LOS SISTEMAS PLANETARIOS ASTRONOMÍA Y GEODESIA, CURSO 2017/2018 ANA I. GOMEZ DE CASTRO

Transcripción

1 LOS SISTEMAS PLANETARIOS ASTRONOMÍA Y GEODESIA, CURSO 2017/2018 ANA I. GOMEZ DE CASTRO

2 EL SISTEMA SOLAR EN NÚMEROS Orbitas de Planetas y cuerpos menores Fuente: JPL ROTACIÓN DE LOS PLANETAS

3 CARACTERÍSTICAS TODOS LOS PLANETAS ORBITAN EN EL MISMO SENTIDO Y EN EL MISMO PLANO. LA MAYOR PARTE DE LOS PLANETAS ROTAN EN EL MISMO SENTIDO QUE ORBITAN. LOS PLANETAS MÁS DENSOS ESTÁN MÁS CERCA DEL SOL. LAS ÓRBITAS DE LOS CUERPOS MENORES ESTAN CONCENTRADAS EN EL CINTURÓN DE ASTEROIDES Y EN ÓRBITAS EXTERNAS A LOS GIGANTES GASEOSOS.

4 ELEMENTOS ORBITALES DE LOS PLANETAS Fuente: Nautical Almanac l

5 DISCOS PROTOPLANETARIOS Vista de plano Forma brazos espirales Vista de canto Forma un disco alabeado 25 UA

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7 POR QUÉ SE FORMAN DISCOS? EL MOMENTO ANGULAR SE CONSERVA h =! " = r V El material en el eje de rotación tiene menos momento angular y cae más rápido sobre la estrella. de esta manera de forman estructuras aplanadas que devienen en discos Estrella y Disco se forman en el mismo proceso

8 DISCOS Y JETS SE GENERAN EN EL MISMO PROCESO Material eyectado por HL Tau Movessian et al Distribución del polvo en el disco alrededor de HL Tau ALMA partnership, UA

9 Motores gravitatorios de plasma Imán Campo Magnético Permanent Magnet Ley de Ampère ' Edl = d dt ' BdS

10 Energía hidráulica Altura =140 m Flujo máximo =8.200 m 3 /s MÁXIMA ENERGÍA GRAVITACIONAL LIBERADA: MW ENERGÍA MEDIA LIBERADA A LA RED ELÉCTRICA: MW EL 10% DEL CONSUMO ELÉCTRICO ESPAÑOL!

11 SIMULACION NUMÉRICA DE LA CAIDA DE MATERIAL SOBRE UNA ESTRELLA EN FORMACIÓN

12 El material sale eyectado de manera diferente dependiendo de las propiedades del motor y CALIENTA LA ZONA INTERNA DEL DISCO

13 La energía gravitacional excedente en el proceso de acrecimiento se libera en forma de: Radiación infrarroja Generación de campo magnético que, a su vez, produce radiación X, radiación cósmica y radiación UV Óxidos metálicos Fe-Ni Temperatura (K) Minerales de Silicatos FeO, Fe 2 SiO 4,Mg 2 SiO 4 FeS Minerales hidratados Agua Amoniaco Metano En este entorno se formaron los planetas interiores como la Tierra, Venus o Mercurio. En el Sistema Solar existen pruebas de la existencia de eventos muy energéticos alrededor del millón de años de su formación (abundancia de Al 26 ).

14 Óxidos metálicos Fe-Ni Temperatura (K) Minerales de Silicatos FeO, Fe 2 SiO 4,Mg 2 SiO 4 FeS Minerales hidratados Agua Amoniaco Metano

15 PLANETAS INTERIOR DENSIDADES MEDIAS: PLANETAS TERRESTRES g/cm 3 (ELEMENTOS NO VOLÁTILES: F, Si, Mg) PLANETAS JOVIANOS << 1 g/cm 3 (COMPOSICIÓN SIMILAR A LA SOLAR: HE, H) SUPERFICIE ATMOSFERA ENERGÍA MEDIA Y FUENTES DE CALOR: UN PLANETA QUE RADIA MÁS ENERGÍA QUE LA RECIBE DEL SOL DEBE TENER UNA FUENTE INTERNA DE CALOR. LUNA, TIERRA, JÚPITER, SATURNO Y NEPTUNO

16 INTERIORES PLANETARIOS: LA TIERRA 1,7%M 30.8%M 0.5%M 10.3%M 7.5% M 49.2%M 3%M Profundidad de la corteza oceánica: 0-10 km Profundidad de la corteza continental: 0-50 km

17 INTERIORES PLANETARIOS: ONDAS SÍSMICAS ONDAS SISMICAS: ONDAS P (O DE COMPRESIÓN) ONDAS S (O DE CORTE) VELOCIDAD= 3-15 KM/S

18 INTERIORES PLANETARIOS: PLASTICIDAD APLANAMIENTO: R e =radio ecuatorial R p =radio polar El aplanamiento aumenta cuanto más fluido es un planeta por el efecto de la rotación. Para la Tierra: 1/298.3 (=0.034) Para los gigantes gaseosos (ver tabla) α = R E R p R E PLANETA APLANAMIENTO Júpiter Saturno Urano 0.06 Neptuno 0.02

19 INTERIORES PLANETARIOS: TECTÓNICA DE PLACAS Volcanes activos el último millón de años Fallas en el terreno 8 GRANDES PLACAS: Africana, Antártica, Euroasiática, Indo- Australiana, Nazca, Pacífica, Norteamericana, Sudamericana. 20 PLACAS PEQUEÑAS: Arábiga, Filipina V=5-10 cm/año

20 MERCURIO NÚCLEO: Fe-Ni MANTO: SILICATOS VENUS NÚCLEO: Fe-Ni (líquido) MANTO: OLIVINA TIERRA NÚCLEO: Fe-Ni Interno: Sólido (cristal) Externo: líquido MANTO: OLIVINA (RICA EN Mg) MARTE NÚCLEO: Fe-Ni + FeS 2 MANTO: Fe+SILICATOS(RICO EN Mg) OLIVINA: ROCAS ÍGNEAS FUNDAMENTALMENTE FORSTERITA (Mg 2 SiO 4 ) Y FAYALITA (Fe 2 SiO 4 )

21 INTERIORES PLANETARIOS: GIGANTES GASEOSOS Densidades medias de los planetas: Planetas terrestres g/cm 3 (elementos no volátiles: F, Si, Mg) Planetas jovianos << 1 g/cm3 (composición similar a la solar: He, H)

22 ATMÓSFERAS PLANETARIAS: COMPOSICIÓN CARACTERÍSTICAS GENERALES: Mercurio y Luna: No tienen Venus y Marte: CO 2 Tierra: N 2, O 2 Planetas jovianos: H 2, He DISTRIBUCIÓN DEL GAS: En general las atmósferas son más densas en la superficie y se enrarecen hacia el exterior. En la zona más externa la radiación UV y rayos X ioniza átomos y disocia moléculas Ionosfera

23 ATMÓSFERAS PLANETARIAS: EVOLUCIÓN V termica = 8k BT mπ = km s T(K) m(m H ) 1 / 2 Velocidad de escape (km/s) (K) V escape = 2GM p R p 1 / 2 = km s Los átomos y moléculas escapan de la gravedad planetaria si V termica > V escape M(M ) R(R ) 1/2 Temperatura (K)

24 ATMÓSFERAS PLANETARIAS: EVOLUCIÓN Hay también otros procesos (geológicos, biológicos, interacción con el viento estelar y los otros cuerpos del Sistema Planetario) que afectan a la evolución de las atmósferas) PHANEROZOIC PRECAMBRICO

25 ATMÓSFERAS PLANETARIAS: LA TIERRA

26 CAMPOS MAGNÉTICOS PLANETARIOS: MAGNETOSFERAS Mercurio:300 nt Venus: <5nT Tierra: nt (0.31 G) Marte: 60 nt Júpiter: nt (4.28G) Saturno: nt (0.22G) Urano: nt (0.23G) Neptuno: nt (0.13G)

27 MAGNETOSFERAS CINTURONES DE RADIACION Viento solar Imagen de la Tierra obtenida por el rober chino Chang 3 desde la Luna

28 EVOLUCIÓN DE LOS PLANETAS 1. Formación, calentamiento de la corteza y el interior. 2. Solidificación de la corteza y formación de cráteres de impacto masiva. 3. Formación de llanuras y afloramiento de lava. 4. Formación de cráteres por bombardeo de baja intensidad. 5. Volcanes, Continentes y movimientos de la corteza. MERCURIO Sin actividad volcánica Sin tectónica de Placas (probablemente el Manto no es plástico ya que el calentamiento proviene de la radiactividad del nucleo que es poco masivo) VENUS Actividad volcánica (el 75% de la superficie parece volcánicas: coladas de lava y conos volcánicos MARTE Volcanes inactivos y llanuras basálticas.

29 LUNAS Y ANILLOS: LUNAS Ø Son numerosas pero su masa total es ~0.1M. Ø Ø Tamaño: Ø 8 satélites del tamaño de la Luna Ø La mayoría mucho más pequeños (parecen asterorides) Órbitas: Las órbitas son casi circulares en el plano ecuatorial del planeta y con rotación síncrona con el periodo orbital debido a las fuerzas de marea. Ø Distribución: Hay 3 lunas alrededor de planetas terrestres y >51 alrededor de planetas jovianos!! RAZÓN: Cuanto mayor es la masa del planeta tiene más probabilidades de atrapar una luna (asteroide). P.e.: Satélites de Júpiter con е grande.

30 LUNAS Y ANILLOS: ANILLOS Ø Ø Sólo se observan alrededor de los planetas jovianos. El sistema de anillos está dentro del LÓBULO DE ROCHE SUPERFICIE EQUIPOTENCIAL

31 ASTEROIDES 1801 Piazzi descubrió Ceres 1890 Se conocían más de 300 asteroides con a Є (2.3, 3.3) U.A. VACIOS DE KIRKWOOD En la actualidad se conocen los elementos orbitales de aprox asteroides. Los más masivos están más lejos del Sol. Cuerpos demasiado pequeños para retener atmósferas: Radios desde 1 km a Pallas (538 km), Vesta (549 km), Ceres (1020 km) Órbitas: Rotación directa (i llega hasta 68 o ) e Є (alguno con =0.83) Acumulación de asteroides entre 2/3, 1/1 y se distribuyen en grupos o familias: Trojanos Grupo Apolo (P.e: perihelio de Icaro pasó a 6.4 millones km. de la Tierra en 1968) Resonancias con la órbita de Júpiter: 1/2, 1/3, 1/4, 2/5, 3/7

32 COMETAS La mayoría tienen órbitas elípticas (algunos retrógradas) y son miembros del Sistema Solar. Se clasifican en 2 grupos: Largo periodo (la gran mayoria, e~1) Corto periodo: una pequeña fracción con retornos periódicos: Encke (P=3.3 años), Halley (P=76 años) Órbitas: Perihelio ~1-2 UA del Sol Afelio ~ UA del Sol Origen: Nube de Oort: ~ cometas Masa total en cometas: ~1 M Edad ~ años

33 METEOROIDES Pequeñas rocas dispersas por el Sistema Solar generadas por las colisiones entre asteroides y de los restos de cometas. Tamaño: 10 km 1mm Órbitas: todo tipo de inclinaciones. Meteoros: Meteoroides que sen encuentran a una altura de ~ 120 km sobre la superficie de la Tierra y se iluminan por su rozamiento con la atmósfera. La mayor parte de los meteoroides son destruídos en este proceso. Meteoritos: Meteoros lo suficientemente masivos (o con una composición química tal) que llegan a impactar con la superficie.

34 FUENTES DE LAS FIGURAS Pg. 5: NASA, ESA, ESO, M. Benisty et al. (University of Grenoble), R. Dong (Lawrence Berkeley National Laboratory), and Z. Zhu (Princeton University) Pg. 5: NASA, ESA, ESO, and A. Boccaletti (Paris Observatory) Pg. 9: Pg. 12: Gómez de Castro & von Rekowski 2011, MNRAS Pg. 14: Pg. 15: Pg. 15: Pg. 16: Pg. 16: Pg. 17: Pg. 18: Pg. 19: Pg. 19: Pg. 21: Pg. 21: - Dr. John D. Landstreet Pg. 23: Pg. 23: Pg. 24: Pg. 24: Pg. 25: Pg. 25: Pg. 26: Pg. 27: Pg. 27: Pg. 27: Pg. 28: Pg. 29: Pg. 30: Pg. 31: Pg. 32: Pg. 33: