10.5 Los planetas gigantes
Júpiter
El gigante de los planetas no tiene ninguna superficie sólida y sólo podemos ver su densa atmósfera formada básicamente por H2 y He con pequeñas cantidades de agua, metano y amoníaco. Destacan en ella diferentes bandas paralelas al ecuador, oscuras o claras (estas formadas por cristales de amoníaco), en las que los vientos alcanzan 500 km/h y la Gran Mancha Roja (un enorme remolino que permanece estable desde hace al menos 300 años). Esta potente dinámica atmosférica hace pensar en una fuente de calor interno que mueva las nubes, así como en una rápida rotación que explicaría también el fácilmente observable achatamiento del planeta por los polos. A menudo se detectan auroras polares de gran tamaño (figura 10.28) lo que implica la existencia de un campo magnético muy intenso.
Los modelos teóricos para el interior de Júpiter (figura 10.29) indican un núcleo de rocas (quizá con algo de hierro) del tamaño de la Tierra en el que la temperatura sería de unos 20.000 K, rodeado de una delgada capa de hielos (de agua, de amoníaco y de metano, los clásicos volátiles); la mayor parte (el 70% del radio del planeta) estaría formada por hidrógeno metálico (sus átomos, debido a la enorme presión, han perdido los electrones que se mueven libremente) con bastante helio; en conjunto esta capa se comporta más como un líquido que como un gas y su movimiento sería la causa del campo magnético; por último la capa inmediatamente bajo las nubes externas sería gaseosa y contendría hidrógeno molecular (H2) y algo de helio.
Así pues los elementos más abundantes en Júpiter son, como en el Sol, el H y el He. A diferencia de los planetas rocosos su enorme masa le ha permitido retener los gases ligeros. Tiene un débil anillo, descubierto en 1979 por las cámaras de la sonda Voyager 1, y numerosos satélites, entre los que destacan los cuatro descubiertos por Galileo en 1610 y anunciados al mundo en su libro Sidereus Nuncius (El Mensajero sideral).
Ío: su superficie tiene un aspecto asombroso (figura 10.30) sin cráteres de impacto y con una gama muy completa de colores en los que predomina el amarillo debido al azufre o a sus compuestos (SO2); se han fotografiado multitud de volcanes activos (unos 500) que expulsan al exterior vapores de azufre procedentes del manto, que debe de estar fundido. Incluso se han detectado algunas de estas erupciones con penachos que alcanzan 300 km de altura.
Es el cuerpo del sistema solar más activo geológicamente, lo que implica una alta temperatura interior que se explica por las intensas fuerzas de marea (ver ampliación de la página siguiente) causadas por su cercanía al gigante Júpiter. El manto es rocoso, formado por silicatos, y el núcleo metálico es bastante grande, es decir su composición es semejante a la de los planetas terrestres.
Ampliación: calor interno por fuerzas de marea
En satélites mucho más pequeños que su planeta, como los de Júpiter, suele suceder que sus periodos de traslación y de rotación sean iguales. Esto se llama rotación sincrónica. La fuerza gravitatoria del planeta provoca unas importantes mareas en el satélite, estirando su forma esférica natural.
Pero si la órbita del satélite tiene cierta excentricidad entonces sucede lo siguiente: la velocidad de rotación es constante, pero la de traslación no. En la posición S1 (la más cercana al planeta, su “perigeo”) el punto A de la superficie tiene una separación máxima del centro del satélite. De S1 a S2 avanza por su órbita más deprisa de lo normal de forma que el ángulo β es mayor que el correspondiente ángulo α debido a la rotación que sí sigue un ritmo regular. ¿Qué ocurre? Que en S2 el punto A no está tan alejado del centro como en S1. Es decir, el punto A y, como él, todas las masas del satélite están continuamente “subiendo” y “bajando”, contrayéndose y expandiéndose en cada órbita lo que provoca una fricción con el consiguiente calentamiento interno.
- Europa: su superficie, prácticamente sin relieve, es un mar de agua helada surcado por numerosas y largas grietas y con unos pocos cráteres de impacto (figura 10.31). Esta corteza puede tener unos 5 km
de espesor y debajo de ella se sitúa un océano de agua salada de unos 100 km de grosor; un manto rocoso y un núcleo metálico completan la estructura del satélite. Las fuerzas de marea también provocan cierto calentamiento interno, mucho menor que en Ío, por lo que en Europa sí puede haber agua líquida (el calor es insuficiente para evaporarla), pero la actividad geológica se reduce al llamado criovulcanismo que ocasiona las fracturas y grietas por las que el agua líquida sale al exterior para congelarse inmediatamente.
- Ganímedes: es el mayor de los satélites del Sistema Solar, superando incluso al planeta Mercurio. Su densidad de 1,9 g/cm3 hace pensar en un núcleo de rocas con pocos metales y un océano de agua líquida salina sepultado bajo una corteza helada (unos 150 km de espesor). Su superficie, repartida entre zonas claras y oscuras, está prácticamente saturada de cráteres de impacto; hay restos de alguna cuenca de impacto y también se observan algunas crestas, producidas posiblemente por hundimientos o levantamientos muy antiguos, (en la actualidad no hay actividad geológica) y no hay criovulcanismo (formación de volcanes a muy baja temperatura).
- Calisto: completamente saturado de cráteres de impacto y con algunas cuencas de impacto bien visibles (como Valhalla, en la derecha de la imagen), pero sin crestas ni grietas, tiene una superficie oscura debida a compuestos de carbono (procedentes de impactos cometarios) que ensucian la corteza de hielo, de unos 150 km de espesor; bajo ella parece situarse una delgada (10 km) capa de agua salina y un gran núcleo formado por hielo y rocas. No tiene las fuerzas de marea de sus hermanos más próximos a Júpiter por lo que carece de calor interno y de actividad geológica.
Vemos así que en torno a Júpiter se reproduce un esquema similar al de todo el sistema solar, con un gran objeto central de H y He rodeado de cuerpos rocosos.
Saturno
El segundo planeta por su tamaño constituye uno de los objetos más llamativos para la observación telescópica, debido a sus anillos. Apenas tienen un espesor que oscila entre 10 m y 1 km y están formados por una multitud de pequeñas partículas (1 cm – 10 m) de agua helada. La principal separación oscura en su interior es la división de Cassini. Inmersos en ellos hay varios pequeños satélites conocidos como las “lunas pastoras” que parecen mantener en orden el rebaño de hielos. El origen de los anillos es controvertido; quizá sean el resultado de choques destructivos.
Es muy parecido a Júpiter en todo. Hay también bandas atmosféricas paralelas al ecuador aunque menos nítidas que en Júpiter, vientos que pueden alcanzar los 1.800 km/h y tormentas estacionales (cada 30 años).
Su menor densidad (0,69 g/cm3, ¡flotaría en el agua!) indica un núcleo más reducido lo que se explica por su menor masa: hay menos calor interno y por tanto el movimiento atmosférico es menor; la capa de H metálico tiene que estar más profunda y es menos gruesa; junto a su rápida rotación todo ello explica su achatamiento más acusado (un 10%). El núcleo rocoso puede tener unas 15 masas terrestres, una densidad de 13 g/cm3 y alcanzar 13.000 K.
Entre sus múltiples satélites destacan:
- Mimas, cuya apariencia inspiró, probablemente, a los creadores de la serie Stars War.
- En Encélado se han detectado géiseres en su zona polar sur lo que evidencia alguna actividad geológica. Tiene un pequeño núcleo rocoso y el resto es hielo pero debe tener algo de calor interno (debido a las fuerzas de mareas) que permite la existencia de un hipotético océano subterráneo (gracias a la presencia de amoníaco disuelto que hace de anticongelante) del que surgen esos géiseres.
- Titán (figura 10.37) tiene una atmósfera más densa que la terrestre formada por N2 (95%) y metano (4%) con una capa anaranjada de nubes altas de hidrocarburos producidos por la descomposición del metano por los rayos UVA. Esta capa absorbe la radiación solar y la temperatura (que oscila entre -191ºC y -137ºC) permite que el metano pueda existir en sus tres estados (helado, líquido o gaseoso) y que haya un ciclo parecido al del agua terrestre: nubes, lluvias, ríos y lagos (figura 10.38). Hay varios indicios de cierta actividad geológica como la permanencia de la atmósfera (que requiere continuos aportes de metano procedentes del interior), rasgos de erosión o grupos de montañas.
- Hiperión, cuyo aspecto es parecido al de una esponja.
- Japeto. Presenta un hemisferio de avance muy oscuro (figura 10.40) debido al material (carbonoso) que cae sobre él. En cambio, el otro es mucho más claro. Tiene una extraña cresta ecuatorial de ¡30 km de altura!, (figura 10.41) la mayor de todo el sistema solar. ¿Podría deberse a deformación centrífuga?
Urano
Apenas visible a simple vista, pasó desapercibido hasta que fue descubierto por William Herschel en 1781. Su aspecto al telescopio es un pequeño disco uniforme de un azul pálido (figura 10.42). Es mucho menos conocido que los anteriores planetas pues solo la sonda Voyager 2 pasó cerca de él en 1986.
El color de su atmósfera (formada por H y He) se debe a nubes de metano. Presenta muy débiles bandas y algún difuso óvalo lo que indica poco movimiento, poca convección, y por tanto escaso calor interno.
Tiene un núcleo pequeño de rocas y quizá algo de hierro y un extenso manto consistente en un océano de agua en estado líquido, fluido, debido a la presión, no a la temperatura, con amoníaco y metano en disolución. Por eso a Urano se le califica, no como gigante gaseoso, sino como gigante de hielo (por estar formado principalmente de agua, metano y amoníaco, sustancias llamadas “hielos” por los geólogos planetarios). Tiene un campo magnético lo que implica que el manto fluido debe ser un buen conductor eléctrico, con las sustancias disueltas ionizadas.
La inclinación de su eje de rotación (98º) hace que los polos se sitúen casi en el plano de la eclíptica. ¿Por qué esta oblicuidad? La explicación clásica es catastrofista: una colisión muy importante, en las primeras fases de formación, lo tumbó. Pero se han abierto paso otras hipótesis gradualistas: las resonancias gravitatorias con otros planetas y los ajustes correspondientes podrían también dar cuenta de ello, como avalan modelos teóricos.
También presenta unos débiles anillos, cuyo origen y estabilidad se debaten y unos cuantos satélites, entre los que destaca Miranda que exhibe unas inquietantes estructuras (“coronas”) que parecen el resultado de fuerte actividad geológica o de impactos.
Neptuno
Su existencia fue predicha y su posición calculada matemáticamente en 1846 por Adams y Leverrier teniendo en cuenta las perturbaciones detectadas en la órbita de Urano. J. G. Galle, en el observatorio de Berlín, localizó efectivamente el nuevo planeta muy cerca de la posición prevista teóricamente. Un verdadero éxito científico de primer orden.
Su atmósfera (de hidrógeno y helio) es de un bonito color azul violáceo debido a las nubes de metano y muestra bandas paralelas al ecuador bien marcadas y algunos grandes óvalos inestables (se han movido y desaparecido), así como vientos apreciables lo que señala la existencia de convección en ella y por tanto una fuente de energía interna.
Su estructura es similar a la de Urano. Atmósfera pequeña, un amplio manto de agua líquida (con amoníaco y metano disueltos) y un núcleo rocoso y metálico. Los movimientos en el manto generan su campo magnético.
Los modelos no conciben que en la nebulosa protosolar y a la distancia actual de Neptuno (30 UA) hubiera suficiente materia como para que se formara un planeta tan grande, por lo que sospechan que este planeta de hielo se formó más cerca del Sol y que luego migró.
Visitado únicamente por la Voyager 2 tiene varios anillos muy débiles, uno de ellos con arcos de mayor densidad y sus correspondientes “lunas pastoras”.
Su satélite Tritón (figura 10.45) es bastante grande y su órbita retrógrada está muy inclinada (21º) respecto al ecuador de Neptuno, por lo que se cree que es un protoplaneta capturado. Su superficie es una mezcla de N2, H2O, CO y CH4 helados y presenta signos claros de abundante actividad criovolcánica (calderas, llanuras inundadas por lavas, crestas, pocos cráteres de impacto). La energía para tales esfuerzos geológicos probablemente provenga de las violentas mareas causadas en su captura. Tiene un núcleo metálico, manto rocoso y superficie de hielos.
Ejercicio 10.4
Para comparar los tamaños (los radios o los diámetros) de dos planetas no hay más que dividir sus radios. Por ejemplo, Neptuno es casi cuatro veces mayor que la Tierra porque
Radio Neptuno / radio Tierra = 24.622 / 6.371 = 3,86
| Mercurio | Venus | Tierra | Marte | Júpiter | Saturno | Urano | Neptuno | |
| R (km) | 2.440 | 6.052 | 6.371 | 3.390 | 71.492 | 58.232 | 25.362 | 24.622 |
Para un planeta más pequeño, como Marte:
Radio Marte / radio Tierra = 3.390 / 6.371 = 0,53
Lo que nos viene a decir que Marte es algo más de la mitad de la Tierra (un 53%).
Completa así esta tabla:
| Mercurio | Venus | Marte | Júpiter | Saturno | Urano | Neptuno |
| 53% | 3,86 |
Si hiciéramos una maqueta a escala y la Tierra fuera una bola de 10 cm de diámetro, ¿qué diámetro tendrían que tener las otras bolas-planetas?
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Ejercicio 10.5
Pero si queremos comparar el volumen de un planeta con respecto al terrestre, como todos los cuerpos tienen tres dimensiones, ancho, alto y profundo, tenemos que elevar al cubo la relación obtenida en el ejercicio anterior.
Así, Neptuno tiene un volumen que es 3,863 = 57,7 veces el nuestro. Es decir, en Neptuno cabrían más de 57 tierras.
Y Marte sería solo 0,533 = 0,15 tierras; el volumen de Marte es un 15% del de la Tierra.
Completa de nuevo:
| Mercurio | Venus | Marte | Júpiter | Saturno | Urano | Neptuno |
| 15 % | 57,7 |
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Ejercicio 10.6
Pero si lo que queremos es comparar las masas la cosa se complica un poco, pero solo un poco. Porque además del volumen tenemos también que tener en cuenta las densidades.
Neptuno tiene un volumen que es 57,7 veces el de la Tierra, pero su densidad es considerablemente menor:
Masa Neptuno / masa Tierra = 57,7 · d Neptuno / d Tierra = 57,7 · 1,64 / 5,5 = 17,21
En una balanza harían falta 17 tierras para equilibrar la masa de Neptuno.
| Mercurio | Venus | Tierra | Marte | Júpiter | Saturno | Urano | Neptuno | |
| d (g/cm3) | 5,43 | 5,24 | 5,5 | 3,9 | 1,34 | 0,69 | 1,27 | 1,64 |
Y masa Marte / masa Tierra = 0,15 · 3,9 / 5,5 = 0,106
La masa de Marte es solo un poco más del 10% de la terrestre.
Completa la siguiente tabla:
| Mercurio | Venus | Marte | Júpiter | Saturno | Urano | Neptuno |
| 10,6 % | 17,21 |
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