4. El Sistema Solar. Introducción Procesos físicos Planetología: El Sol:

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1 4. El Sistema Solar Introducción Procesos físicos Planetología: La Tierra y la Luna Los planetas interiores Los planetas exteriores Escombros planetarios El Sol: Interior: el núcleo. Neutrinos solares Atmósfera Actividad solar

2 Índice Introducción Inventario Movimientos Tamaño Composición Procesos físicos Radiación y materia Calor interno

3 Inventario El Sistema Solar contiene: 1 estrella 8 planetas conocidos docenas de satélites un número enorme de objetos con tamaños diversos información muy importante sobre origen del Sistema Solar Planeta Mercurio Venus Tierra Marte Júpiter Saturno Urano Neptuno Plutón a (UA) M (M ) ( ) ρ/ρagua Planetas rocosos Planetas 1.3 jovianos Planeta enano

4 Movimientos El movimiento de traslación de todos los planetas alrededor del Sol es en el sentido de giro antihorario El Sol y los planetas giran sobre sí mismos en el mismo sentido antihorario Excepciones: Venus y Urano Los planetas tienen órbitas ~coplanarias en el plano de la eclíptica Excepciones: Mercurio y Plutón Las órbitas planetarias son aproximadamente circulares, con excentricidades muy pequeñas Excepciones: Mercurio y Plutón Distancia regular entre las órbitas ley de Titius-Bode (s. XVIII): a (UA) = n, n=-,0,1,2,... Mayoría de satélites órbitas síncronas (Prot=Ptras ) fuerzas de marea mnemo 03612

5 Tamaños Si 1UA=1m: Plutón: 40m Próxima Centauri: 270 km Sol: Ø=9mm Tierra: Ø=0.085mm

6 Composición Típica del Universo H+He >99% átomos, resto metales Composición cuerpo determina muchas propiedades importantes: generación calor interno reflectividad luz solar... Compuestos más importantes: Fórmula H2O CO CO2 CH4 N2 NH3 SiO2 FeO FeS Nombre Estado físico Agua sólido, líquido y gas Monóxido de carbono gas Dióxido de carbono sólido y gas Metano sólido y gas Nitrógeno gas Amoníaco sólido y gas Cuarzo sólido Óxido de hierro sólido Troilita sólido

7 Radiación y materia Constante Solar: 1370 W/m2 (Fsol a 1 UA): determina TCN en Sistema Solar: T a-1/2 Objetos no CN: albedo A fracción luz reflejada polvo carbón A~0.03, roca A~ , hielo sucio A~0.5, hielo A~1 Planetas: entre Mercurio A~0.11 y Venus A~0.65 A> T<: menos energía de la que deshacerse Se puede calcular T incluyendo efecto A: Venus,Tierra >: efecto invernadero (dificultad radiar En.) Júpiter, Saturno, Neptuno >: energía interna

8 Calor interno Calentamiento radiactivo: isótopos radiactivos en su interior ahora sobre todo K, Th y U (T1/2>>) en el pasado quizá otros (26Al?) (T1/2<<) Calentamiento por acreción: Planetas formados por acreción de fragmentos más pequeños Si gradual quizá tiempo de escapar sin calentamiento Si rápida, calor atrapado en interior

9 Planetología (comparada) Estudio comparativo de la Tierra y los otros planetas Al principio más interés en diferencias Ahora suficiente información para estudiar propiedades en función de procesos comunes en condiciones distintas masa diámetro composición química distancia al Sol Por qué atmósfera en Tierra y no en Luna? M< gases pueden escapar Por qué volcanes en Venus y Tierra, y no en Marte, Mercurio y la Luna? Ø< se enfrían antes

10 Cosmogonía Sistema Solar Teoría de la Nebulosa Protosolar [denube_asistemaplanetario.mpeg]: En el centro (P,T>>) nace el sol Regiones externas disco: granos sólidos ~cm (gases+polvo) en 1000yr, después se agrupan en planetoides ~km Acreción de planetoides a baja velocidad forma protoplanetas ~1000km y choques entre estos forman planetas en 1000Myr Bombardeo de cuerpos menores sobre planetas y barrido del polvo por viento solar

11 Tipos de planetas Planetas terrestres o rocosos: Mercurio, Venus, Tierra y Marte Corteza rocosa Densidad ~ 5 g cm-3 (abundan hierro y silicatos) Atmósferas secundarias (constituidas después de formación del planeta) CO2, H2O, N2 (Tierra O2 debido a actividad biológica) Planetas jovianos o gigantes: Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno Sin superficie sólida Densidad ~1 g cm-3 Atmósferas primarias (formadas simultáneamente con el planeta) H2, He, NH3 Sistemas de anillos Plutón: Densidad ~2 g cm-3 (mezcla de rocas y hielo, cinturón de Kuiper?) Objeto del cinturón de Kuiper?

12 Planetas rocosos

13 Planetas rocosos: evolución Impactos y decaimientos radiactivos calentaron los planetas hasta que: la mayor parte de Fe se asentó en el núcleo el material más rocoso y ligero flotó y formó la corteza Cuánto se ha enfriado cada planeta depende de su tamaño (más pequeño = se enfría antes): Mercurio,Luna: sin actividad volcánica desde hace 3Gy Marte aún volcanes, pero muy localizados Tierra y Venus todavía actividad tectónica y volcánica Los más grandes retuvieron su atmósfera primaria: Venus más cerca del Sol: efecto invernadero muy fuerte Marte más pequeño, no actividad tectónica: CO2 atrapado en rocas y no efecto invernadero Tierra lo bastante lejos del Sol y lo bastante grande para tener agua líquida

14 Planetas jovianos

15 Planetas jovianos Júpiter/Saturno: mayor tamaño, mayor proporción de H/He Urano/Neptuno: mayor proporción de roca (con respecto a los otros) Todos con anillos: radio de Roche Muchos satélites: intrínsecos asteroides capturados

16 Escombros Planetarios

17 El Sol

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