2.4 El sistema solar. Astrobiología Licenciatura en Ciencias de la Tierra Facultad de Ciencias, UNAM Antígona Segura

Transcripción

1 2.4 El sistema solar Astrobiología Licenciatura en Ciencias de la Tierra Facultad de Ciencias, UNAM Antígona Segura

2 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

3 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 = kg, cada una). El resto se encuentra en los planetas pequeños Marte y Mercurio, con cantidades traza ( M ) en el cinturón principal de asteroides.

4 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 hielos de agua, metano y amoniaco.

5 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.

6 Características del sistema solar Órbitas casi circulares.

7 Características del sistema solar Localizadas aproximadamente en un mismo plano

8 Masas y momentos angulares Masa del Sol (M )= g Hidrógeno 73% Helio 25% Metales 2% (Todos los elementos excepto H y He) Estos elementos formaron parte del disco que formó al los planetas

9 Masas y momentos angulares El momento angular del Sol debido a su rotación es: Donde = s -1 y k 2 = 0.1 por lo que L = gcm 2 s -1 Mientras que el momento angular orbital de Júpiter es:

10 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 (MMSM)

11 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 planeta.

12 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 pendientes menos pronunciadas más cercanas a r -1

13 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 1 y P 2 presentan 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.

14 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.

15 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 50,000 a 100,000 UA (1 año luz).

16 Cuerpos pequeños del sistema solar Amarillo: asteroides Flechas blancas: cometas

17 El sistema solar interior visto de canto Amarillo: asteroides Flechas blancas: cometas

18 Cinturón de asteroides La estructura orbital y composicional del cinturón de asteroides contribuyen a comprender la historia de la formación del sistema solar.

19 Cuerpos pequeños del sistema solar Cinturón de asteroides

20 Cometas De Pater y Lissauer, 2001 Partes de un cometa Núcleo Coma: nube de gas y polvo que rodea al núcleo generada por la interacción del núcleo con la radiación solar Coma de hidrógeno Cola: generada por el la presión de radiación (polvo) y el viento solar (gas ionizado)

21 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 ~10 12 cometas Cinturón de Kuiper Disco aplanado transneptuniano de cometas inactivos con distancias heliocéntricas entre 30 y 100 UA Masa total ~ M 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 cometas, pero hasta ahora se desconoce su composición.

22 Jewitt et al. 2009

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26 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. Tienen una distribución diferencial de tamaños que es casi una ley de potencias con q~4.

27 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.

28 Cuerpos pequeños del sistema solar Cinturon de Kuiper y otros cuerpos pequeños Sol Planetas gigantes Objetos del Cinturón de Kuiper Centauros u objetos dispersados del disco Satélites troyanos de Júpiter Satélites troyanos de Neptuno

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33 Jewitt et al. 2009

34 Cuerpos pequeños del sistema solar Nube de Oort

35 Propiedades de los cuerpos del Sistema Solar Planeta Masa a Radio b Densidad M (g/cm 3 ) M J R R J Semieje mayor (UA) Excentricidad Mercurio Venus Tierra Marte Júpiter Saturno Urano Neptuno a Masa de la Tierra, M = kg. Masa de Júpiter, M J = kg b Radio de la Tierra, R = 6,371 km. Radio ecuatorial de Júpiter, R J = 71,492 km.

36 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 La masa de Marte

37 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.

38 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.

39 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.

40 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.

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42 Walsh et al. (2011)

43 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. y-news/our-new-improved-solar-system/

44 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.

45 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.

46 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 inestabilidad.

47 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 35M E, 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.

48 Demeo y Carry, 2014