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Planeta, como definido por la Unión Astronômica Internacional (UAI), es un cuerpo celeste orbitando una estrella o restos estelares que tiene masa suficiente para haber rotación en torno a sí (a través de la gravedad) y, no tiene masa suficiente para causar fusión termonuclear, teniendo, aún, limpiado la vizinhança de su órbita.[1][2]
En la última década fueron ya descubiertos más de 300 planetas extra-solares, probando que la ocurrencia de estos cuerpos es universal.
Tabla de contenido |
Histórico
Ver artículo principal: La palabra "planeta" viene del griego πλανήτης — "planētēs", "plan", que significa "aquel que vagueia", visto que los astrónomos antiguos observaban como ciertas luces se movían a través del cielo en desacuerdo con las estrellas. Ellos creían que esos objetos juntamente con el Sol y la Luna orbitaban la Tierra considerada estacionaria en el centro.
El número original de planetas era siete: Luna, Mercúrio, Vênus, Sol, Marte, Júpiter, y Saturno , en órbitas determinadas según el sistema definido por Ptolomeu.
Posteriormente, con la adopción del heliocentrismo, la Tierra pasó a ser considerado planeta mientras el Sol y la Luna perdieron ese status. Con la invención del telescopio se permitió el descubrimiento de Urano (1781), Neptuno (1846) y Plutón (1930). Plutón sin embargo, a partir de la resolución de 24 de agosto de 2006 de la Unión Astronômica Internacional, dejó de ser considerado un planeta, pasando al status de planeta enano.
La definición adoptada llena un vacío que existía en este campo científico desde los tiempos del astrónomo polaco Nicolau Copérnico (1473-1543). La nueva definición establece tres grupos de cuerpos celestes. El primero incluye los ocho planetas "clásicos": Mercúrio, Vênus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. El segundo grupo incluye Ceres, Plutón, Haumea, Makemake y Éris , son los planetas enanos y el tercer grupo es formado por pequeños cuerpos del sistema solar, tales como asteroides y cometas .[1]
Controversias
Hasta el año de 2006 , se consideraba Plutón el noveno planeta del sistema solar. La controversia fue iniciada por el descubrimiento de Éris , cuerpo celeste que se sitúa además de la órbita de Neptuno y tiene dimensiones superiores a la de Plutón.
Plutón, descubierto en 1930 por el científico norteamericano Clyde Tombaugh (1906-1997), fue objeto de polémica hay décadas, principalmente a causa de su tamaño, cuyas estimativas fueron reducidas año tras año y cuyo valor actual fue establecido en 2.300 kilómetros de diámetro.
Así, Plutón es muy más pequeño que la Tierra (12.750 kilómetros) e incluso más pequeño que la Luna (3.480 kilómetros) y Éris (3.000 kilómetros), que sin embargo está muy más lejos del Sol.
Otro argumento contra Plutón es la forma poco ortodoxa de su órbita, cuya inclinación no es paralela a la de la Tierra y a de los otros siete planetas del Sistema Solar.
De esta forma, la Unión Astronômica Internacional creó una categoría de un cuerpo celeste llamada de planeta enano, dentro de la cual están incluidos Plutón, Haumea, Éris, Makemake y también el asteroide Ceres, situado entre las órbitas de Marte y Júpiter . El término planeta enano aún podrá venir a ser aplicado a otros doce cuerpos del Sistema Solar, (3 asteroides y 9 transneptunianos): Vesta, Palas y Hígia ; Orco, Sedna, Quaoar, 2002 TC302, Varuna, 2002 UX25, 2002 TX300, Ixion y 2002 AW197, que están en la lista de posibles planetas enanos de la Unión Astronômica Internacional y que aguardan más estudios para que puedan ser categorizados como "planetas enanos" o cuerpos más pequeños del Sistema Solar, entre los cuales está Sedna.
Formación Planetária
No se sabe al correcto como los planetas son formados. La teoría más acepta es que ellos son formados de las sobras de una nebulosa que no se condensam bajo acción de la gravedad para formar una protoestrela. En vez de eso, esas sobras se hacen un fino disco protoplanetário de polvo y gas que gira en vuelta de protoestrela y comienza se condensar sobre concentraciones locales de masa dentro de discos conocidos como planetesimais. Esas concentraciones quedan cada vez más densas hasta que ellos colapsam por la gravedad para formarse protoplanetas.[3] Después que un planeta consigue un diámetro mayor del que una luna terrestre, él comienza a acumular una atmósfera extensa. Esto amplía la razón de captura del planetesimal por un factor de dic.[4]
Los impactos enérgicos planetesimais más pequeños calentarán el planeta creciente, causándolo, por lo menos, una fusión parcial. El interior del planeta comienza a diferenciarse por la masa, desarrollando un núcleo denso. Los más pequeños planetas terrestres pierden la mayor parte de sus atmósferas debido a este aumento, pero los gases perdidos pueden ser sustituidos por gases originários del manto interior y del impacto de cometas subseqüente.[5](Observe que los planetas más pequeños perderán cualquier atmósfera que eventualmente ganen por varios mecanismos de escape.)
Con el descubrimiento y la observación de sistemas planetários en vuelta de estrellas otras además del nuestro propio, ha permitido elaborar, revisar o aún sustituir estas cuentas. Se cree ahora que el nivel de características metálicas determina la probabilidad que una estrella tiene que poseer planetas.[6] Por lo tanto, se cree que es menos probable que un poco metálico, estrella población II tenga un sistema planetário sustancial del que un mucho metálico estrella población II.
Categorías
Los astrónomos distinguen planeta, planeta enano y pequeños cuerpos de sistema solares.
Los planetas dentro de nuestro sistema solar pueden ser divididos en categorías según su composición.
- Planetas telúricos (o planetas sólidos): Planetas que son similares la Tierra — con cuerpos anchos compuestos de roca : Mercúrio, Vênus, Tierra y Marte.
- Planetas gaseosos (o planetas jovianos): Planetas con una composición anchamente compuesta por materiales gaseosos: Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno.
- Planetas urânicos (o gigante de hielo): son una subclasse de los planetas gaseosos, distinguidos de los verdaderos jovianos por su deflexión en el hidrogênio y hélio y una composición significante de rocas y hielo.
Planetas del Sistema Solar
Abajo están ellos en orden creciente de distancia del Sol, con su respectivo símbolo astronômico y el número de satélites naturales:
Planetas sólidos
- Mercúrio (
) sin satélites naturales confirmados - Venus (
) sin satélites naturales confirmados - Tierra (
) con un satélite natural confirmado: la Luna. - Marte (
) con dos satélites naturales confirmados: Fobos y Deimos.
Planetas gaseosos
- Júpiter (
) con sesenta y cuatro satélites naturales confirmados - Saturno (
) con sesenta y dos satélites naturales confirmados - Urano (
) con veintisiete satélites naturales confirmados - Neptuno (
) con trece satélites naturales confirmados
Atributos de los planetas del Sistema Solar
| Atributos de los planetas del Sistema Solar | |||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Nombre | Diámetro* del equador |
Masa* | Rayo orbital* (UA) |
Periodo orbital* (años) |
Inclinación orbital (°) |
Excentricidad orbital |
Periodo de rotación * (días) |
Satélite(s) natural(is) | |
| Mercúrio | 0,382 | 0,06 | 0,387 | 0,241 | 7,00 | 0,206 | 58,6 | ninguna | |
| Vênus | 0,949 | 0,82 | 0,72 | 0,615 | 3,39 | 0,0068 | -243 | ninguna | |
| Tierra** | 1,00 | 1,00 | 1,00 | 1,00 | 0,00 | 0,0167 | 1,00 | 1 | |
| Marte | 0,53 | 0,11 | 1,52 | 1,88 | 1,85 | 0,0934 | 1,03 | 2 | |
| Júpiter | 11,2 | 318 | 5,20 | 11,86 | 1.31 | 0.0484 | 0,414 | 63 | |
| Saturno | 9,41 | 95 | 9,54 | 29,46 | 2,48 | 0,0542 | 0,426 | 56 | |
| Urano | 3,98 | 14,6 | 19,22 | 84,01 | 0,77 | 0,0472 | -0.718 | 27 | |
| Neptuno | 3,89 | 17,2 | 30,06 | 164,8 | 1,77 | 0.0086 | 0,671 | 13 | |
*Medidas relativas la Tierra.
**Vea el artículo Tierra para valores absolutos.
Referencias
- ↑ a b IAU 2006 General Assembly: Result of the IAU Resolution votes. International Astronomical Union (2006). Arquivado del original en 2007-10-25. Página visitada en 2008-08-23.
- ↑ Working Group on Extrasolar Planets (WGESP) of the International Astronomical Union. IAU (2001). Página visitada en 2008-08-23.
- ↑ G. W. Wetherill (1980) "Formation of the Terrestrial Planets". Annual Review of Astronomy and Astrophysics 18 77-113
- ↑ S. Inaba, M. Ikoma (2003) Enhanced Collisional Growth of a Protoplanet that has an Atmosphere" Astronomy and Astrophysics 410 711-723
- ↑ Musgrave, Ian (1998) The Standard Model of Planet Formation. Acessado en 23 de Julio de 2006
- ↑ Lifeless Suns Dominated The Early Universe. Harvard-Smithsonian Center sea Astrophysics. Acessado en 26 de Agosto de 2006
Ver también
Conexiones externas
- Resoluciones de la Unión Astronômica Internacional acerca de la definición de planeta y otros (en inglés)
- Unión Astronômica Internacional (en inglés)
- Fotos del sistema solar (en inglés)
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