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Planeta gigante

Los cuatro planetas gigantes del Sistema Solar: ( arriba ) Júpiter y Saturno ( gigantes gaseosos ) ( abajo ) Urano y Neptuno ( gigantes de hielo ) Se muestran en orden desde el ...

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Júpiter
Saturno
Urano
Neptuno
Los cuatro planetas gigantes del Sistema Solar: Se muestran en orden desde el Sol y a color real . Los tamaños no están a escala.

Un planeta gigante es un tipo de planeta mucho más grande que la Tierra. A veces se le denomina planeta joviano , siendo Júpiter otro nombre del dios romano . Los planetas gigantes suelen estar compuestos principalmente de materiales de bajo punto de ebullición ( volátiles ), en lugar de roca u otra materia sólida , aunque también existen megatierras . Hay cuatro planetas gigantes en el Sistema Solar : Júpiter , Saturno , Urano y Neptuno . Se han identificado muchos planetas gigantes extrasolares .

A los planetas gigantes a veces se les llama gigantes gaseosos , pero muchos astrónomos ahora aplican el término solo a Júpiter y Saturno, clasificando a Urano y Neptuno, que tienen composiciones diferentes, como gigantes de hielo . Ambos nombres pueden resultar engañosos; los planetas gigantes del Sistema Solar están compuestos principalmente de fluidos por encima de sus puntos críticos , donde no existen fases gaseosas y líquidas diferenciadas. Júpiter y Saturno están formados principalmente por hidrógeno y helio , mientras que Urano y Neptuno están compuestos de agua, amoníaco y metano .

Las diferencias fundamentales entre una enana marrón de masa muy baja y un gigante gaseoso masivo ( ~13 M J ) son objeto de debate. Una corriente de pensamiento se basa en la formación planetaria; la otra, en la física del interior de los planetas. Parte del debate gira en torno a si las enanas marrones deben, por definición, haber experimentado fusión nuclear en algún momento de su historia. [ 1 ] 

Terminología

El término «gigante gaseoso» fue acuñado en 1952 por el escritor de ciencia ficción James Blish y se utilizó originalmente para referirse a todos los planetas gigantes. Podría decirse que es un término algo inapropiado, porque en la mayor parte del volumen de estos planetas la presión es tan alta que la materia no se encuentra en estado gaseoso. [ 2 ] Excepto en las capas superiores de la atmósfera, [ 3 ] es probable que toda la materia esté más allá del punto crítico , donde no hay distinción entre líquidos y gases. «Planeta fluido» sería un término más preciso. Júpiter también tiene hidrógeno metálico cerca de su centro, pero gran parte de su volumen es hidrógeno, helio y trazas de otros gases por encima de sus puntos críticos. Las atmósferas observables de todos estos planetas (a menos de una unidad de profundidad óptica ) son bastante delgadas en comparación con sus radios, extendiéndose solo quizás un uno por ciento de la distancia al centro. Por lo tanto, las partes observables son gaseosas (a diferencia de Marte y la Tierra, que tienen atmósferas gaseosas a través de las cuales se puede ver la corteza).

El término, bastante engañoso, se ha popularizado porque los científicos planetarios suelen usar roca , gas y hielo como abreviaturas para referirse a clases de elementos y compuestos que se encuentran comúnmente como constituyentes planetarios, independientemente de la fase de la materia . En el sistema solar exterior, el hidrógeno y el helio se denominan gas ; el agua, el metano y el amoníaco, hielo ; y los silicatos y metales, roca . Al considerar los interiores profundos de los planetas, no sería descabellado decir que, por hielo , los astrónomos se refieren al oxígeno y al carbono ; por roca , al silicio ; y por gas , al hidrógeno y al helio. Las numerosas diferencias entre Urano y Neptuno, así como con Júpiter y Saturno, han llevado a algunos a usar el término solo para planetas similares a estos dos últimos. Con esta terminología en mente, algunos astrónomos han comenzado a referirse a Urano y Neptuno como gigantes de hielo para indicar el predominio de los hielos (en forma fluida) en su composición interna. [ 4 ]

El término alternativo "planeta joviano" hace referencia al dios romano Júpiter —cuya forma genitiva es Jovis , de ahí "joviano" — y tenía como objetivo indicar que todos estos planetas eran similares a Júpiter.

Los objetos lo suficientemente grandes como para iniciar la fusión de deuterio (con una composición superior a 13 masas de Júpiter ) se denominan enanas marrones , y estas ocupan el rango de masa entre el de los grandes planetas gigantes y las estrellas de menor masa . El límite de 13 masas de Júpiter ( M J ) es una regla general más que algo con un significado físico preciso. Los objetos más grandes quemarán la mayor parte de su deuterio y los más pequeños quemarán solo una pequeña cantidad, y el valor de 13 M J se encuentra en algún punto intermedio. [ 5 ] La cantidad de deuterio quemado depende no solo de la masa sino también de la composición del planeta, especialmente de la cantidad de helio y deuterio presentes. [ 6 ] La Enciclopedia de Planetas Extrasolares incluye objetos de hasta 60 M J , y el Explorador de Datos de Exoplanetas hasta 24 M J. [ 7 ] [ 8 ]   

Descripción

Ilustraciones en sección transversal del interior de los planetas gigantes. Júpiter se muestra con un núcleo rocoso cubierto por una profunda capa de hidrógeno metálico .

Un planeta gigante es un planeta masivo y tiene una atmósfera densa de hidrógeno y helio . Pueden tener un "núcleo" condensado de elementos más pesados, entregados durante el proceso de formación. [ 9 ] Este núcleo puede estar parcial o completamente disuelto y disperso por toda la envoltura de hidrógeno/helio. [ 10 ] [ 9 ] En los planetas gigantes "tradicionales" como Júpiter y Saturno (los gigantes gaseosos), el hidrógeno y el helio constituyen la mayor parte de la masa del planeta, mientras que solo forman una envoltura exterior en Urano y Neptuno , que en cambio están compuestos principalmente de agua , amoníaco y metano y por lo tanto se les denomina cada vez más " gigantes de hielo ".

Los planetas gigantes extrasolares que orbitan muy cerca de sus estrellas son los exoplanetas más fáciles de detectar. Se les conoce como Júpiter calientes y Neptunos calientes debido a sus altísimas temperaturas superficiales. Hasta la llegada de los telescopios espaciales, los Júpiter calientes eran el tipo de exoplaneta más común conocido, gracias a la relativa facilidad con la que se podían detectar con instrumentos terrestres.

Se suele decir que los planetas gigantes carecen de superficies sólidas, pero es más preciso afirmar que carecen de ellas por completo, ya que los gases que los componen se vuelven cada vez más tenues a medida que aumenta la distancia desde el centro del planeta, hasta volverse indistinguibles del medio interplanetario. Por lo tanto, aterrizar en un planeta gigante puede ser posible o no, dependiendo del tamaño y la composición de su núcleo.

Subtipos

gigantes gaseosos

vórtice polar norte de Saturno

Los gigantes gaseosos se componen principalmente de hidrógeno y helio. Los gigantes gaseosos del Sistema Solar, Júpiter y Saturno , tienen elementos más pesados ​​que constituyen entre el 3 y el 13 por ciento de su masa. [ 11 ] Se cree que los gigantes gaseosos constan de una capa exterior de hidrógeno molecular , que rodea una capa de hidrógeno metálico líquido , con un probable núcleo fundido de composición rocosa.

La parte más externa de la atmósfera de hidrógeno de Júpiter y Saturno tiene muchas capas de nubes visibles compuestas principalmente de agua y amoníaco. La capa de hidrógeno metálico constituye la mayor parte de cada planeta y se denomina "metálica" porque la altísima presión convierte al hidrógeno en un conductor eléctrico. Se cree que el núcleo está formado por elementos más pesados ​​a temperaturas (20 000 K) y presiones tan elevadas que sus propiedades aún no se comprenden del todo. [ 11 ]

gigantes de hielo

Imagen compuesta a partir de fotografías del Hubble que muestran cuatro planetas gigantes del Sistema Solar, registrando los cambios estacionales durante diez años de observaciones (2014-2024).

Los gigantes de hielo tienen composiciones internas claramente diferentes a las de los gigantes gaseosos. Los gigantes de hielo del Sistema Solar, Urano y Neptuno , poseen una atmósfera rica en hidrógeno que se extiende desde la parte superior de las nubes hasta aproximadamente el 80 % (Urano) o el 85 % (Neptuno) de su radio. Por debajo de este límite, son predominantemente "helados", es decir, compuestos principalmente de agua, metano y amoníaco. También contienen algo de roca y gas, pero diversas proporciones de hielo, roca y gas podrían simular hielo puro, por lo que se desconocen las proporciones exactas. [ 12 ]

Urano y Neptuno tienen capas atmosféricas muy brumosas con pequeñas cantidades de metano, lo que les confiere un color aguamarina claro. Ambos poseen campos magnéticos fuertemente inclinados con respecto a sus ejes de rotación.

A diferencia de los demás planetas gigantes, Urano tiene una inclinación extrema que provoca que sus estaciones sean muy marcadas. Ambos planetas también presentan otras diferencias sutiles pero importantes. Urano tiene más hidrógeno y helio que Neptuno, a pesar de ser menos masivo en general. Por lo tanto, Neptuno es más denso, tiene mucho más calor interno y una atmósfera más activa. De hecho, el modelo de Niza sugiere que Neptuno se formó más cerca del Sol que Urano, y por consiguiente debería tener más elementos pesados.

Mega-Tierras

El término «mega-Tierra» o «planeta sólido masivo» se ha utilizado para referirse a exoplanetas terrestres muy masivos, cuyas densidades son considerablemente mayores que las de la Tierra y los gigantes gaseosos. El término «mega-Tierra» se acuñó en 2014, [ 13 ] aunque siguió siendo una categoría informal hasta que se propuso una definición cuantitativa para ella en 2026. [ 14 ] Basado en los radios y densidades medidos de los exoplanetas conocidos hasta marzo de 2026., las mega-Tierras parecen ser una categoría distinta de exoplanetas que están entre 2,1 y 5,0 radios terrestres ( R 🜨 ) y tienen densidades más altas que la de la Tierra (5,5  g/cm³ ) . [ 14 ]

Basándose en sus altas densidades observadas, se infiere que las mega-Tierras están compuestas principalmente de material sólido, [ 14 ] como roca, metal y hielo. [ 15 ] Si la mega-Tierra es rica en volátiles como el agua, puede albergar un océano supercrítico bajo una delgada atmósfera de hidrógeno , helio y otros gases. [ 15 ] La existencia de mega-Tierras desafía las teorías convencionales sobre la formación planetaria, ya que los planetas masivos deberían acumular grandes cantidades de gas además de material sólido del disco protoplanetario de la estrella anfitriona . [ 15 ] Se ha planteado la hipótesis de que las mega-Tierras pueden ser núcleos remanentes de gigantes gaseosos evaporados o productos de colisiones consecutivas entre supertierras. [ 15 ]

Se descubrieron varios planetas de púlsar , como PSR J1719−1438 b , con masas superiores a la de Júpiter pero con radios menores en comparación con los gigantes gaseosos, y se espera que, por lo tanto, estén compuestos principalmente de diamante cristalizado y oxígeno. [ 16 ] Como tales, podrían ser núcleos internos remanentes del tamaño de un planeta, ricos en carbono, de antiguas estrellas compañeras destrozadas durante la interacción con un púlsar. [ 16 ] Sin embargo, según las definiciones, se considerarían enanas blancas de muy baja masa, en lugar de planetas de diamante de alta densidad . [ 17 ]

La posibilidad de que se formen planetas sólidos masivos de hasta miles de M 🜨 alrededor de estrellas masivas ( estrellas de tipo B y O ;  También se ha sugerido (5–120 M ☉ ) basándose en las relaciones masa-radio para planetas rocosos, proponiendo que el disco protoplanetario alrededor de tales estrellas contendría suficientes elementos pesados, y que la alta radiación UV y los fuertes vientos podrían fotoevaporar el gas en el disco, dejando solo los elementos pesados. [ 18 ] Sin embargo, una investigación más reciente mostró que la relación entre la masa del disco protoplanetario y la masa estelar disminuye rápidamente para estrellas que superan los 10 M ☉ . [ 19 ] 

Según un modelo, una hipótesis sugiere que los llamados blanets , fundamentalmente similares a otros planetas, que orbitan alrededor de un agujero negro supermasivo en rotación de al menos un millón de masas solares ( M☉ ) , podrían albergar masas comparables a las de planetas sólidos masivos. Si bien es posible la acumulación descontrolada de gas sobre los blanets para convertirlos en gigantes gaseosos, probablemente sea difícil. No obstante, esto también dependería de la velocidad de las órbitas de los blanets llenos de gas. [ 20 ]

Súper bocanadas

Un superesponjo es un tipo de exoplaneta con una masa solo unas pocas veces mayor que la de la Tierra , pero con un radio mayor que el de Neptuno , lo que le confiere una densidad media muy baja . Son más fríos y menos masivos que los Júpiter calientes inflados de baja densidad . Los ejemplos más extremos conocidos son los tres planetas alrededor de Kepler-51 , que tienen el tamaño de Júpiter pero con densidades inferiores a 0,1 g/ cm³ . [ 21 ]

Planetas gigantes extrasolares

Representación artística de 79 Ceti b , el primer planeta gigante extrasolar descubierto con una masa mínima inferior a la de Saturno.

Debido a las limitadas técnicas disponibles actualmente para detectar exoplanetas , muchos de los encontrados hasta la fecha tienen un tamaño asociado, en el Sistema Solar, con los planetas gigantes. Dado que se infiere que estos grandes planetas comparten más características con Júpiter que con los otros planetas gigantes, algunos han afirmado que "planeta joviano" es un término más preciso para ellos. Muchos de los exoplanetas están mucho más cerca de sus estrellas anfitrionas y, por lo tanto, son mucho más calientes que los planetas gigantes del Sistema Solar, lo que hace posible que algunos de estos planetas sean de un tipo no observado en el Sistema Solar. Considerando la abundancia relativa de los elementos en el universo (aproximadamente un 98 % de hidrógeno y helio), sería sorprendente encontrar un planeta predominantemente rocoso más masivo que Júpiter. Por otro lado, los modelos de formación de sistemas planetarios han sugerido que la formación de planetas gigantes se vería inhibida tan cerca de sus estrellas como se ha observado que orbitan muchos de los planetas gigantes extrasolares.

Atmósferas

Las bandas que se observan en la atmósfera de Júpiter se deben a corrientes de material que circulan en direcciones opuestas, denominadas zonas y cinturones, que rodean el planeta paralelamente a su ecuador. Las zonas son las bandas más claras y se encuentran a mayor altitud en la atmósfera. Presentan una corriente ascendente interna y son regiones de alta presión. Los cinturones son las bandas más oscuras, se encuentran a menor altitud en la atmósfera y presentan una corriente descendente interna. Son regiones de baja presión. Estas estructuras son, en cierto modo, análogas a las celdas de alta y baja presión en la atmósfera terrestre, pero tienen una estructura muy diferente: bandas latitudinales que rodean todo el planeta, en contraposición a pequeñas celdas de presión confinadas. Esto parece ser resultado de la rápida rotación y la simetría subyacente del planeta. No hay océanos ni masas continentales que provoquen calentamiento local y la velocidad de rotación es mucho mayor que la de la Tierra.

También existen estructuras más pequeñas: manchas de distintos tamaños y colores. En Júpiter, la más notable de estas formaciones es la Gran Mancha Roja , presente desde hace al menos 300 años. Estas estructuras son enormes tormentas. Algunas de estas manchas también son cumulonimbos.

Véase también

Referencias

  1. ↑ Burgasser, Adam J. (junio de 2008). "Enanas marrones: estrellas fallidas, super Júpiteres" (PDF) . Physics Today . Archivado del original (PDF) el 8 de mayo de 2013. Recuperado el 11 de enero de 2016 .
  2. ↑ D'Angelo, G.; Durisen, RH; Lissauer, JJ (2011). "Formación de planetas gigantes". En S. Seager. (ed.). Exoplanetas . University of Arizona Press, Tucson, AZ. pp. 319– 346. arXiv : 1006.5486 . Bibcode : 2010exop.book..319D . 
  3. ↑ D'Angelo, G.; Weidenschilling, SJ; Lissauer, JJ; Bodenheimer, P. (2021). "Crecimiento de Júpiter: Formación en discos de gas y sólidos y evolución hasta la época actual". Icarus . 355 114087. arXiv : 2009.05575 . Bibcode : 2021Icar..35514087D . doi : 10.1016/j.icarus.2020.114087 . S2CID 221654962 . 
  4. ↑ Jack J. Lissauer; David J. Stevenson (2006). "Formación de planetas gigantes" (PDF) . Centro de Investigación Ames de la NASA; Instituto Tecnológico de California . Archivado del original (PDF) el 26 de febrero de 2009. Consultado el 16 de enero de 2006 .
  5. ↑ Bodenheimer, P.; D'Angelo, G.; Lissauer, JJ; Fortney, JJ; Saumon, D. (2013). "Combustión de deuterio en planetas gigantes masivos y enanas marrones de baja masa formadas por acreción nucleada en el núcleo". The Astrophysical Journal . 770 (2): 120 (13 pp.). arXiv : 1305.0980 . Bibcode : 2013ApJ...770..120B . doi : 10.1088/0004-637X/770/2/120 . S2CID 118553341 . 
  6. ↑ Spiegel, David S.; Burrows, Adam; Milsom, John A. (2011-01-20). "El límite de masa de combustión de deuterio para enanas marrones y planetas gigantes". The Astrophysical Journal . 727 (1): 57. arXiv : 1008.5150 . Bibcode : 2011ApJ...727...57S . doi : 10.1088/0004-637X/727/1/57 . ISSN 0004-637X . S2CID 118513110 .  
  7. ↑ Schneider, Jean (2016). "III.8 Exoplanetas frente a enanas marrones: la visión de CoRoT y el futuro". Exoplanetas frente a enanas marrones: la visión de CoRoT y el futuro . pág. 157. arXiv : 1604.00917 . doi : 10.1051/978-2-7598-1876-1.c038 . ISBN  978-2-7598-1876-1. S2CID 118434022 . 
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Bibliografía

  • SPACE.com: Preguntas y respuestas: La propuesta de la IAU para definir un planeta, 16 de agosto de 2006, 2:00 AM ET
  • BBC News: Preguntas y respuestas sobre la propuesta de nuevos planetas. Miércoles, 16 de agosto de 2006, 13:36 GMT (14:36 ​​hora del Reino Unido).
  • SPACE.com: Preguntas y respuestas: La propuesta de la IAU sobre la definición de planeta. 16 de agosto de 2006, 2:00 a. m. ET
  • BBC News: Preguntas y respuestas sobre la propuesta de nuevos planetas. Miércoles, 16 de agosto de 2006, 13:36 GMT (14:36 ​​hora del Reino Unido).
  • Gigantes gaseosos en la ciencia ficción:
  • Episodio "Gigantes" del programa de televisión Planetas del canal Science Channel .