Està en: INICI > Planetari

El Sistema Solar és una part de la galàxia Via Làctea dins de l´Univers; està format pel Sol, el conjunt de cossos que orbiten al seu voltant i l´espai interplanetari comprés entre ells. En l´actualitat es coneixen també mes d´una desena de sistemes planetaris orbitant altres estreles, i mes d´un centenar d´estreles en què s´ha detectat la presència del menys un planeta.

       Sistema Solar (esquema)

1. Característiques generals

Els planetes, la majoria dels satèl·lits i tots els asteroides orbiten al voltant del Sol en la mateixa direcció seguint órbites elíptiques en direcció antihorària si s´observa des de damunt del pol nord del Sol. El pla aproximat en el que giren tots estos cossos es denomina eclíptica. Alguns objectes orbiten amb un grau d´inclinació especialment elevat, com Plutón amb una inclinació respecte a l´eix de l´eclíptica de 18º, així com una part important dels objectes del cinturó de Kuiper. Segons els seus característiques, i avançant de l´interior a l´exterior, els cossos que formen el Sistema Solar es classifiquen en:
  • Sol, una estrela de tipus espectral G2 que conté mes del 99% de la massa del sistema.
  • Planetes. Dividits en planetes interiors, també cridats terrestres o tel·lúrics, i planetes exteriors o gegants. Entre estos últims Júpiter i Saturn es denominen gegants gasosos mentres que Urà i Neptú solen anomenar-se com a gegants gelats. Tots els planetes gegants tenen al seu voltant anells.
  • Planetes nanos. Esta nova categoria inferior a planeta la va crear la Unió Astronòmica Internacional a l´agost del 2006. Es tracta de cossos la massa del qual els permet tindre forma esfèrica, però no és la suficient per a haver-hi atret o expulsat a tots els cossos al seu voltant. Cossos com l´antic planeta Plutó, Ceres o (136199) Eris (Xena) estn dins d´esta categoria.
  • Satèl·lits. Cossos majors orbitant els planetes, alguns de gran grandària, com Ganímedes, en Júpiter o Titán, en Saturn.
  • Asteroides. Cossos menors concentrats majoritàriament en el cinturó d´asteroides entre les òrbites de Mart i Júpiter. La seua escassa massa no els permet tindre forma regular.
  • Objectes del cinturó de Kuiper. Objectes gelats exteriors en òrbites estables, els majors dels quals seran Sedna i Quaoar.
  • Cometes. Objectes gelats petits provinents del Núvol d´Oort.

L´espai interplanetari entorn del Sol conté material dispers provinent de l´evaporació de cometes i del fuga de material provinent dels diferents cossos massius. La pols interplanetària (espècie de pols interestel·lar) està compost de partícules microscòpiques sòlides. El gas interplanetari és un tènue flux de gas i partícules carregades formant un plasma que és expulsat pel Sol en el vent solar. El límit exterior del Sistema Solar es defineix a través de la regió d´interacció entre el vent solar i el mig interestel·lar originat de la interacció amb altres estreles. La regió d´interacció entre ambdós vents es denomina heliopausa i determina els limits d´influència del Sol. L´heliopausa pot trobar-se a unes 100 UA (15.000 milions de kilòmetres del Sol).

Els diferents sistemes planetaris observats al voltant d´altres estreles pareixen marcadament diferents al Sistema Solar, si bé hi ha problemes observacionals per a detectar la presència de planetes de baixa massa en altres estreles. Per tant, no pareix possible determinar fins a quin punt el Sistema Solar és característic o atipic entre els sistemes planetaris de l´Univers.

1.1. Estructura del Sistema Solar

Les òrbites dels planetes majors es troben ordenades a distàncies del Sol creixents de manera que la distància de cada planeta és aproximadament el doble que la del planeta immediatament anterior. Esta relació ve expressada matemàticamente a través de la llei de Titius-Bode, una fórmula que resumeix la posició dels semieixos majors dels planetes en Unitats Astronòmiques. En la seua forma mes simple s´escriu:

a = 0,4 + 0,3 * k,

on k = 0, 1, 2, 4, 8, 16, 32, 64, 128.

En esta formulació la òrbita de Mercuri es correspon amb (k=0) i semieix major 0,4 UA, i la òrbita de Mart (k=4) es troba en 1,6 UA. En realitat les òrbites es troben en 0,38 i 1,52 UA. Ceres, el major asteroide, es troba en la posició k=8. Esta llei no ajusta tots els planetes (Neptú està molt mes prop del que es prediu per esta llei). De moment no hi ha cap explicació de la llei de Titius-Bode i molts científics consideren que es tracta tan sols d´una coincidència.


2. Objectes principals del Sistema Solar


    Sistema Solar (artístic)   Planetes - Tamany Comparat
2.1 Estrela central
  •   Sol
2.2. Planetes

Característiques principals dels planetes del Sistema Solar:

PLANETA Diàmetre equatorial Massa Ràdio orbital (UA) Període orbital (anys) Període de rotació (dies) Satèl·lits naturals
MERCURI 0,382 0,06 0,38 0,241 58,6 cap
VENUS 0,949 0,82 0,72 0,615 -243 cap
TERRA* 1,00 1,00 1,00 1,00 1,00 1
MART 0,53 0,11 1,52 1,88 1,03 2
JÚPITER 11,2 318 5,20 11,86 0,414 63
SATURN 9,41 95 9,54 29,46 0,426 49
URÀ 3,98 14,6 19,22 84,01 0,718 27
NEPTÚ 3,81 17,2 30,06 164,79 0,671 13

* S´ha pres la Terra com a unitat de mesura. Els valors absoluts per al nostre planeta són:
  • Diàmetre equatorial : 12.756,28 kilòmetres.
  • Massa: 5,974 × 10^24 quilograms.
  • Ràdio orbital: 149,600 milions de kilòmetres.

2.3 Cossos menors
  • Cinturó d´asteroides (i junt amb ells Ceres).
  • Objectes transneptunians i cinturó de Kuiper (per exemple, Quaoar i Eris).
  • Núvol d´Oort (l´origen dels cometes de molt llarg recorregut i on està Sedna).
Entre els cossos menors, els planetes menors són cossos amb massa suficient per a arredonir les seues superfícies. Abans del descobriment de 2060 Chiron i els primers objectes transneptunians el terme "planeta menor" era un sinònim d´asteroide. No obstant, el terme asteroide sol reservar-se per als cossos rocosos petits del Sistema Solar interior. La majoria dels objectes transneptunians són cossos gelats, com a cometes, encara que la majoria dels que és possible descobrir a eixes distàncies són molt majors que els cometes.

Els majors objectes transneptunians són molt majors que els majors asteroides. Els satèl·lits naturals dels planetes majors també tenen un ampli rang de grandària i superfícies, sent els majors d´ells molt majors que els asteroides majors.

La següent taula mostra les característiques mes importants dels principals cossos menors del Sistema Solar. Totes les característiques es donen respecte a la Terra.

PLANETA MENOR Diàmetre equatorial Massa Ràdio orbital (UA) Període orbital (anys) Període de rotació (dies)
CERES 0,075 0,000158 2,767 4,603 0,3781
ORCUS 0,066 - 0,148 10^4 - 0,00117 39,47 248 ?
IXION ~0,083 10^4 - 0,00021 39,49 248 ?
PLUTÓ* 0,24 0,0017 39,5 248,5 6,5
2002TX300 0,0745 ? 43,102 283 ?
VARUNA 0,066 - 0,097 0,00005 - 0,00033 43,129 283 0,132 ó 0,264
EL61 ~0,0768 ~0,00067 43,339 285 ?
QUAOAR 0,078 - 0,106 0,00017 - 0,00044 43,376 285 ?
2005 FY9 ? ? 45,64 308 ?
ERICE ~0,3 ? 67,709 557 ?
SEDNA 0,093 - 0,141 0,00014 - 0,00102 502,040 11.500 20

* Poc després del seu descobriment en 1930, Plutó va ser classificat com un planeta per la Unió Astronòmica Internacional (UAI). No obstant, basant-se en descobriments posteriors, es va obrir un debat per alguns, a fi de reconsiderar dita decissió. Finalment, el 24 d´agost del 2006 la UAI va decidir que el nombre de planetes no s´ampliarà a 12, com es va proposar en la reunió que van mantindre els seus membres a Praga, sinó que debia reduir-se de 9 a 8. El gran perjudicat d´este nou orde còsmic va ser, novament, el polèmic Plutó, la seua xicoteta grandària i la seua evolució dinàmica en el Sistema Solar va dur als membres de la UAI a excloure-ho definitivament de la seua nova definició de planeta.

2.4 Cometes

Els cometes (del llatí "stella cometa", "estrella amb cabellera") són cossos celestes que orbiten el Sol, caracteritzats per desenvolupar una llarga i lluminosa cua mentre recorren el segment de la seua òrbita que els acosta més al Sol

A diferència dels asteroides que viatgen al voltant del Sol en òrbites circulars confinades al cinturó d´asteroides i al plànol de l´eclíptica, els estels ho fan en òrbites el·líptiques inclinades a l´atzar pel que fa al plànol de l´eclíptica. Quan un estel s´acosta al Sol, la calor solar vaporitza el gel. Els gasos alliberats comencen a brillar, formant una lluminosa bola cridada coma. Espentats pel vent solar, aquests gasos lluminosos formen una llarga i brillant cua, en un dels espectacles més impressionants que poden contemplar-se en el cel nocturn.

La part sòlida d´un estel, que és el nucli, és una barreja de gel i pols, tot just visible per als astrònoms des de la Terra a causa de la seua menuda grandària que a més queda emmascarada per la lluentor del coma. Les primeres imatges del nucli d´un estel van ser preses per naus espacials en 1986 del cometa Halley. Un coma és aproximadament d´un milió de quilòmetres de diàmetre i la cua d´un estel pot estendre´s fins a més de cent milions de quilòmetres de longitud. Tampoc és visible a l´ull humà l´embolcall d´hidrogen, una enorme esfera de gas que envolta al nucli de l´estel, provinent de les molècules d´aigua que escapen del gel evaporat.

Se sap des de fa molt temps que la cua dels estels sempre apunta cap al Sol, independentment de l´adreça que es moga l´estel. L´explicació d´aquest fenomen mitjançant l´existència d´alguna cosa que des del sol espentara radialment els gasos, va dur a Ludwing Biermann a predir l´existència de vent solar una dècada abans que realment fóra descobert en 1962 pels instruments d´una nau espacial. De fet el Sol produeix als cometes dos tipus de cues: una iònica i una altra de pols.

Estructura de un cometa

La grandària d´un estel, incloent la difusa coma, pot sobrepassar el del planeta Júpiter. No obstant això, el veritable nucli sòlid de la majoria té un volum de només uns pocs quilòmetres cúbics. El nucli del Halley, per exemple, amida al voltant de 15 quilòmetres de llarg per 4 quilòmetres d´ample.

Els estels tenen òrbites el·líptiques, i el període (el temps que tarden a completar una òrbita entorn del Sol) d´al voltant de 200 d´ells ha estat calculat; oscil·la de 3,3 anys per al cometa Encke, a 2000 anys per al cometa Donati de 1858. Les òrbites de la majoria dels estels són tan obertes que no es poden diferenciar de paràboles (corbes obertes que farien que els estels mai regressaren al sistema solar), però a través de certes anàlisis els astrònoms assumeixen que també es tracta d´el·lipses, de gran excentricitat i amb períodes de fins a 40.000 anys o possiblement molt més llargs.

També existeix una íntima relació entre les òrbites dels estels i les òrbites de les pluges de meteors. L´astrònom italià Giovanni Virginio Schiaparelli va provar que els meteors de la pluja de les perseides (denominada així perquè tots els meteors semblen provenir d´un punt de la constel·lació Perseu quan s´observen en el cel), que apareixen a l´agost, es mouen en la mateixa òrbita que l´estel 1862 III. Similarment, es va descobrir que els meteors de la pluja de les leonides (denominada així perquè tots els meteors semblen provenir d´un punt de la constel·lació del Lleó quan s´observen en el cel), que apareixen al novembre, segueixen la mateixa òrbita que l´estel 1866 I. Moltes altres pluges de meteors han estat relacionades amb les òrbites d´estels coneguts, i es considera que es tracta de trossos de roca i gel disseminats pels estels al llarg de les seues òrbites.

3. Formació del Sistema Solar


Les teories concernents a la formació i evolució del Sistema Solar són variades i complexes, involucrant diverses disciplines científiques, des de l´astronomia i la física fins a la geologia i la ciència planetària. A traves dels segles s´han desenvolupat moltes teories sobre la seua formació però no va ser sinó fins al segle XVIII que el desenvolupament de la teoria moderna ven pendre forma. Amb l´arribada de l´era espacial les imatges i estructures d´altres mons en el sistema solar van refinar la nostra comprensió, mentres que els avanços en física nuclear ens van donar una primera ullada als processos sostinguts per les estreles i ens van guiar cap a les primeres teories sobre la seua formació i posteriorment, sobre la seua destrucció.

L´hipotesi actual sobre la formació del sistema solar és l´hipotesi nebular, proposta per primera vegada per Emanuel Swedenborg. En 1775 Immanuel Kant, el qual estava familiaritzat amb el treball de Swedenborg, va desenvolupar la teoria mes àmpliament. Una teoria semblant va ser formulada independentment per Pierre-Simon-Pierre-Simon Laplace en 1796. La teoria nebular sosté que fa 4.6 mil milions d´anys el sistema solar es va formar per un col·lapse gravitacional d´un núvol molecular gegant. Este núvol inicial tenia probablement diversos anys llum de llarg i va ser la seu del naixement de diverses estreles. Encara que el procés era vist com relativament tranquil, estudis recents d´antics meteorits revelen restes d´elements només formats en els nuclis d´estreles molt grans que exploten, indicant que l´ambient en què el sol es va formar estava dins de l´abast d´algunes supernoves pròximes. L´ona de xoc d´estes supernoves va poder haver desencadenat la formació del sol mitjançant la creació de regions de sobredensitat en la nebulosa circumdant, causant el col·lapse d´elles.


4. Investigació i exploració del Sistema Solar


Donada la perspectiva geocèntrica amb la que és percebut el Sistema Solar pels humans, la seua naturalesa i estructura van ser durant molt de temps desconeguts. Els moviments aparents dels objectes del Sistema Solar, observats des de la Terra, es consideraven el moviments reals d´estos objectes al voltant d´una Terra estacionària. Gran part dels objectes del sistema solar no són observables sense l´ajuda d´instruments com el telescopi. Amb la invenció d´este comença una era de descobriments (satèl·lits galileans; fases de Venus) en la que s´abandona finalment el sistema geocèntric substituïnt-lo definitivament per la visió copernicana del sistema heliocèntric.

En l´actualitat el Sistema Solar és estudiat per telescopis terrestres, observatoris espacials i missions espacials capaces d´arribar fins a alguns d´estos distants mons. Els cossos del Sistema Solar en què s´han posat sondes espacials terrestres són Venus, la Lluna, Mart, Júpiter i Tità. Tots els cossos majors han sigut visitats per missions espacials, incloent alguns cometes, com Halley, i excloent Plutó (encara que la sonda ja està en camí).


5. Exclusió de Plutó com a Planeta del Sistema Solar


El 24 d´agost del 2006, a Praga, en la XXVI Assemblea General la Unió Astronòmica Internacional (UAI), va excloure´s a Plutó com a part del Sistema Solar. Després d´una llarga controvèrsia sobre esta resolució, es va pendre la decissió per unanimitat. Amb açò es reconeix l´error d´haver atorgat la categoria de planeta a Plutó en 1930, any del seu descobriment. Des d´eixe dia el Sistema Solar queda compost per 8 planetes.

Un planeta és, segons la definició adoptada per la Unió Astronomica Internacional el 24 d´agost del 2006, un cos celeste que:
  • Gira al voltant del Sol.
  • Té prou massa perquè la seua gravetat supere les forces del cos rigid, de manera que assumisca una forma en equilibri hidrostatic (practicament esfèrica).
  • Ha netejat el veïnat de la seua òrbita.
Segons esta definició, el Sistema Solar consta de huit planetes: Mercuri, Venus, Terra, Mart, Júpiter, Saturn, Urà i Neptú. Plutó, que fins al 2006 es considerava un planeta, ha passat a classificar-se com a planeta nano, junt amb altres objectes semblants del Sistema Solar. Certament des dels anys 70 existia un ampli debat sobre el concepte de planeta a la llum de les noves dades referents al tamany de Plutó (menor d´allò que s´ha calculat en un principi), un debat que va aumentar en els anys següents al descobrir-se nous objectes que podien tindre tamanys semblants. D´esta manera, la nova definició de planeta introdueix el concepte de planeta nano, denominació que, a mes a mes de Plutó, inclou Ceres, anteriorment considerat com a asteroide, i a l´objecte transneptunià Eris. Un planeta nano té la diferència de definició en (c), ja que no ha aclarit la zona local de la seua òrbita i no és un satèl·lit d´un altre cos.

Els cossos que giren entorn d´altres estreles es denominen generalment planetes extrasolars o exoplanetes. Les condicions que han de complir per a ser considerats com a tals són les mateixes que senyala la definició de planeta per al Sistema Solar, si bé giren entorn de les seues respectives estreles. Inclouen a mes a mes una condició mes quant al limit superior del seu tamany, que no ha d´excedir les 13 masses jovianes i que constitueix el llindar de massa que impedeix la fussió nuclear de deuteri.

Etimològicament, la paraula planeta prové del llatí que la va pendre del grec plane-te-s ("vagabund, errant"), i de planaö ("jo vagabundejo"). L´oritge d´este terrme prové del moviment aparent dels planetes respecte al fons fixe de les estreles que, a pesar de moure´s pel firmament segons les diferents estacions, mantenen les seues posicions relatives.

Així, la paraula planeta va ser utilitzada en l´antiga teoria geocèntrica per a designar els set astres que són visibles a simple vista i que es desplacen respecte a les estreles del firmament. Estos astres eren el Sol, la Lluna, Mercuri, Venus, Mart, Júpiter i Saturn.

Amb l´adveniment de la teoria heliocèntrica de Copernico, que té un precedent en la d´Aristarc de Samos, la Terra va ser considerada un planeta (1543), i el Sol i la Lluna van deixar de ser-ho. Per tant, el nombre de planetes es va reduir a sis.

(Reproduït a partir de la Wikipedia baix llicència GFDL)