Un gigante de hielo es un planeta gigante compuesto principalmente por elementos más pesados que el hidrógeno y el helio , como oxígeno , carbono , nitrógeno y azufre . Hay dos gigantes de hielo en el Sistema Solar : Urano y Neptuno .
En astrofísica y ciencia planetaria , el término "hielo" se refiere a compuestos químicos volátiles con puntos de congelación superiores a aproximadamente 100 K , como agua , amoníaco o metano , con puntos de congelación de 273 K (0 °C), 195 K (-78 ° C), y 91 K (-182 °C), respectivamente (ver Volátiles ). En la década de 1990, se determinó que Urano y Neptuno eran una clase distinta de planeta gigante, separada de los otros planetas gigantes, Júpiter y Saturno , que son gigantes gaseosos compuestos predominantemente de hidrógeno y helio. [1]
Por ello, ahora se hace referencia a Neptuno y Urano como gigantes de hielo . Al carecer de superficies sólidas bien definidas, están compuestos principalmente de gases y líquidos. Sus compuestos constituyentes eran sólidos cuando se incorporaron principalmente a los planetas durante su formación, ya sea directamente en forma de hielo o atrapados en hielo de agua. Hoy en día, muy poca agua de Urano y Neptuno permanece en forma de hielo. En cambio, el agua existe principalmente como fluido supercrítico a las temperaturas y presiones dentro de ellos. [2] Urano y Neptuno se componen de sólo alrededor del 20% de hidrógeno y helio en masa, en comparación con los gigantes gaseosos del Sistema Solar , Júpiter y Saturno, que tienen más del 90% de hidrógeno y helio en masa.
En 1952, el escritor de ciencia ficción James Blish acuñó el término gigante gaseoso [3] y se utilizó para referirse a los grandes planetas no terrestres del Sistema Solar . Sin embargo, desde finales de la década de 1940 [4] se ha entendido que las composiciones de Urano y Neptuno son significativamente diferentes de las de Júpiter y Saturno . Están compuestos principalmente de elementos más pesados que el hidrógeno y el helio , formando un tipo completamente separado de planeta gigante . Debido a que durante su formación Urano y Neptuno incorporaron su material como hielo o gas atrapado en hielo de agua, se empezó a utilizar el término gigante de hielo . [2] [4] A principios de la década de 1970, la terminología se hizo popular en la comunidad de ciencia ficción, por ejemplo, Bova (1971), [5] pero el primer uso científico de la terminología probablemente fue por Dunne y Burgess (1978) [6 ] en un informe de la NASA. [7]
Modelar la formación de gigantes terrestres y gaseosos es relativamente sencillo y no genera controversias . Se entiende ampliamente que los planetas terrestres del Sistema Solar se formaron mediante acumulación colisional de planetesimales dentro del disco protoplanetario . Se cree que los gigantes gaseosos ( Júpiter , Saturno y sus planetas extrasolares homólogos) formaron núcleos sólidos de alrededor de 10 masas terrestres ( ME ) mediante el mismo proceso, mientras acumulaban envolturas gaseosas de la nebulosa solar circundante en el transcurso de unos pocos años. a varios millones de años ( Ma ), [8] [9] aunque recientemente se han propuesto modelos alternativos de formación de núcleos basados en la acreción de guijarros . [10] Algunos planetas gigantes extrasolares pueden haberse formado a través de inestabilidades de discos gravitacionales. [9] [11]
La formación de Urano y Neptuno mediante un proceso similar de acumulación de núcleos es mucho más problemática. La velocidad de escape de los pequeños protoplanetas a unas 20 unidades astronómicas (UA) del centro del Sistema Solar habría sido comparable a sus velocidades relativas . Tales cuerpos que cruzan las órbitas de Saturno o Júpiter habrían sido enviados en trayectorias hiperbólicas expulsándolos del sistema. Estos cuerpos, al ser arrastrados por los gigantes gaseosos, probablemente también habrían sido acretados en planetas más grandes o lanzados a órbitas cometarias. [11]
A pesar de los problemas para modelar su formación, desde 2004 se han observado muchos candidatos a gigantes de hielo orbitando otras estrellas. Esto indica que pueden ser comunes en la Vía Láctea . [2]
Teniendo en cuenta los desafíos orbitales que experimentarían los protoplanetas a 20 AU o más del centro del Sistema Solar, una solución simple es que los gigantes de hielo se formaron entre las órbitas de Júpiter y Saturno antes de ser dispersados gravitacionalmente hacia sus órbitas ahora más distantes. [11]
La inestabilidad gravitacional del disco protoplanetario también podría producir varios protoplanetas gigantes gaseosos a distancias de hasta 30 UA. Las regiones de densidad ligeramente mayor en el disco podrían dar lugar a la formación de grupos que eventualmente colapsarán hasta alcanzar densidades planetarias. [11] Un disco con una inestabilidad gravitacional incluso marginal podría producir protoplanetas de entre 10 y 30 AU en más de mil años (ka). Esto es mucho más corto que los 100.000 a 1.000.000 de años necesarios para producir protoplanetas mediante la acumulación de núcleos en la nube y podría hacerlo viable incluso en los discos de vida más corta, que existen sólo unos pocos millones de años. [11]
Un problema con este modelo es determinar qué mantuvo estable el disco antes de la inestabilidad. Hay varios mecanismos posibles que permiten que se produzca inestabilidad gravitacional durante la evolución del disco. Un encuentro cercano con otra protoestrella podría proporcionar un impulso gravitacional a un disco que de otro modo sería estable. Es probable que un disco que evoluciona magnéticamente tenga zonas muertas magnéticas, debido a diversos grados de ionización , donde la masa movida por fuerzas magnéticas podría acumularse y eventualmente volverse marginalmente inestable gravitacionalmente. Un disco protoplanetario puede simplemente acumular materia lentamente, provocando períodos relativamente cortos de inestabilidad gravitacional marginal y ráfagas de acumulación de masa, seguidos de períodos en los que la densidad de la superficie cae por debajo de lo necesario para mantener la inestabilidad. [11]
Las observaciones de la fotoevaporación de discos protoplanetarios en el Cúmulo del Trapecio de Orión por la radiación ultravioleta extrema (EUV) emitida por θ 1 Orionis C sugiere otro posible mecanismo para la formación de gigantes de hielo. Protoplanetas gigantes gaseosos con masa múltiple de Júpiter podrían haberse formado rápidamente debido a la inestabilidad del disco antes de que la intensa radiación EUV de una estrella masiva cercana les quitara la mayor parte de sus envolturas de hidrógeno. [11]
En la Nebulosa Carina , los flujos EUV son aproximadamente 100 veces mayores que en la Nebulosa de Orión del Trapecio . En ambas nebulosas hay discos protoplanetarios. Los flujos EUV más altos hacen que esta sea una posibilidad aún más probable de formación de gigantes de hielo. El EUV más fuerte aumentaría la eliminación de las envolturas de gas de los protoplanetas antes de que pudieran colapsar lo suficiente como para resistir una mayor pérdida. [11]
Los gigantes de hielo representan una de las dos categorías fundamentalmente diferentes de planetas gigantes presentes en el Sistema Solar , siendo el otro grupo los gigantes gaseosos más familiares , que están compuestos por más del 90% de hidrógeno y helio (en masa). Se cree que su hidrógeno se extiende hasta sus pequeños núcleos rocosos, donde el ion molecular de hidrógeno pasa a hidrógeno metálico bajo presiones extremas de cientos de gigapascales (GPa). [2]
Los gigantes de hielo están compuestos principalmente de elementos más pesados . Según la abundancia de elementos en el universo , los más probables son oxígeno , carbono , nitrógeno y azufre . Aunque los gigantes de hielo también tienen envolturas de hidrógeno , éstas son mucho más pequeñas. Representan menos del 20% de su masa. Su hidrógeno tampoco alcanza nunca las profundidades necesarias para que la presión cree hidrógeno metálico. [2] Sin embargo, estas envolturas limitan la observación del interior de los gigantes de hielo y, por tanto, la información sobre su composición y evolución. [2]
Aunque a Urano y Neptuno se les conoce como planetas gigantes de hielo, se cree que hay un océano supercrítico de agua y amoníaco debajo de sus nubes, que representa aproximadamente dos tercios de su masa total. [12] [13]
Las capas exteriores gaseosas de los gigantes de hielo tienen varias similitudes con las de los gigantes gaseosos. Estos incluyen vientos ecuatoriales de alta velocidad y larga duración, vórtices polares , patrones de circulación a gran escala y procesos químicos complejos impulsados por la radiación ultravioleta desde arriba y mezclándose con la atmósfera inferior. [2]
El estudio de los patrones atmosféricos de los gigantes de hielo también proporciona información sobre la física atmosférica . Sus composiciones promueven diferentes procesos químicos y reciben mucha menos luz solar en sus órbitas distantes que cualquier otro planeta del Sistema Solar (lo que aumenta la relevancia del calentamiento interno en los patrones climáticos). [2]
La característica visible más grande de Neptuno es la recurrente Gran Mancha Oscura . Se forma y se disipa cada pocos años, a diferencia de la Gran Mancha Roja de Júpiter , de tamaño similar , que ha persistido durante siglos. De todos los planetas gigantes conocidos del Sistema Solar, Neptuno emite la mayor cantidad de calor interno por unidad de luz solar absorbida, una proporción de aproximadamente 2,6. Saturno , el siguiente emisor más alto, sólo tiene una proporción de aproximadamente 1,8. Urano emite la menor cantidad de calor, una décima parte que Neptuno. Se sospecha que esto puede estar relacionado con su extrema inclinación axial de 98˚ . Esto provoca que sus patrones estacionales sean muy diferentes a los de cualquier otro planeta del Sistema Solar. [2]
Todavía no existen modelos completos que expliquen las características atmosféricas observadas en los gigantes de hielo. [2] Comprender estas características ayudará a dilucidar cómo funcionan las atmósferas de los planetas gigantes en general. [2] En consecuencia, tales conocimientos podrían ayudar a los científicos a predecir mejor la estructura atmosférica y el comportamiento de los exoplanetas gigantes descubiertos muy cerca de sus estrellas anfitrionas ( planetas pegaseanos ) y exoplanetas con masas y radios entre los de los planetas gigantes y terrestres encontrados en el Sistema solar. [2]
Debido a sus grandes tamaños y bajas conductividades térmicas, las presiones internas de los planetas varían hasta varios cientos de GPa y temperaturas de varios miles de kelvin (K). [14]
En marzo de 2012, se descubrió que la compresibilidad del agua utilizada en los modelos de gigantes de hielo podría variar en un tercio. [15] Este valor es importante para modelar gigantes de hielo y tiene un efecto dominó en su comprensión. [15]
Los campos magnéticos de Urano y Neptuno están inusualmente desplazados e inclinados. [16] Sus intensidades de campo son intermedias entre las de los gigantes gaseosos y las de los planetas terrestres, siendo 50 y 25 veces mayores que las de la Tierra, respectivamente. Las intensidades del campo magnético ecuatorial de Urano y Neptuno son respectivamente el 75 por ciento y el 45 por ciento de los 0,305 gauss de la Tierra. [16] Se cree que sus campos magnéticos se originan en un manto de hielo fluido convectivo ionizado. [dieciséis]
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