Un planeta gigante , a veces llamado planeta joviano ( Jove es otro nombre para el dios romano Júpiter ), es un tipo diverso de planeta mucho más grande que la Tierra. Los planetas gigantes suelen estar compuestos principalmente de materiales de bajo punto de ebullición ( volátiles ), en lugar de rocas u otra materia sólida , pero también pueden existir planetas sólidos masivos . Hay cuatro planetas de este tipo en el Sistema Solar : Júpiter , Saturno , Urano y Neptuno . Se han identificado muchos planetas gigantes extrasolares .
Los planetas gigantes a veces se conocen como gigantes gaseosos , pero muchos astrónomos ahora aplican el término solo a Júpiter y Saturno, clasificando a Urano y Neptuno, que tienen composiciones diferentes, como gigantes de hielo . Ambos nombres son potencialmente engañosos; los planetas gigantes del Sistema Solar están compuestos principalmente de fluidos por encima de sus puntos críticos , donde no existen fases gaseosas y líquidas diferenciadas. Júpiter y Saturno están hechos principalmente de hidrógeno y helio , mientras que Urano y Neptuno están compuestos de agua, amoníaco y metano .
Las diferencias que definen a una enana marrón de muy baja masa y a un gigante gaseoso masivo ( ~13 M J ) son motivo de debate. Una escuela de pensamiento se basa en la formación planetaria; la otra, en la física del interior de los planetas. Parte del debate se refiere a si las enanas marrones deben, por definición, haber experimentado fusión nuclear en algún momento de su historia. [1]
El término gigante gaseoso fue acuñado en 1952 por el escritor de ciencia ficción James Blish y se utilizó originalmente para referirse a todos los planetas gigantes. Podría decirse que es un nombre inapropiado, porque en la mayor parte del volumen de estos planetas la presión es tan alta que la materia no está en forma gaseosa. [2] Aparte de las capas superiores de la atmósfera, [3] es probable que toda la materia esté más allá del punto crítico , donde no hay distinción entre líquidos y gases. Planeta fluido sería un término más preciso. Júpiter también tiene hidrógeno metálico cerca de su centro, pero gran parte de su volumen es hidrógeno, helio y trazas de otros gases por encima de sus puntos críticos. Las atmósferas observables de todos estos planetas (a menos de una unidad de profundidad óptica ) son bastante delgadas en comparación con sus radios, y solo se extienden quizás un uno por ciento del camino hacia el centro. Por lo tanto, las partes observables son gaseosas (en contraste con Marte y la Tierra, que tienen atmósferas gaseosas a través de las cuales se puede ver la corteza).
El término, que puede resultar un tanto engañoso, se ha popularizado porque los científicos planetarios suelen utilizar roca , gas y hielo como abreviaturas para las clases de elementos y compuestos que se encuentran comúnmente como constituyentes planetarios, independientemente de la fase de la materia . En el Sistema Solar exterior, el hidrógeno y el helio se denominan gas ; el agua, el metano y el amoníaco, hielo ; y los silicatos y los metales, roca . Cuando se consideran los interiores planetarios profundos, puede que no sea descabellado decir que, por hielo, los astrónomos se refieren al oxígeno y al carbono , por roca al silicio , y por gas al hidrógeno y al helio. Las muchas formas en que Urano y Neptuno se diferencian de Júpiter y Saturno han llevado a algunos a utilizar el término solo para planetas similares a los dos últimos. Con esta terminología en mente, algunos astrónomos han comenzado a referirse a Urano y Neptuno como gigantes de hielo para indicar el predominio de los hielos (en forma fluida) en su composición interior. [4]
El término alternativo planeta joviano se refiere al dios romano Júpiter (cuyo genitivo es Jovis , de ahí joviano ) y pretendía indicar que todos estos planetas eran similares a Júpiter.
Los objetos lo suficientemente grandes como para iniciar la fusión de deuterio (por encima de 13 masas de Júpiter para la composición solar) se denominan enanas marrones , y ocupan el rango de masa entre la de los grandes planetas gigantes y las estrellas de menor masa . El límite de 13 masas de Júpiter ( MJ ) es una regla general más que algo de importancia física precisa. Los objetos más grandes quemarán la mayor parte de su deuterio y los más pequeños quemarán solo un poco, y el valor de 13 MJ está en algún punto intermedio. [5] La cantidad de deuterio quemado depende no solo de la masa sino también de la composición del planeta, especialmente de la cantidad de helio y deuterio presente. [6] La Enciclopedia de Planetas Extrasolares incluye objetos de hasta 60 masas de Júpiter, y el Explorador de Datos de Exoplanetas de hasta 24 masas de Júpiter. [7] [8]
Un planeta gigante es un planeta masivo y tiene una atmósfera espesa de hidrógeno y helio . Pueden tener un "núcleo" condensado de elementos más pesados, entregados durante el proceso de formación. [9] Este núcleo puede estar parcial o completamente disuelto y disperso por toda la envoltura de hidrógeno/helio. [10] [9] En los planetas gigantes "tradicionales" como Júpiter y Saturno (los gigantes gaseosos), el hidrógeno y el helio constituyen la mayor parte de la masa del planeta, mientras que solo forman una envoltura exterior en Urano y Neptuno , que en cambio están compuestos principalmente de agua , amoníaco y metano y, por lo tanto, cada vez más se los denomina " gigantes de hielo ".
Los planetas gigantes extrasolares que orbitan muy cerca de sus estrellas son los exoplanetas más fáciles de detectar. Se los llama Júpiter calientes y Neptunos calientes porque tienen temperaturas superficiales muy altas. Los Júpiter calientes eran, hasta la llegada de los telescopios espaciales, la forma más común de exoplaneta conocida, debido a la relativa facilidad para detectarlos con instrumentos terrestres.
Se dice comúnmente que los planetas gigantes carecen de superficies sólidas, pero es más preciso decir que carecen de superficies en absoluto, ya que los gases que los forman simplemente se vuelven cada vez más delgados a medida que aumenta la distancia desde los centros de los planetas, hasta llegar a ser indistinguibles del medio interplanetario. Por lo tanto, el aterrizaje en un planeta gigante puede ser posible o no, dependiendo del tamaño y la composición de su núcleo.
Los gigantes gaseosos están compuestos principalmente de hidrógeno y helio. Los gigantes gaseosos del Sistema Solar, Júpiter y Saturno , tienen elementos más pesados que representan entre el 3 y el 13 por ciento de su masa. [11] Se cree que los gigantes gaseosos están compuestos por una capa exterior de hidrógeno molecular , que rodea una capa de hidrógeno metálico líquido , con un probable núcleo fundido con una composición rocosa.
La parte más externa de la atmósfera de hidrógeno de Júpiter y Saturno tiene muchas capas de nubes visibles que están compuestas principalmente de agua y amoníaco. La capa de hidrógeno metálico constituye la mayor parte de cada planeta y se la denomina "metálica" porque la altísima presión convierte al hidrógeno en un conductor eléctrico. Se cree que el núcleo está formado por elementos más pesados a temperaturas y presiones tan altas (20.000 K) que sus propiedades son poco conocidas. [11]
Los gigantes de hielo tienen composiciones internas claramente diferentes a las de los gigantes gaseosos. Los gigantes de hielo del Sistema Solar, Urano y Neptuno , tienen una atmósfera rica en hidrógeno que se extiende desde las cimas de las nubes hasta aproximadamente el 80% (Urano) o el 85% (Neptuno) de su radio. Por debajo de esto, son predominantemente "helados", es decir, están compuestos principalmente de agua, metano y amoníaco. También hay algo de roca y gas, pero varias proporciones de hielo-roca-gas podrían imitar el hielo puro, por lo que se desconocen las proporciones exactas. [12]
Urano y Neptuno tienen capas atmosféricas muy brumosas con pequeñas cantidades de metano, lo que les da un color aguamarina claro. Ambos tienen campos magnéticos muy inclinados respecto de sus ejes de rotación.
A diferencia de los otros planetas gigantes, Urano tiene una inclinación extrema que hace que sus estaciones sean muy pronunciadas. Los dos planetas también tienen otras diferencias sutiles pero importantes. Urano tiene más hidrógeno y helio que Neptuno a pesar de ser menos masivo en general. Neptuno es, por lo tanto, más denso y tiene mucho más calor interno y una atmósfera más activa. El modelo de Niza , de hecho, sugiere que Neptuno se formó más cerca del Sol que Urano y, por lo tanto, debería tener más elementos pesados.
Al parecer también pueden existir planetas sólidos masivos , aunque sus mecanismos de formación y aparición siguen siendo temas de constante investigación y debate.
En algunos estudios anteriores se ha sugerido la posibilidad de que se formen planetas sólidos de hasta miles de masas terrestres alrededor de estrellas masivas ( estrellas de tipo B y tipo O ; 5-120 masas solares). [13] La hipótesis proponía que el disco protoplanetario alrededor de tales estrellas contendría suficientes elementos pesados, y que la alta radiación ultravioleta y los fuertes vientos podrían fotoevaporar el gas en el disco, dejando solo los elementos pesados. A modo de comparación, la masa de Neptuno equivale a 17 masas terrestres, Júpiter tiene 318 masas terrestres y el límite de 13 masas de Júpiter utilizado en la definición de trabajo de la IAU de un exoplaneta equivale aproximadamente a 4000 masas terrestres. [13]
Sin embargo, es importante señalar que investigaciones más recientes han puesto en duda la probabilidad de formación masiva de planetas sólidos alrededor de estrellas muy masivas (https://arxiv.org/pdf/1103.0556). Los estudios han demostrado que la relación entre la masa del disco protoplanetario y la masa estelar disminuye rápidamente en el caso de estrellas con una masa superior a 10 masas solares, hasta llegar a menos de 10^-4. Además, hasta la fecha no se han observado discos protoplanetarios alrededor de estrellas de tipo O.
La sugerencia original de que los planetas sólidos masivos se forman alrededor de estrellas con una masa de entre 5 y 120 masas solares, presentada en la literatura anterior, carece de evidencia sustancial de apoyo o citas a las teorías de formación planetaria. [13] El estudio en cuestión se centró principalmente en simular las relaciones masa-radio para planetas rocosos, incluidos los hipotéticos planetas sólidos supermasivos, pero no investigó si las teorías de formación planetaria realmente respaldan la existencia de tales objetos. Los autores de ese estudio reconocieron que "aún no se sabe que existan tales exoplanetas masivos". [13]
Dadas estas consideraciones, la formación y existencia de planetas sólidos masivos alrededor de estrellas muy masivas siguen siendo especulativas y requieren más investigación y evidencia observacional.
Un superpuff es un tipo de exoplaneta con una masa solo unas pocas veces mayor que la de la Tierra pero con un radio mayor que Neptuno , lo que le da una densidad media muy baja . Son más fríos y menos masivos que los Júpiter calientes inflados de baja densidad . Los ejemplos más extremos conocidos son los tres planetas alrededor de Kepler-51 , que son todos del tamaño de Júpiter pero con densidades inferiores a 0,1 g/cm 3 . [14]
Debido a las limitadas técnicas disponibles actualmente para detectar exoplanetas , muchos de los encontrados hasta la fecha han sido de un tamaño asociado, en el Sistema Solar, con planetas gigantes. Debido a que se infiere que estos grandes planetas tienen más en común con Júpiter que con los otros planetas gigantes, algunos han afirmado que "planeta joviano" es un término más preciso para ellos. Muchos de los exoplanetas están mucho más cerca de sus estrellas madre y, por lo tanto, son mucho más calientes que los planetas gigantes del Sistema Solar, lo que hace posible que algunos de esos planetas sean de un tipo no observado en el Sistema Solar. Considerando las abundancias relativas de los elementos en el universo (aproximadamente 98% hidrógeno y helio) sería sorprendente encontrar un planeta predominantemente rocoso más masivo que Júpiter. Por otro lado, los modelos de formación de sistemas planetarios han sugerido que los planetas gigantes se verían inhibidos de formarse tan cerca de sus estrellas como se ha observado que orbitan muchos de los planetas gigantes extrasolares.
Las bandas que se ven en la atmósfera de Júpiter se deben a corrientes de material que circulan en sentido contrario, llamadas zonas y cinturones, que rodean el planeta en paralelo a su ecuador. Las zonas son las bandas más claras y se encuentran a mayor altitud en la atmósfera. Tienen una corriente ascendente interna y son regiones de alta presión. Los cinturones son las bandas más oscuras, se encuentran a menor altura en la atmósfera y tienen una corriente descendente interna. Son regiones de baja presión. Estas estructuras son algo análogas a las células de alta y baja presión de la atmósfera de la Tierra, pero tienen una estructura muy diferente: bandas latitudinales que rodean todo el planeta, en lugar de pequeñas células de presión confinadas. Esto parece ser el resultado de la rápida rotación y la simetría subyacente del planeta. No hay océanos ni masas de tierra que provoquen un calentamiento local y la velocidad de rotación es mucho mayor que la de la Tierra.
También hay estructuras más pequeñas: manchas de diferentes tamaños y colores. En Júpiter, la más notable de estas características es la Gran Mancha Roja , que ha estado presente durante al menos 300 años. Estas estructuras son tormentas enormes. Algunas de estas manchas también son nubarrones.
