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Masa planetaria

En astronomía , la masa planetaria es una medida de la masa de un objeto astronómico similar a un planeta . Dentro del Sistema Solar , los planetas se miden generalmente en el s...

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En astronomía , la masa planetaria es una medida de la masa de un objeto astronómico similar a un planeta . Dentro del Sistema Solar , los planetas se miden generalmente en el sistema astronómico de unidades , donde la unidad de masa es la masa solar ( M☉ ), la masa del Sol . En el estudio de planetas extrasolares , la unidad de medida suele ser la masa de Júpiter ( M☉ ) para planetas gigantes gaseosos grandes , y la masa de la Tierra ( M☉ ) para planetas terrestres rocosos más pequeños .

La masa de un planeta dentro del Sistema Solar es un parámetro ajustado en la preparación de efemérides . Existen tres variantes de cómo se puede calcular la masa planetaria:

  • Si el planeta tiene satélites naturales , su masa se puede calcular utilizando la ley de gravitación universal de Newton para derivar una generalización de la tercera ley de Kepler que incluye la masa del planeta y su luna. Esto permitió una medición temprana de la masa de Júpiter, expresada en unidades de masa solar .
  • La masa de un planeta se puede inferir a partir de su efecto en las órbitas de otros planetas. Entre 1931 y 1948, las aplicaciones erróneas de este método llevaron a cálculos incorrectos de la masa de Plutón .
  • Se pueden utilizar datos de influencia recopilados desde las órbitas de las sondas espaciales . Algunos ejemplos son las sondas Voyager a los planetas exteriores y la nave espacial MESSENGER a Mercurio .
  • Además, existen otros numerosos métodos que proporcionan aproximaciones razonables. Por ejemplo, Varuna , un posible planeta enano , gira muy rápidamente sobre su eje, al igual que el planeta enano Haumea . Haumea debe tener una densidad muy alta para no ser destrozado por las fuerzas centrífugas . Mediante algunos cálculos, se puede establecer un límite para la densidad del objeto. Por lo tanto, si se conoce el tamaño del objeto, se puede determinar un límite para su masa. Consulte los enlaces de los artículos mencionados anteriormente para obtener más detalles al respecto.

Elección de unidades

La elección de la masa solar , M☉ , como unidad básica para la masa planetaria proviene directamente de los cálculos utilizados para determinar la masa planetaria. En el caso más preciso, el de la propia Tierra , la masa se conoce en términos de masas solares con doce cifras significativas ; la misma masa, en términos de kilogramos u otras unidades terrestres, solo se conoce con cinco cifras significativas, lo que representa una precisión inferior a una millonésima parte. [ 1 ]

La diferencia radica en la forma en que se calculan las masas planetarias. Es imposible "pesar" un planeta, y mucho menos el Sol, con respecto a los patrones de masa que se utilizan en el laboratorio. Por otro lado, las órbitas de los planetas proporcionan una gran cantidad de datos observacionales sobre las posiciones relativas de cada cuerpo, y estas posiciones se pueden comparar con sus masas relativas utilizando la ley de gravitación universal de Newton (con pequeñas correcciones por la relatividad general cuando sea necesario). Para convertir estas masas relativas a unidades terrestres como el kilogramo, es necesario conocer el valor de la constante de gravitación newtoniana , G. Esta constante es notablemente difícil de medir en la práctica, y su valor se conoce con una precisión relativa de solo2,2 × 10 −5 . [ 2 ]

La masa solar es una unidad bastante grande en la escala del Sistema Solar:1,9884(2) × 10 30  kg . [ 1 ] El planeta más grande, Júpiter , tiene el 0,09% de la masa del Sol, mientras que la Tierra tiene aproximadamente tres millonésimas (0,0003%) de la masa del Sol.

Al comparar los planetas entre sí, suele ser conveniente usar la masa de la Tierra ( M 🜨 o M 🜨 ) como estándar, especialmente para los planetas terrestres . Para la masa de los gigantes gaseosos , y también para la mayoría de los planetas extrasolares y enanas marrones , la masa de Júpiter ( M J ) es una comparación conveniente.

Masa planetaria y formación de planetas

Vesta es el segundo cuerpo más grande del cinturón de asteroides después de Ceres . Esta imagen de la sonda Dawn muestra que no es perfectamente esférico.

La masa de un planeta tiene consecuencias para su estructura, especialmente durante su proceso de formación . Un cuerpo con suficiente masa puede superar su resistencia a la compresión y alcanzar una forma redondeada (aproximadamente en equilibrio hidrostático ). Desde 2006, estos objetos se clasifican como planetas enanos si orbitan alrededor del Sol (es decir, si no son satélites de otro planeta). El umbral depende de varios factores, como la composición, la temperatura y la presencia de calentamiento por mareas. El cuerpo más pequeño conocido con forma redondeada es Mimas , la luna de Saturno , con aproximadamente 1/160000 de la masa de la Tierra; por otro lado, cuerpos tan grandes como Salacia , un objeto del cinturón de Kuiper con aproximadamente 1/13000 de la masa de la Tierra, podrían no haber superado su resistencia a la compresión. Los cuerpos más pequeños, como los asteroides , se clasifican como " cuerpos menores del Sistema Solar ".

Un planeta enano, por definición, no tiene la masa suficiente para haber despejado gravitacionalmente su región vecina de planetesimales . La masa necesaria para ello depende de la ubicación: Marte despeja su órbita en su ubicación actual, pero no lo haría si orbitara en la nube de Oort .

Los planetas más pequeños retienen solo silicatos y metales, y son planetas terrestres como la Tierra o Marte . La estructura interna de los planetas rocosos depende de la masa: por ejemplo, la tectónica de placas puede requerir una masa mínima para generar temperaturas y presiones suficientes para que ocurra. [ 3 ] Las definiciones geofísicas también incluirían los planetas enanos y las lunas en el Sistema Solar exterior, que son como planetas terrestres excepto que están compuestos de hielo y roca en lugar de roca y metal: los cuerpos más grandes de este tipo son Ganímedes , Titán , Calisto , Tritón y Plutón .

Si el protoplaneta crece por acreción hasta alcanzar más del doble de la masa de la Tierra, su gravedad se vuelve lo suficientemente grande como para retener hidrógeno en su atmósfera . En este caso, se convertirá en un gigante de hielo o un gigante gaseoso . Por lo tanto, la Tierra y Venus están cerca del tamaño máximo que un planeta puede alcanzar normalmente sin dejar de ser rocoso. [ 4 ] Si el planeta comienza entonces a migrar , puede moverse dentro de la línea de congelación de su sistema y convertirse en un Júpiter caliente que orbita muy cerca de su estrella, perdiendo gradualmente pequeñas cantidades de masa a medida que la radiación de la estrella despoja su atmósfera.

Se estima que la masa mínima teórica que puede tener una estrella y que aún pueda experimentar fusión de hidrógeno en su núcleo es de aproximadamente 75 M J , aunque la fusión de deuterio puede ocurrir en masas tan bajas como 13 Júpiteres. [ 5 ] [ 6 ] [ 7 ] 

Valores de la efeméride DE405

La efeméride DE405/LE405 del Laboratorio de Propulsión a Chorro [ 1 ] [ 8 ] es una efeméride ampliamente utilizada que data de 1998 y cubre todo el Sistema Solar. Por lo tanto, las masas planetarias forman un conjunto autoconsistente, lo cual no siempre ocurre con datos más recientes (véase más abajo).

masa terrestre y masa lunar

Cuando un planeta tiene satélites naturales, su masa suele indicarse para todo el sistema (planeta + satélites), ya que es la masa del sistema en su conjunto la que perturba las órbitas de los demás planetas. La diferencia es mínima, puesto que los satélites naturales son mucho más pequeños que sus planetas de origen (como se puede apreciar en la tabla anterior, donde solo se enumeran los satélites de mayor tamaño).

La Tierra y la Luna son un buen ejemplo, en parte porque la Luna es inusualmente grande (poco más del 1 % de la masa de la Tierra) en relación con su planeta madre, en comparación con otros satélites naturales. Además, se dispone de datos muy precisos sobre el sistema Tierra-Luna, especialmente del experimento de medición láser lunar (LLR).

La constante gravitacional geocéntrica —el producto de la masa de la Tierra por la constante gravitacional newtoniana— puede medirse con gran precisión a partir de las órbitas de la Luna y de los satélites artificiales. La relación entre ambas masas puede determinarse a partir de la ligera oscilación en la órbita terrestre causada por la atracción gravitacional de la Luna.

Valores más recientes

La construcción de una efeméride completa y de alta precisión del Sistema Solar es una tarea ardua. [ 9 ] Es posible (y algo más sencillo) construir efemérides parciales que solo conciernen a los planetas (o planetas enanos, satélites, asteroides) de interés, fijando el movimiento de los demás planetas en el modelo. Los dos métodos no son estrictamente equivalentes, especialmente en lo que respecta a la asignación de incertidumbres a los resultados; sin embargo, las mejores estimaciones —al menos en términos de las incertidumbres citadas en el resultado— para las masas de los planetas menores y los asteroides suelen provenir de efemérides parciales.

No obstante, se siguen preparando nuevas efemérides completas, en particular la efeméride EPM2004 del Instituto de Astronomía Aplicada de la Academia de Ciencias de Rusia . EPM2004 se basa en 317 014 observaciones independientes realizadas entre 1913 y 2003, más de siete veces la cantidad de DE405, y proporcionó masas más precisas para Ceres y cinco asteroides. [ 9 ]

Estimaciones óptimas de la IAU (2009)

Un nuevo conjunto de "mejores estimaciones actuales" para varias constantes astronómicas [ 15 ] fue aprobado por la 27.ª Asamblea General de la Unión Astronómica Internacional (IAU) en agosto de 2009. [ 16 ]

Mejores estimaciones actuales de la IAU (2012)

El conjunto de "mejores estimaciones actuales" de 2009 fue actualizado en 2012 por la resolución B2 de la XXVIII Asamblea General de la IAU. [ 24 ] Se dieron valores mejorados para Mercurio y Urano (y también para el sistema de Plutón y Vesta).

Véase también

Notas a pie de página

  1. 1 2 Las densidades separadas dadas para la Tierra y la Luna no se determinaron a partir de los datos DE405/LE405, pero se enumeran en la tabla para compararlas con otros planetas y satélites.
  2. ↑ Para facilitar la comparación con otros valores, la masa que se muestra en la tabla corresponde a todo el sistema de Plutón: este es también el valor que aparece en las "mejores estimaciones actuales" de la IAU. Tholen et al. también proporcionan estimaciones para las masas de los cuatro cuerpos que componen el sistema de Plutón: Plutón 6,558(28) × 10 −9 M ☉ , 1,304(5) × 1022  kg; Caronte 7,64(21) × 10 −10 M ☉ , 1,52(4) × 1021  kg; Nix 2,9 × 10 −13 M ☉ , 5,8 × 1017  kg; Hidra 1,6 × 10 −13 M ☉ , 3,2 × 1017  kg.
  3. ↑ El valor citado por el Grupo de Trabajo de la IAU sobre Estándares Numéricos para Astronomía Fundamental (1, 047 348 644 × 103 ) es inconsistente con la incertidumbre citada (1,7 × 10 −3 ): el valor se ha redondeado aquí.

Referencias

  1. 1 2 3 " Constantes astronómicas seleccionadas de 2009. Archivado el 27 de marzo de 2009 en Wayback Machine " en "El almanaque astronómico en línea" . USNO , UKHO . Archivado del original el 24 de abril de 2001.
  2. ↑ "Valor CODATA 2022: Constante de gravitación newtoniana" . Referencia del NIST sobre constantes, unidades e incertidumbre . NIST . Mayo de 2024. Consultado el 18 de mayo de 2024 .
  3. ↑ Comunicado de prensa de CfA N.º de comunicado: 2008-02 9 de enero de 2008 La Tierra: ¿Un planeta límite para la vida?
  4. ↑ Chen, Jingjing; Kipping, David (2016). "Pronóstico probabilístico de las masas y radios de otros mundos" . The Astrophysical Journal . 834 (1): 17. arXiv : 1603.08614 . Bibcode : 2017ApJ...834...17C . doi : 10.3847/1538-4357/834/1/17 . S2CID 119114880 . 
  5. ↑ Boss, Alan (3 de abril de 2001). "¿Son planetas o qué?" . Carnegie Institution of Washington. Archivado del original el 28 de septiembre de 2006. Consultado el 8 de junio de 2006 .
  6. ↑ Shiga, David (17 de agosto de 2006). "Se revela el límite de masa entre estrellas y enanas marrones" . New Scientist . Consultado el 23 de agosto de 2006 .
  7. ↑ Basri, Gibor (2000). "Observaciones de enanas marrones". Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 38 : 485. Bibcode : 2000ARA & A..38..485B . doi : 10.1146/annurev.astro.38.1.485 .
  8. ↑ Standish, EM (1998). "Efemérides planetarias y lunares del JPL, DE405/LE405" (PDF) . JPL IOM 312.F-98-048. Archivado del original (PDF) el 29 de septiembre de 2006.
  9. 1 2 3 Pitjeva, EV (2005). "Efemérides de alta precisión de los planetas: EPM y determinación de algunas constantes astronómicas" (PDF) . Solar System Research . 39 (3): 176–86 . Bibcode : 2005SoSyR..39..176P . doi : 10.1007/s11208-005-0033-2 . S2CID 120467483. Archivado del original (PDF) el 22 de agosto de 2006. 
  10. ↑ Vitagliano, A.; Stoss, RM (2006). "Nueva determinación de masa de (15) Eunomia basada en un encuentro muy cercano con (50278) 2000CZ12" . Astron. Astrophys . 455 (3): L29–31. Bibcode : 2006A & A...455L..29V . doi : 10.1051/0004-6361:20065760 .  .
  11. ↑ Brown, Michael E. ; Schaller, Emily L. (15 de junio de 2007). "La masa del planeta enano Eris" (PDF) . Science . 316 (5831): 1585. Bibcode : 2007Sci...316.1585B . doi : 10.1126/science.1139415 . PMID 17569855 . S2CID 21468196 .  
  12. ↑ Tholen, David J.; Buie, Marc W.; Grundy, William M.; Elliott, Garrett T. (2008). "Masas de Nix e Hydra". Astron. J. 135 ( 3): 777–84 . arXiv : 0712.1261 . Bibcode : 2008AJ....135..777T . doi : 10.1088/0004-6256/135/3/777 . S2CID 13033521 . .
  13. ↑ Pitjeva, EV ; Standish, EM (2009). "Propuestas para las masas de los tres asteroides más grandes, la relación de masas Luna-Tierra y la Unidad Astronómica" . Celest. Mech. Dyn. Astron . 103 (4): 365– 72. Bibcode : 2009CeMDA.103..365P . doi : 10.1007/s10569-009-9203-8 . S2CID 121374703 . .
  14. ↑ Ragozzine, Darin; Brown, Michael E. (2009). "Órbitas y masas de los satélites del planeta enano Haumea = 2003 EL61". Astron. J. 137 ( 6): 4766–76 . arXiv : 0903.4213 . Bibcode : 2009AJ....137.4766R . doi : 10.1088/0004-6256/137/6/4766 . S2CID 15310444 . .
  15. ↑ Grupo de Trabajo de la IAU sobre las Mejores Estimaciones Actuales de NSFA (Informe). Archivado del original el 8 de diciembre de 2009. Consultado el 25 de septiembre de 2009 .
  16. ↑ "La sesión final de la Asamblea General de la [ IAU ] " (PDF) . Estrella d'Alva . 14 de agosto de 2009. pág. 1. Archivado del original (PDF) el 6 de julio de 2011. .
  17. ↑ Anderson, John D.; Colombo, Giuseppe; Esposito, Pasquale B.; Lau, Eunice L.; et al. (1987). "El campo gravitatorio de masa y las efemérides de Mercurio". Icarus . 71 (3): 337– 49. Bibcode : 1987Icar...71..337A . doi : 10.1016/0019-1035(87)90033-9 . .
  18. ↑ Konopliv, AS; Banerdt, WB; Sjogren, WL (1999). "Gravedad de Venus: modelo de orden y grado 180". Icarus . 139 (1): 3– 18. Bibcode : 1999Icar..139....3K . CiteSeerX 10.1.1.524.5176 . doi : 10.1006/icar.1999.6086 . .
  19. ↑ Konopliv, Alex S.; Yoder, Charles F.; Standish, E. Myles; Yuan, Dah-Ning; et al. (2006). "Una solución global para la gravedad estática y estacional de Marte, la orientación de Marte, las masas de Fobos y Deimos y las efemérides de Marte". Icarus . 182 (1): 23– 50. Bibcode : 2006Icar..182...23K . doi : 10.1016/j.icarus.2005.12.025 . .
  20. ↑ Jacobson, RA; Haw, RJ; McElrath, TP; Antreasian, PG (2000). "Una reconstrucción orbital integral para la misión Galileo Prime en el sistema J2000". Journal of the Astronautical Sciences . 48 (4): 495– 516. Bibcode : 2000JAnSc..48..495J . doi : 10.1007/BF03546268 . hdl : 2060/20000056904 ..
  21. ↑ Jacobson, RA; Antreasian, PG; Bordi, JJ; Criddle, KE; et al. (2006). "El campo gravitatorio del sistema de Saturno a partir de observaciones satelitales y datos de seguimiento de naves espaciales" . Astron. J. 132 ( 6): 2520–26 . Bibcode : 2006AJ....132.2520J . doi : 10.1086/508812 . .
  22. ↑ Jacobson, RA; Campbell, JK; Taylor, AH; Synott, SP (1992). "Las masas de Urano y sus satélites principales a partir de datos de seguimiento de Voyager y datos de satélites uranianos terrestres". Astron. J. 103 ( 6): 2068–78 . Bibcode : 1992AJ....103.2068J . doi : 10.1086/116211 ..
  23. ↑ Jacobson, RA (3 de abril de 2009). "Las órbitas de los satélites de Neptuno y la orientación del polo de Neptuno" . The Astronomical Journal . 137 (5): 4322– 4329. Bibcode : 2009AJ....137.4322J . doi : 10.1088/0004-6256/137/5/4322 .
  24. ↑ Mejores Estimaciones Actuales (CBE) (Informe). Archivado del original el 26 de agosto de 2016. Consultado el 17 de junio de 2019 .