Astronomía:

Características principales: Planetas enanos

Los cinco planetas enanos del Sistema Solar, de menor a mayor distancia respecto al Sol, son los siguientes:

·         Ceres

·         Plutón

·         Haumea

·         Makemake

·         Eris

Los planetas enanos son aquellos que, a diferencia de los planetas, no han limpiado la vecindad de su órbita.

Poco después de su descubrimiento en 1930, Plutón fue clasificado como un planeta por la Unión Astronómica Internacional (UAI). Sin embargo, tras el descubrimiento de otros grandes cuerpos con posterioridad, se abrió un debate con objeto de reconsiderar dicha decisión. El 24 de agosto de 2006, en la XXVI Asamblea General de la UAI en Praga, se decidió que el número de planetas no se ampliase a doce, sino que debía reducirse de nueve a ocho, y se creó entonces la nueva categoría de planeta enano, en la que se clasificaría Plutón, que dejó por tanto de ser considerado planeta debido a que, por tratarse de un Objeto transneptuniano perteneciente al Cinturón de Kuiper, no ha limpiado la vecindad de su órbita de objetos pequeños.

Grandes satélites del Sistema Solar: Algunos satélites del Sistema Solar son tan grandes que, si se encontraran orbitando directamente alrededor del Sol, se clasificarían como planetas o como planetas enanos; por orbitar a los planetas principales, estos cuerpos pueden denominarse planetas secundarios.

Cuerpos menores: Los cuerpos menores del Sistema Solar están agrupados en:

·         Cinturón de asteroides

·         Objetos transneptunianos y cinturón de Kuiper

·         Nube de Oort

Un cuerpo menor del Sistema Solar (CMSS o del inglés SSSB, small Solar System body) es, según la resolución de la UAI (Unión Astronómica Internacional) del 22 de agosto de 2006, un cuerpo celeste que orbita en torno al Sol y que no es planeta, ni planeta enano, ni satélite:

Todos los otros objetos [referido a los que no sean ni planetas ni planetas enanos ni satélites], y que orbitan alrededor del Sol, se deben denominar colectivamente "Cuerpos Menores del Sistema Solar" (Small Solar-System Bodies).

Éstos actualmente incluyen la mayoría de los asteroides del Sistema Solar, la mayoría de los objetos transneptunianos (OTN), cometas, y otros pequeños cuerpos. Por consiguiente, según la definición de la UAI, son cuerpos menores del Sistema Solar, independientemente de su órbita y composición:

·         Los asteroides.

·         Los cometas.

·         Los meteoroides.

Según las definiciones de planeta y de planeta enano, que atienden a la esfericidad del objeto debido a su gran masa, se puede definir como cuerpo menor del Sistema Solar, por exclusión, a todo cuerpo celeste que, sin ser un satélite, no haya alcanzado suficiente tamaño o masa como para adoptar una forma esencialmente esférica.

Según algunas estimaciones, la masa requerida para alcanzar la condición de esfericidad se situaría en torno a los 5 x 1020 Kg., resultando el diámetro mínimo en torno a los 800 km. Sin embargo, características como la composición química, la temperatura, la densidad o la rotación de los objetos pueden variar notablemente los tamaños mínimos requeridos, por lo que se rechazó asignar valores apriorísticos a la definición, dejando la resolución individual de cada caso a la observación directa.

Según la UAI, algunos de los cuerpos menores del Sistema Solar más grandes podrían reclasificarse en el futuro como planetas enanos, tras un examen para determinar si están en equilibrio hidrostático, es decir: si son suficientemente grandes para que su gravedad venza las fuerzas del sólido rígido hasta haber adoptado una forma esencialmente esférica. Exceptuando los objetos transneptunianos, los cuerpos menores del Sistema Solar de mayor tamaño son Vesta y Palas, con algo más de 500 Km. de diámetro.

La dimensión astronómica de las distancias en el espacio: Para tener una noción de la dimensión astronómica de las distancias en el espacio, es interesante hacer un modelo a escala que permita tener una percepción más clara del mismo. Imagínese un modelo reducido en el que el Sol esté representado por una pelota de 220 mm de diámetro. A esa escala, la Tierra estaría a 23,6 m de distancia y sería una esfera con apenas 2 mm de diámetro (la Luna estaría a unos 5 cm de la tierra y tendría un diámetro de unos 0,5 mm). Júpiter y Saturno serían bolitas con cerca de 2 cm de diámetro, a 123 y a 226 m del Sol, respectivamente. Plutón estaría a 931 m del Sol, con cerca de 0,3 mm de diámetro. En cuanto a la estrella más próxima (Próxima Centauro), estaría a 6 332 Km. del Sol, y la estrella Sirio, a 13 150 km.

Si se tardase 1 h y cuarto en ir de la Tierra a la Luna (a unos 257.000 Km./h), se tardaría unas tres semanas (terrestres) en ir de la Tierra al Sol, unos 3 meses en ir a Júpiter, 7 meses a Saturno y unos dos años y medio en llegar a Plutón y abandonar el Sistema Solar. A partir de ahí, a esa velocidad, sería necesario esperar unos 17.600 años hasta llegar a la estrella más próxima, y 35.000 años hasta llegar a Sirio.

Una escala comparativa más exacta puede tenerse si se compara el Sol con un disco compacto de 12 cm de diámetro. A esta escala, la Tierra tendría poco más de medio milímetro de diámetro (0,55 mm). El Sol estaría a 6,44 metros. El diámetro de la estrella más grande del Universo conocido, VY Canis Majoris, sería de 264 metros (imagínese esa enorme estrella de casi tres manzanas de casas de tamaño, en comparación con nuestra estrella de 12 cm). La órbita externa de Eris se alejaría a 625,48 metros del sol. Allí nos espera un gran vacío hasta la estrella más cercana, Próxima Centauro, a 1645,6 Km. de distancia. A partir de allí, las distancias galácticas exceden el tamaño de la Tierra (aún utilizando la misma escala). Con un Sol del tamaño de un disco compacto, el centro de la galaxia estaría a casi 11 millones de kilómetros y el diámetro de la Vía Láctea sería de casi 39 millones de kilómetros. Habría un enorme vacío, pues la galaxia Andrómeda estaría a 1.028 millones de kilómetros, casi la distancia real entre el Sol y Saturno.

Distancias de los planetas: Las órbitas de los planetas mayores se encuentran ordenadas a distancias del Sol crecientes, de modo que la distancia de cada planeta es aproximadamente el doble que la del planeta inmediatamente anterior, aunque esto no se ajusta a todos los planetas. Esta relación se expresa mediante la ley de Titius-Bode, una fórmula matemática aproximada que indica la distancia de un planeta al Sol, en Unidades Astronómicas (UA): Donde  = 0, 1, 2, 4, 8, 16, 32, 64, 128.

Donde la órbita de Mercurio se encuentra en k = 0 y semieje mayor 0,4 UA, la órbita de Marte es k = 4 a 1,6 UA, y Ceres (el mayor asteroide) es k = 8. En realidad las órbitas de Mercurio y Marte se encuentran en 0,38 y 1,52 UA. Esta ley no se ajusta a todos los planetas, por ejemplo Neptuno está mucho más cerca de lo que predice esta ley. No hay ninguna explicación de la ley de Titius-Bode y muchos científicos consideran que se trata tan sólo de una coincidencia.

Objetos del Sistema Solar:

Unidad astronómica: La unidad astronómica (abreviada ua, au, UA o AU) es una unidad de longitud igual por definición a 149.597.870.700 metros, y que equivale aproximadamente a la distancia media entre el planeta Tierra y el Sol. Esta definición está en vigor desde la asamblea general de la Unión Astronómica Internacional del 31 de agosto de 2012, en la cual se dejó sin efecto la definición gaussiana usada desde 1976, que era «el radio de una órbita circular newtoniana y libre de perturbaciones alrededor del Sol descrita por una partícula de masa infinitesimal que se desplaza en promedio a 0,01720209895 radianes por día».

El símbolo ua es el recomendado por la Oficina Internacional de Pesas y Medidas y por la norma internacional ISO 80000, mientras que au es el único considerado válido por la Unión Astronómica Internacional, y el más común en los países angloparlantes. También es frecuente ver el símbolo escrito en mayúsculas, UA o AU, a pesar de que el Sistema Internacional de unidades utiliza letras mayúsculas solo para los símbolos de las unidades que llevan el nombre de una persona.

El nombre proviene de los siglos XVI y XVII, cuando aún no se calculaban con precisión las distancias absolutas entre los cuerpos del Sistema Solar, y solo se conocían las distancias relativas tomando como patrón la distancia media entre la Tierra y el Sol, que fue denominada unidad astronómica. Se llegó a afirmar que el día en que se midiera este valor, «se conocería el tamaño del Universo».

Un antecedente directo de la unidad astronómica se puede encontrar directamente en las demostraciones de Nicolás Copérnico para su sistema heliocéntrico en el siglo XVI. En el tomo V de su libro De Revolutionibus Orbium Coelestium (1543) calculó, utilizando trigonometría, las distancias relativas entre los planetas conocidos entonces y el Sol, teniendo como base la distancia entre la Tierra y el Sol. Midiendo los ángulos entre la Tierra, el planeta y el Sol en los momentos en que éstos forman un ángulo recto, es posible obtener la distancia Sol-planeta en unidades astronómicas. Ésta fue una de sus demostraciones para probar que los planetas, incluida la Tierra, giraban alrededor del Sol (heliocentrismo), descartando el modelo de Claudio Ptolomeo que postulaba que la Tierra era el centro alrededor del cual giraban los planetas y el Sol (geocentrismo). Estableció así la primera escala relativa del Sistema Solar utilizando como patrón la distancia entre la Tierra y el Sol.

Posteriormente Johannes Kepler, basándose en las cuidadosas observaciones de Tycho Brahe, estableció las leyes del movimiento planetario, las cuales se conocen justamente como «Leyes de Kepler». La tercera de estas leyes relaciona la distancia de cada planeta al Sol con el tiempo que tarda en recorrer su órbita (es decir el período orbital) y, como consecuencia, establece una escala relativa mejorada para el Sistema Solar: por ejemplo, basta con medir cuántos años tarda Saturno en orbitar el Sol para saber cuál es la distancia de Saturno al Sol en unidades astronómicas. Kepler estimó con muy buena precisión los tamaños de las órbitas planetarias; por ejemplo, fijó la distancia entre Mercurio y el Sol en 0,387 unidades astronómicas (el valor correcto es 0,389), y la distancia de Saturno al Sol en 9,510 unidades astronómicas (el valor correcto siendo 9,539). Sin embargo, ni Kepler ni ninguno de sus contemporáneos sabían cuánto valía esta unidad astronómica, y por tanto ignoraban completamente la escala real del sistema planetario conocido, que en aquel entonces se extendía hasta Saturno.

Partiendo de las leyes de Kepler, bastaba medir la distancia de un planeta cualquiera al Sol, o a la Tierra, para conocer la unidad astronómica. En 1659 Christian Huygens midió el ángulo que subtiende Marte en el cielo y, atribuyendo un valor al diámetro de este planeta, estimó que la unidad astronómica debía ser 160 millones de kilómetros, es decir siete veces mayor que lo estimado por Kepler, pero de hecho menos del 10% por encima del valor real. Sin embargo esta medición no era aceptada ya que, como el mismo Huygens reconoció, todo dependía del valor que uno atribuyera al tamaño de Marte. Curiosamente, Huygens adivinó con notable exactitud el tamaño de Marte.

Se conocía otro método más fiable, pero que requería mediciones muy difíciles de realizar: El método de la paralaje. Si dos personas situadas en puntos alejados de la Tierra, digamos en París (Francia) y en Cayena (Guayana francesa), observan simultáneamente la posición de un planeta en el cielo en relación a las estrellas de fondo, sus mediciones dan una pequeña diferencia que corresponde al ángulo que subtendería la línea París-Cayena vista desde el planeta. Conociendo este ángulo, y la distancia París-Cayena, se puede deducir el valor de la unidad astronómica. En la práctica existían tres dificultades: primero, no se conocían bien las distancias sobre la Tierra; segundo, la medición del tiempo no era lo suficientemente precisa como para permitir mediciones simultáneas entre puntos muy alejados; y tercero, la medición de la posición aparente del planeta en el cielo debía ser muy precisa. Pasó más de medio siglo antes de que fuera posible medir la paralaje de un planeta: en 1672 Jean Richer viajó a Cayena para medir la posición de Marte en el cielo en el mismo instante en que sus colegas en París hacían lo mismo. Richer y sus colegas estimaron el valor en 140 millones de kilómetros.

Con el tiempo se desarrollaron métodos más precisos y fiables para estimar la unidad astronómica; en particular, el propuesto por el matemático escocés James Gregory y por el astrónomo británico Edmund Halley (el mismo del cometa), se basa en mediciones del tránsito de Venus o Mercurio sobre el disco Solar y fue empleado hasta principios del siglo XX. Las mediciones contemporáneas se hacen con técnicas láser o de radar y dan el valor 149 597 870 Km., con un error aparente de uno o dos kilómetros.

Newton reformuló la tercera ley de Kepler. Un planeta de masa m, orbitando el sol de masa M, en una elipse con semi-eje mayor a y con un período sideral T, verifica la ecuación

El matemático alemán Carl Friedrich Gauss (1777-1855) usó para sus cálculos de la dinámica del Sistema Solar como unidad de masa la masa solar, como unidad de tiempo el día solar medio y como unidad de distancia el semieje mayor de la órbita de la Tierra. Utilizando estas unidades, la ecuación anterior se escribe como

Donde k se conoce como la constante gravitacional gaussiana. Gauss utilizó los valores estimados en su época

Gauss reconoció que el problema con esta definición es que cuando se determinaran con mejor precisión el año sidéreo y la masa del sol, el valor de j cambiaría. En 1938, la Unión Astronómica Internacional (UAI) adoptó el valor de la constante gravitacional gaussiana (y la unidad astronómica de ella derivada) como una definición en astronomía. Sin embargo, con la precisión de las medidas actuales, se sabe que el año sidéreo es 56 segundos más corto que el valor conocido en tiempos de Gauss, y que el semieje mayor de la órbita real de la Tierra es unos 17 Km. más pequeño que la unidad astronómica.

En la asamblea general de la Unión Astronómica Internacional de agosto de 2012 en Pekín se resolvió dejar sin efecto la definición gaussiana y darle a la unidad astronómica el valor actual de 149.597.870.700 metros.