
convencidos que los meteoritos que caen a la Tierra (o a otros planetas)
proceden en su inmensa mayoría de este cinturón de asteroides. Estos meteoritos
al caer crean cráteres, los cuales, si son pequeños son borrados por la erosión
terrestre. En la Luna, por ejemplo, al no haber atmósfera no hay erosión y los
cráteres se conservan indefinidamente hasta que otros meteoritos los borren. En
la Tierra es famoso el crater del desierto del Norte de Arizona (EE.UU.)
llamado Meteor Crater que tiene 1200 metros de diámetro, 250 de profundidad y
se creó hace entre 20.000 y 30.000 años aproximadamente. Los asteroides son el
escenario principal del cuento de Antoine de Saint-Exupéry titulado “El
principito” en el que un pequeño personaje vive en un asteroide (exactamente el
B 612) con 3 pequeños volcanes (2 en actividad y 1 extinguido) que deshollina
cuidadosamente y usa para calentar su desayuno.
Si comparamos el día y el año de los planetas del sistema
solar con respecto al de la Tierra obtenemos los siguientes datos aproximados
de cada planeta, indicando primero su día y luego su año (ver datos más exactos
en la siguiente tabla): Mercurio (59 días, 3 meses), Venus (243 días, 7 meses),
Marte (1 día, 1 año y 10.5 meses), Júpiter (10 horas, 12 años), Saturno (10
horas, 29.5 años), Urano (1 día, 84 años), Neptuno (1 día, 165 años) y Plutón
(6 días, 248 años). Observe las curiosidades que se plantean: por ejemplo, en
Mercurio veriamos un atardecer cada 59 dias (terrestres), mientras que en
Saturno hay una puesta de Sol cada 10 horas.
La siguiente tabla contiene algunos datos físicos de los
planetas del Sistema Solar. Hay que tener en cuenta que:
UA es la Unidad Astronómica y equivale a la distancia media
de la Tierra al Sol (149,6 millones de Kilómetros).
Inclinación orbital: Es la inclinación de la órbita de cada
planeta con respecto a la Eclíptica (órbita de la Tierra).
Periodo de rotación: Corresponde a la duración de 1 día (1
vuelta sobre su eje) en ese planeta medido en días de la Tierra. Un día de la
Tierra dura 23 horas 56 minutos. Los 4 minutos que faltan para las 24 horas
(del alba al alba) se deben al movimiento de traslación de la Tierra alrededor
del Sol.
Periodo de revolución: Corresponde a la duración de 1 año (1
vuelta al Sol) en ese planeta medido en días o años de la Tierra.
Radio: No tiene que ser fijo, pues, por ejemplo la Tierra no
es una esfera perfecta, sino que está ensanchada en el ecuador. Compárese con
el radio del Sol, que es de 695.990 Km.
