Sistema solar

Sistema solar interior

La zona por la que transitan los ocho planetas conocidos forma un disco bastante aplanadado y concentra la mayor parte del resto no estelar de la masa total del sistema solar. Esta zona se ha dividido tradicionalmente en dos regiones independientes al tener características bien diferenciadas. La región más próxima al Sol es el sistema solar interior, que abarca la banda que va desde el Sol hasta el cinturón de asteroides (este incluido).

Esta región está circunscrita a la llamada línea de hielo o de congelación, que es aquella distancia a partir de la cual el calor generado por la estrella no es suficiente para que los compuestos volátiles (agua, amoníaco, metano, dióxido y monóxido de carbono, etc.) no se condensen. Por ello, em esta región aparecen cuerpos rocosos, ya que solo los compuestos más pesados ​​pueden acrecentarse, mientras que fuera de esta línea, en el sistema solar exterior, los citados elementos volátiles se condensan en gigantes gaseosos y helados.

El radio de este disco interior, en que se hallan los cuatro planetas rocosos o interiores (Mercurio, Venus, la Tierra y Marte) y los asteroides, mide algo menos de 5 UA, una distancia inferior a la que separa las órbitas de Júpiter y Saturno.

Sistema solar exterior

En esta región se sitúan los gigantes gaseosos (Júpiter y Saturno) y los gigantes helados (Urano y Neptuno). Los cuatro reúnen el 90% de la masa del sistema solar (obviamente excluida la del propio Sol), siendo Júpiter el más masivo con diferencia (más de 2,5 veces la masa del resto de planetas juntos).

También se asientan en este área los troyanos (principalmente asteroides), que se alojan en los puntos de Lagrange. La immensa mayoría comparten la órbita de Júpiter, aunque hay algunos en otros planetas, inluidos planetas interiores. Además se hallan los centauros, cuerpos pequeños del sistema solar que orbitan alrededor del Sol entre Júpiter y Neptuno y que, generalmente, poseen características de asteroides y de cometas. Igualmente encontramos muchos cometas de periodo corto.

El sistema solar exterior es mucho más grande que el interior, teniendo su límite inferior a 5 UA (tras el cinturón de asteroides) y alcanzando la órbita de Neptuno (a unas 30 UA). La diferencia de tamaños entre ambos es tal que el sistema solar interior cabría entero entre las órbitas de cualquier par de planetas exteriores.

Los planetas de esta región, además de la diferencia indicada en el apartado del «Sistema solar interior» referente a la condensación de volátiles, son mucho mayores que los interiores, los cuatro presentan anillos alrededor y están orbitados en su conjunto por cientos de lunas, en contraposición a la ausencia de anillos y a la existencia de solo tres lunas de los planetas rocosos.

Cinturón de Kuiper

Es una gran región con forma de dónut que se inicia más allá de la órbita de Neptuno, a unas 30 UA del Sol. En ella parecen exitir millones de objetos pequeños y helados, incluidos cientos de miles que tienen más de 100 kilómetros de ancho. Algunos, como Plutón, tienen más de 1.000 kilómetros de diámetro. Además de roca y hielo de agua, los objetos del Cinturón de Kuiper (KBO, por sus iniciales en inglés) también contienen una variedad de otros compuestos congelados como amoníaco y metano. Esta región concluiría alrededor de las 1.000 UA, distancia a partir de la que la densidad de objetos se reduce de manera drástica, llegando muchos científicos a referirse a este límite abrupto como acantilado de Kuiper. Según se lee en la web de la NASA, se estima que la masa total de todo el material que hay actualmente en el Cinturón de Kuiper no supera el 10% de la masa de la Tierra.

Con el descubrimiento de Plutón por Clyde Tombaugh en 1930 se empezó a sospechar que debía haber otros cuerpos máa allá de Neptuno. Así, el astrónomo estadounidense Frederick C. Leonard planteó ese año la posible existencia de una caterva de objetos transneptunianos (OTN), idea apoyada inmediatamente por el astrónomo Armin O. Leuschner, también estadounidense. Tiempo después, en 1943, el astrónoo multifacético Kenneth Essex Edgeworth, nacido en la República de Irlanda, publicó un estudio en la revista Journal of the British Astronomical Association sobre la presencia de una masa de cometas que existía más allá de Neptuno, ampliando esta idea en 1949 y teorizando sobre la gran cantidad de cuerpos pequeños muy lejanos que, en ocasiones, nos visitaban como cometas.

En 1951, un año después de que Jan Oort publicase su artículo sobre la Nube de Oort, Gerard Kuiper presentó un artículo en el simposio del 50º aniversario del Observatorio Yerkes en el que especulaba sobre la formación de un disco en las primeras etapas de la evolución del sistema solar integrado por «restos de agrupaciones originales que han perdido muchos miembros que se convirtieron en asteroides errantes», artículo ampliado en uno posterior en el que hablaba de la «región más externa de la nebulosa solar, de 38 a 50 unidades astronómicas (es decir, justo fuera del proto-Neptuno)» y entendía que «deben haberse formado productos de condensación (hielos de H20, NH3, CH4, etc.), y los copos deben haberse acumulado lentamente y formado agregados más grandes, que se estima que tienen un tamaño de hasta 1 km o más». Kuiper concluyó que «estas condensaciones parecen ser las responsables de los cometas, en cuanto a tamaño, número y composición».

A pesar de que muchos consideran más justo el nombre de Cinturón Edgeworth-Kuiper (o incluso Cinturón de Leonard-Edgeworth-Kuiper), ha pasado a conocerse mundialmente como Cinturón de Kuiper, de una forma análoga a lo sucedido con la Nube de Oort,frente a su nombre más correcto, desde el punto de vista histórico, de nube de Öpik-Oort, como se comenta en el siguiente apartado. También es cierto que los estudios de científicos posteroores, como A. Cameron, F. Whipple, C. Kowal, o J. Fernández, entre otros, contribuyeron de forma decisiva al estudio de esta región, por lo que el mérito estaría muy repartido, en realidad.

En 1987, los astrónomos David Jewitt y Jane Luu (esta de origen vietnamita) iniciaron un examen exhaustivo aprovechando las nuevas tecnologías, entre ellas las cámaras CCD y el procesamiento informático más rápido, lo que permitía examinar las imágenes del telescopio en tiempo real. Sin embargo, durante cinco años de búsqueda de algún cuerpo en el entonces hipotético Cinturón de Kuiper no dio frutos, pero finalmente el 30 de agosto de 1992, en su segunda noche usando una nueva cámara CCD más sensible y de mayor campo montada en el telescopio de 2,2 metros de la Universidad de Hawái (EE. UU.), en la cima de Mauna Kea, Jewitt y Luu detectaron algo. Por medio del llamado «parpadeo», contrastando tríos de imágenes consecutivas (de 15 minutos cada una), consiguieron ver el movimiento de un objeto, según narra la propia Luu en el artículo «La notable odisea de Jane Luu», publicado por Marcia Bartusiak en Astronomy en febrero de 1996. Tras cinco días de comprobaciones, anunciarono el descubrimiento del «objeto candidato del cinturón de Kuiper 1992 QB1», al que apodaron Smiley¹, pero que posteriormente se llamaría oficialmente (15760) Albion².

Las fotos usadas para el vídeo adjunto son tres exposiciones de 5 minutos de Albion y fueron tomadas el 27 y 28 de septiembre de 1992, con el Telescopio de Nueva Tecnología de 3,5 m de ESO en La Silla. Las imágenes fueron obtenidas por los astrónomos Alain Smette (ESO) y Christian Vanderriest (Observatorio de Meudon, París). Albion, de una tenue magnitud 23, está marcado por círculos. Se estima un tamaño de menos de 200 km de diámetro. El movimiento muy lento (unos 75 segundos de arco/día) corresponde a una distancia de más de 6.000 millones de km del Sol, lo que le sitúa justo fuera de la órbita del planeta Plutón. El campo del cielo que se muestra en la fotografía mide 3,3 minutos de arco de ancho. El norte está arriba y el este a la izquierda. Las horas y fechas de las exposiciones vienen indicadas en Tiempo Universal (UT).

Solo seis meses después descubrieron un segundo objeto en la región, (181708) 1993 FW. En las siguientes dos décadas ya se habían descubierto más de mil objetos transneptunianos, cifra que se duplicó unos pocos años después y ha seguido creciendo hasta nuestros días.

La misión New Horizons ha participado en la exploración in situ de esta región aproximándose incluso a algunos de sus objetos, como Plutón (su destino principal) en 2015 y Arrokot en 2019. En la actualidad se emplean telescopios específicos para escudriñar el Cinturón de Kuiper, por interés científico pero también como parte de la necesidad de prevenir posibles objetos que puedan poner rumbo a la Tierra.

Los objetos que se hallan en esta región son restos de la formación del sistema solar que no pudo unirse para crear ningún planeta, ya que la gravedad de Neptuno lo evitó (de forma análoga a lo sucedido con el cinturón de asteroides y Júpiter). De hecho, según el modelo de Niza, que propugna la idea de la migración de los planetas gigantes, expone que el cinturón de Kuiper era inicialmente mucho más denso y estaba más próximo al Sol (a unas 30 UA en su borde interior) pero esta migración podría haber causado la pérdida de la mayor parte del material original (probablemente de 7 a 10 veces la masa terráquea).

Los OTN del cinturón van lentamente colisionando entre ellos y los fragmentos resultantes producen objetos más pequeños, algunos de los cuales pueden convertirse en cometas, así como polvo que es expulsado del sistema solar por el viento solar. Los fragmentos producidos por estas colisiones que son empujados por la gravedad de Neptuno hacia el interior del sistema solar son perturbados posteriormente por la gravedad de Júpiter que les confiere bucles cortos. Son los conocidos como cometas de la familia Júpiter de período corto. La mayoría tiende a agotar sus hielos volátiles rápidamente hasta convertirse en cometas inactivos (algunos asteroides cercanos a la Tierra son en realidad cometas «muertos» con origen en el Cinturón de Kuiper (la otra fuente de cometas es la Nube de Oort, donde se origian la mayoría de los cometas de período largo en órbitas muy inclinadas, como se explica en el siguiente apartado)

Sin duda el rey, hasta la fecha, del Cinturón de kuiper es Plutón, oficialmente (134340) Pluto, y su luna Caronte, pero también destacan (por su tamaño) los también planetas enanos Eris, Makemake, Haumea, y otros aún no clasificados como tales, como (225088) Gonggong³ (mienbro del disco disperso, con su luna Xiangliu), (50000) Quaoar⁴ (anillado y con la luna Weywot) y (90482) Orcus⁵ (con su luna Vanth), con diámetro medio de unos 1.230, 1.090 y 900 km, respectivamente. Se estima que alrededor del 11% de los KBO son sistemas binarios. Tambíén podrían tener su origen en esta región slgunas de las lunas del sistema solar, como Tritón (satélite neptuniano) y Febe (luna de Saturno).

El cinturón se puede considerar integrado en dos zonas:

La región principal del Cinturón de Kuiper: es la parte interna del disco globoso. Su borde interior comienza a unas 30 UA del Sol y se extiende hasta unas 50 UA de nuestra estrella.

la órbita de Neptuno es la que ha define el borde interior del cinturón y parece haber sido, con su gravedad, la que ha dado forma al cinturón.

Disco disperso: es una zona superpuesta al borde exterior de la parte principal del Cinturón de Kuiper, prolongándose hacia afuera hasta casi 1.000 UA, con algunos cuerpos en órbitas aún más lejanas.

Los científicos opinan que la mayoría de los cometas periódicos tienen su origen en el disco disperso. como se ha explicado anteriormente, estos cometas pasarían a una fase intermedia de migración (los llamados centauros, entre Neptuno y Júpiter) hasta que, finalmente las perturbaciones gravitatorias de los planetas gigantes los enviarían hacia el sistema solar interior, convirtiéndose en cometas periódicos. Muchos objetos también seguirían un camino en sentido inverso: hacia el exterior, nutriendo la Nube de Oort.

Los modelos del astrónomo Uruguayo Julio Ángel Fernández sugieren, como hemnos visto, que el disco disperso es la principal fuente de cometas periódicos en el sistema solar y, además, la principal fuente de los objetos de la Nube de Oort. Según estos modelos, un 50% de los objetos dispersos se desplazan a la Nube de Oort, un 25% viajan hacia adentro, a la órbita de Júpiter, y un 25% se expulsa en órbitas hiperbólicas. Es posible que el disco disperso todavía esté suministrando material a la Nube de Oort, siendo probable que un tercio de la población del disco disperso termine en la Nube de Oort después de 2.500 millones de años.

El objeto más característico de esta banda es el planeta enano Eris, aunque tambíen alberga a Gonggong. A este disco podría pertenecer Sedna (nombre de la diosa inuit de los océanos helados del polo Norte), pero según su propio descubridor, junto con otros colegas, parece más lógico ubicarlo en la capa interna de la Nube de Oort, como veremos a continuación, ya que nunca se acerca tanto a Neptuno como para afectarle.

Nube de Oort

La también llamada Nube de Öpik-Oort es un enorme depósito de objetos helados con forma esférica alrededor del sistema solar. Está situada en la parte más alejada del sistema solar, posiblemente a 5.000 UA (casi 1 año luz de distancia) y se extendería hasta las 50.000 UA (un cuarto de la distancia entre el Sol y Próxima Centauri), marcando el límite de la influencia gravitacional de nuestro sistema solar.

Los 100.000 millones de cuerpos hechos de rocas, hielo y polvo que alberga son de pequeño tamaño y se hallan muy dispersos, lo cual imposibilita su detección. Es por ello que su existencia, al menos de momento, es hipotética, basando su presencia y forma en la visita de cometas de largo periodo (>200 años) y en órbitas mu excéntricas, con distintos ángulos orbitales, a diferencia de lo que sucede con los cometas de periodo corto (<200 años), que al proceder de un disco, el Cinturón de Kuiper, se nos aproximan en un plano semejante al de la eclíptica. La propia existencia del Cinturón de Kuiper fue en primera instancia una deducción, para posteriormente convertirse en una evidencia.

La idea de la existencia de la Nube de Oort con base en el periodo e inclinacion de estos cometas de larga duración fue propuesta por el astrofísico estonio Ernest Öpik en 1932. Este científico expuso que debía haber una acumulación alrededor del espacio lo suficientemente lejana para permitir esas leveadas excentricidades orbitales de esos cometas, que no serían sino objetos de esa nube que, tras ser alterados por la aproximación de algún cuerpo mayor, se precipitarían hacia el interior del sistema solar (para luego regresar a los confines del msmo). Gracias a esta idea se incluyó el nombre de Öpik a la denominación de la nube, aunque normalmente se hace referencia a ella solo como Nube de Oort.

El otro nombre de la nube, y por el que generalmente se la conoce, se dio como homenaje al astrónomo neerlandés Jan H. Oort, que retomó las investigaciones de Öpik y desarrollo, en 1950, esta idea de la esfera de materiales helados que nos abarca en la inmensa lejanía.

Ya en el siglo XXI, investigaciones de la NASA dan idea de que una gran cantidad de objetos de la Nube de Oort son el producto de un intercambio de materiales entre el Sol y sus estrellas hermanas a medida que se formaron y se separaron, por lo que la mayoría de los cuerpos de Oort no se formaron muy cerca del Sol. El 25 de agosto de 2021, en un estudio publicado en la revista Astronomy & Astrophysics por astrónomos de la Universidad de Leiden (Holanda), se llega a la conclusión de que parte de los objetos de la Nube de Öpik-Oort tienen su origen en los restos del disco protoplanetario de gas y escombros del sistema solar, que emergió hace unos 4.600 millones de años, pero otra parte de los cometas de esta región proviene de otras estrellas cercanas que fueron capturados de sus sistemas (en el origen del Sol, había alrededor de mil estrellas más en las cercanías).

El 14 de noviembre de 2003, los astrónomos Michael E. Brown , Chad Trujillo y David L. Rabinowitz (descubridores de multitud de objetos menores, incluidos planetas enanos) llevaron a cabo el descubrimiento del que parecía se el primer objeto en la Nube de Oort: (90377) Sedna. Teniendo en cuenta su proximidad al Sol (respecto a la parte esférica de la nube) y su inclinación semejante a la de los planetas y objetos del Cinturón de Kuiper, se llegó a la conclusión de que Sedna se situaba en la Nube de Oort interior (Nube de Hills), en el disco que va desde el cinturón de Kuiper a la parte esférica de la nube. Sin embargo otros científicos lo ubican en el disco disperso

Sedna es objeto de tamaño considerable (solo por debajo de Eris, Plutón, Makemake y Haumea, y algo menor que Caronte) aunque su diámetro y masa no han podido ser perfectamente cuantificados. La UAI no lo ha considerado de momento planeta enano, aunque muchas fuentes ya lo consideran oficiosamente como tal. No se sabe mucho de sus características pero se estima que es tan rojo y brillante como Marte.

Sedna tiene una órbita muy elíptica (por eso se aleja tanto del Sol, tres veces más que Plutón). Precisamente debido a esta infrecuente órbita puede aportar información sobre el origen del sistema solar, por lo que el astrónomo Michael E. Brown (codescubridor de Sedna y de los planetas enanos Eris, Haumea y Makemake) lo considera el objeto transneptuniano más importante encontrado hasta la fecha.

En el vídeo adjunto se muestra en primer lugar una recreación artística donde el autor ha querido representar, a la derecha de la imagen, cómo se vería el Sol desde Edna (como una lejana estrella muy brillante) así como una pequeña luna hipotética,arriba más centrada, que los científicos creen que puede estar orbitando este cuerpo distante. En una segunda imagen se muestra una comparativa del tamaño estimado de Sedna en relación a otros cuerpos (Quaoar, Plutón, la Luna y la Tierra. Finalmente se ilustra, mediante un zoom out simulado, la tremenda distancia al Sol de este objeto, mostrando, según se aleja, las órbitas de los planetas interiores, el cinturón de asteroides, el sistema solar exterior, la excéntrica órbita de Plutón hasta exhibir en último término, con tono rojizo, a Sedna y su espectácular órbita de 10.500 años.

Otros cuerpos detectados en la Nube de Oort son: (148209) 2000 CR105, (308933) 2006 SQ372 y 2008 KV42.

La Nube de Öpik-Oort está compuesta por dos regiones diferentes:

La nube interior, también llamada Nube de Hills, de 2.000 a 20.000 UA. Está unida de forma más fuerte al Sol que la nube exterior. Debe poseer muchos más cometas de la exterior (según estudios, en relación 5 a 1), por lo que se intuye que es una fuente que reabastece a la nube exterior según los cometas de esta se van agotando.

Su nombre se debe al astrónomo Jack G. Hills , del Laboratorio Nacional de Los Álamos (Nuevo México, EE. UU.), que fue quien propuso en 1981 su existencia con base en dos hechos principales. Observó que el semieje mayor de las órbitas de la mayoría de los cometas de periodo largo superaba las 10.000 UA, una distancia muy inferior a la propuesta para la Nube de Oort tradicionalmucho más cerca del Sol que la distancia propuesta de la Nube de Oort. Además la influencia de elementos externos al sistema solar (las estrellas circundantes y la marea galáctica) deberían haber hecho disminuir considerablemente los cometas de la nube de ÖOort al lanzarlos fuera del sistema solar o bien hacia el interior del mismo.

Ambas cuestiones quedaban de algún modo resueltal por Hills con la presencia de esta nube interna de Oort, la cual contaría con muchos más cometas que la nube exterior, permitiendo su continua regeneración.

La nube exterior, una nube esférica con un diámetro de 20.000-50.000 UA. Su unión al Sol es ya débil. Suministra los cometas de largo período al interior de la órbita de Neptuno.

Puede tener billones de objetos helados con tamaños superiores a un kilómetro, y miles de millones de hasta 20 km de diámetro. Algunos científicos proponen que la masa total sería superior a cinco veces la de la Tierra.