Composición y Origen de Plutón y los Planetas Terrestres
La composición química y origen de Plutón aún no se conocen bien, ya que este planeta es difícil de observar desde la Tierra. Plutón tampoco se ajusta a la ley de Titius-Bode, que parece gobernar las distancias de los planetas al Sol cuando éstas se expresan en unidades astronómicas (UA), definidas como la distancia media entre la Tierra y el Sol. La ley de Titius-Bode se publicó en 1772 por J. E. Bode, director del Observatorio Astronómico de Berlín, y se basa en una serie de números descubiertos por J. D. Titius de Wittenberg en 1766. La serie se compone de los números 0.4, 0.7, 1.0, 1.6, 2.8, …, que se obtienen mediante la secuencia 0, 3, 6, 12, 24, …, agregando 4 a cada número y dividiendo por 10. Los números resultantes coinciden con las distancias de los planetas desde el Sol muy bien hasta Urano (con un 8% de error). Sin embargo, el radio de la órbita de Neptuno es de solo 30.1 UA, mientras que el valor de Titius-Bode es de 38.8, y la discrepancia en el caso de Plutón es aún mayor. La ley de Titius-Bode predice un valor de 77.2, pero el radio orbital real de Plutón es solo 39.4 UA. Esta discrepancia podría sugerir que Plutón no se formó en la órbita que ocupa ahora.
Las propiedades físicas del sistema solar, que se muestran en la Tabla 3.2, indican que el 99.87% de la masa total del sistema solar (2.052 x 1033 g) se concentra en el Sol. El restante 0.13% se distribuye entre los nueve planetas principales, entre los que Júpiter es, con mucho, el más grande, con aproximadamente el 71% de las masas planetarias. Las densidades y tamaños de los planetas, que se muestran en la Figura 3.1, varían ampliamente e implican la existencia de grandes diferencias en su composición química. Los planetas interiores (Mercurio, Venus, la Tierra y Marte), así como los asteroides y la Luna, son cuerpos sólidos compuestos principalmente de elementos y compuestos que tienen bajas presiones de vapor. Los planetas exteriores (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno) tienen densidades bajas y son esencialmente gaseosos, aunque todos ellos probablemente tienen núcleos de condensación. Los planetas interiores se parecen a la Tierra en su composición química y, por lo tanto, se les conoce como planetas terrestres o similares a la Tierra. Los planetas exteriores consisten principalmente de hidrógeno y helio con pequeñas cantidades de otros elementos y se asemejan al Sol en su composición química.
Los planetas similares a la Tierra (además de la Luna y los asteroides), en conjunto, representan solo el 0.0006% de la masa total del sistema solar y solo el 0.44% de las masas planetarias. Todos estos objetos están tan cerca del Sol que el radio orbital del asteroide exterior es solo el 7% del radio total del sistema solar. Evidentemente, los planetas terrestres no son típicos del sistema solar y deben su existencia a las condiciones especiales en el disco planetario. La Tierra es el mayor de los planetas interiores con cerca del 50.3% de la masa, seguido por Venus (40.9%), Marte (5.4%) y Mercurio (2.8%).
Los planetas similares a la Tierra, vistos en la figura 3.1 en la perspectiva de todo el sistema solar, son una anomalía física y química. La Tierra es única entre sus vecinos terrestres en que tiene cerca del 71% de su superficie cubierta por agua líquida, dentro de la cual la vida se desarrolló a principios de su historia y se convirtió en la multitud de especies de los reinos vegetal y animal. Hasta donde sabemos, las formas de vida no existen en la actualidad en ninguna otra parte del sistema solar.
3.2 Origen de los planetas parecidos a la Tierra
Nuestra comprensión actual del origen del sistema solar indica que los planetas terrestres estaban calientes cuando se formaron y que su diferenciación geoquímica puede haber comenzado con la acreción de planetesimales de diferentes composiciones (Murray et al., 1981). Los planetesimales compuestos de hierro metálico y óxidos se acrecionaron primero para formar un núcleo que posteriormente fue enterrado por los planetesimales compuestos de silicatos. Los planetas similares a la Tierra estaban fundidos inicialmente por el calor generado por la captura rápida de planetesimales y debido al calor radiactivo.
La última fase de formación de la Tierra, Venus y Marte involucró la captura de planetesimales compuestos de compuestos volátiles que se habían formado en los confines del disco planetario, quizás más allá de la órbita de Júpiter. Estos planetesimales ricos en volátiles, también conocidos como cometesimales, depositaron sólidos compuestos de agua, amoníaco, metano y otros volátiles en las superficies de los planetas. El agua depositada en la Tierra se evaporó rápidamente para formar una atmósfera densa de la que el agua se condensó finalmente a medida que la superficie de la Tierra se enfriaba. Mercurio y la Luna no tienen atmósfera porque son demasiado pequeños para retener elementos gaseosos de bajo número atómico y sus compuestos.
De acuerdo con este escenario, los planetas similares a la Tierra se han estado enfriando desde el momento de su formación. Mercurio y la Luna se han enfriado lo suficiente como para ser geológicamente «inactivos», en el sentido de que sus interiores ya no interactúan con sus superficies. Venus y la Tierra, siendo los más grandes de los planetas similares a la Tierra, han retenido más del calor inicial que sus vecinos en el sistema solar y aún están activos. Marte es de tamaño intermedio y ha tenido erupciones volcánicas en el pasado geológico no muy distante. Sin embargo, la edad del último volcanismo marciano no se conoce.
A pesar de la similitud en tamaño y composición general de Venus y la Tierra, sus superficies han evolucionado de manera muy diferente. Venus tiene una atmósfera densa compuesta de CO2 que ha causado que su superficie se vuelva extremadamente caliente y seca. La superficie de la Tierra se enfrió rápidamente, permitiendo que los océanos se formaran hace más de 4 mil millones de años por la condensación del vapor de agua en la atmósfera. La presencia de un gran volumen de agua en la superficie de la Tierra permite que los procesos geológicos operen y creen condiciones propicias para el desarrollo y la evolución de la vida. Ni la Tierra ni ninguno de los planetas terrestres han tenido una atmósfera compuesta de hidrógeno y helio de la nebulosa solar, porque estos gases fueron expulsados de la región interior del Sistema Solar durante la fase T-Tauri del Sol.
3.3 Los satélites de los planetas exteriores
Todos los planetas exteriores tienen satélites, algunos de los cuales son más grandes que la Luna y el planeta Mercurio. Además, estos satélites tienen una amplia gama de composiciones químicas y han respondido de manera muy diferente a las fuerzas que actúan sobre ellos. Los grandes satélites de Júpiter fueron vistos por Galileo Galilei el 7 de enero de 1610, con su telescopio de nueva construcción. En realidad, es posible que incluso se hayan observado anteriormente por Simon Marius. Sin embargo, las imágenes detalladas de su superficie se han obtenido recientemente durante los «acercamientos» de las sondas espaciales Pioneer y Voyager. Una cronología de estos acontecimientos en la Tabla 3.3 revela la repentina explosión de actividad en la exploración del sistema solar entre 1973 y 1989.
Júpiter tiene 16 satélites y un anillo custodiado por dos pequeños satélites. Los satélites galileanos llamados Ío, Europa, Ganímedes y Calisto fueron nombrados en realidad por Marius después de los amantes mitológicos del dios griego Zeus, cuyo nombre latino era Júpiter. Un quinto satélite fue descubierto 282 años más tarde por E. Barnard, quien lo llamó Amaltea después de una ninfa que alimentó una vez a Júpiter. Estos satélites, junto con tres pequeños que se encontraron en 1979, se mueven en órbitas casi circulares cerca del plano ecuatorial de Júpiter. Cuatro pequeños satélites (Leda, Himalia, Lisitea y Elara) se encuentran alrededor de 11 millones de kilómetros de Júpiter y tienen órbitas excéntricas que se inclinan casi 30° a su plano ecuatorial. Un tercer grupo (Ananke, Carme, Pasifae y Sinopé) a una distancia de unos 22 millones de kilómetros de Júpiter tienen órbitas retrógradas cuya inclinación es de entre 150° y 160°. Los satélites galileanos forman, en efecto, un sistema planetario en pequeña escala con Júpiter como su centro de «estrella». Sus densidades, que se enumeran en la Tabla 3.4 y se muestran en la Figura 3.2, disminuyen al aumentar el radio orbital de 3.53 (Ío) a 1.79 (Calisto) g/cm3; por lo tanto, se cree que tienen composiciones químicas muy diferentes.
Ío se compone principalmente de silicatos y puede tener un núcleo de sulfuro de hierro. Antes de los encuentros con la nave espacial Voyager, Peale et al. (1979) calcularon la cantidad de calor generado en Ío por la fricción de las mareas causadas por la atracción gravitacional de Júpiter y Europa, y predijeron que podrían estar presentes volcanes activos. Esta predicción fue respaldada por imágenes enviadas por el Voyager 1 el 9 de marzo de 1979, que indicaban que la superficie de este planeta estaba llena de cráteres. Posteriormente, Morabito et al. (1979) descubrieron una enorme erupción volcánica en Ío que estaba borrando los cráteres de impacto y todas las demás características topográficas en una gran zona que rodeaba el volcán. Finalmente, se identificaron nueve volcanes activos y se nombraron con deidades mitológicas relacionadas con el fuego (Amirani, Loki, Marduk, Masubi, Maui, Pelé, Prometeo, Surt y Volund). Los penachos volcánicos contienen dióxido de azufre y los flujos de lava pueden estar compuestos de azufre líquido, en consonancia con el hecho de que la superficie de Ío es de color amarillo a rojo. El flujo de calor de la superficie de Ío es de aproximadamente 4 microcalorías/cm2/seg, lo que es alrededor de 30 veces mayor que el de la Tierra. Ío es claramente el objeto más volcánicamente activo en el sistema solar.
Los otros satélites galileanos de Júpiter (Europa, Ganímedes y Calisto) tienen densidades más bajas que Ío y se componen de material de silicato con costras de hielo de agua y mantos de agua líquida. No son volcánicamente activos en el momento actual, y sus superficies están llenas de cráteres. Europa parece estar completamente cubierta por un océano congelado de 75-100 km de profundidad. La corteza de hielo puede estar sustentada por agua líquida que no se congela debido al calor generado por la fricción de las mareas. La superficie de Europa está atravesada por una multitud de bandas curvas, algunas de las cuales se han rastreado por más de 1000 km. Estas bandas parecen ser fracturas en la corteza causadas por la actividad tectónica interna y por los impactos de meteoritos. Las fracturas se llenaron posteriormente con agua sub-cortical que se congeló formando diques de hielo.
Ganímedes es más grande que el planeta Mercurio y parece estar compuesto de agua y material de silicato en proporciones aproximadamente iguales. La superficie de Ganímedes está compuesta de hielo de agua mezclado con impurezas que producen su oscurecimiento en el color. Los terrenos oscuros están fragmentados y tienen más cráteres que el terreno de color claro en el que están inmersos. La corteza de hielo tiene unos 100 km de espesor y está sustentada por un manto de agua líquida de entre 400 y 800 km de profundidad. El agua pudo haber invadido la corteza localmente en forma de granizo de hielo para producir cuerpos intrusivos de hielo de agua.
Calisto es el más exterior de los satélites galileanos. Es de color más oscuro que los demás y tiene una corteza de hielo llena de cráteres de unos 200 km de espesor. Una característica destacada en su superficie es una cuenca muy grande multianillada llamada Valhalla, cuyo diámetro es de casi 2000 km. Una segunda cuenca anillada cerca del polo norte se llama Asgard. La corteza de hielo puede estar sustentada por un manto líquido de unos 1000 km de espesor compuesto de agua. Calisto aparentemente quedó inactivo muy temprano en su historia, en parte porque la cantidad de calor generado por la fricción de las mareas es menor que la de los otros satélites galileanos.