Gigante gaseoso
Planeta gigante compuesto principalmente de elementos ligeros.

Un gigante gaseoso es un planeta gigante compuesto principalmente de hidrógeno y helio . [1] Júpiter y Saturno son los gigantes gaseosos del Sistema Solar . El término "gigante gaseoso" era originalmente sinónimo de " planeta gigante ". Sin embargo, en la década de 1990, se supo que Urano y Neptuno son en realidad una clase distinta de planetas gigantes, al estar compuestos principalmente de sustancias volátiles más pesadas (a las que se denomina " hielos "). Por esta razón, Urano y Neptuno ahora se clasifican a menudo en la categoría separada de gigantes de hielo . [2]

Júpiter y Saturno están compuestos principalmente de elementos como hidrógeno y helio, con elementos más pesados ​​que representan entre el 3 y el 13 por ciento de su masa. [3] Se cree que están compuestos por una capa exterior de hidrógeno molecular comprimido que rodea una capa de hidrógeno metálico líquido , con probablemente un núcleo rocoso fundido en el interior. La porción más externa de su atmósfera de hidrógeno contiene muchas capas de nubes visibles que están compuestas principalmente de agua (a pesar del consenso anterior de que no había agua en ningún otro lugar del Sistema Solar además de la Tierra) y amoníaco . La capa de hidrógeno metálico ubicada en el interior medio constituye la mayor parte de cada gigante gaseoso y se conoce como "metálica" porque la gran presión atmosférica convierte al hidrógeno en un conductor eléctrico. Se cree que los núcleos de los gigantes gaseosos están compuestos de elementos más pesados ​​a temperaturas tan altas (20.000  K [19.700  °C ; 35.500  °F ]) y presiones que sus propiedades aún no se comprenden por completo. La ubicación de los gigantes gaseosos del sistema solar puede explicarse por la hipótesis de Grand Tack . [3]

Las diferencias que definen a una enana marrón de muy baja masa (que puede tener una masa tan baja como aproximadamente 13 veces la de Júpiter [4] ) y un gigante gaseoso son motivo de debate. [5] Una escuela de pensamiento se basa en la formación; la otra, en la física del interior. [5] Parte del debate se refiere a si las enanas marrones deben, por definición, haber experimentado fusión nuclear en algún momento de su historia.

Terminología

El término gigante gaseoso fue acuñado en 1952 por el escritor de ciencia ficción James Blish [6] 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 todos los planetas gigantes, la presión es tan alta que la materia no está en forma gaseosa. [7] Aparte de los sólidos en el núcleo y las capas superiores de la atmósfera, toda la materia está por encima del punto crítico , donde no hay distinción entre líquidos y gases. [8] Sin embargo, el término 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 en la que pueda aparecer la materia. En el Sistema Solar exterior, el hidrógeno y el helio se denominan "gases"; el agua, el metano y el amoníaco, "hielos"; y los silicatos y los metales, "rocas". En esta terminología, dado que Urano y Neptuno están compuestos principalmente de hielo y no de gas, se los suele llamar gigantes de hielo y se los distingue de los gigantes gaseosos.

Clasificación

En teoría, los gigantes gaseosos pueden dividirse en cinco clases distintas según sus propiedades atmosféricas físicas modeladas y, por lo tanto, su apariencia: nubes de amoníaco (I), nubes de agua (II), nubes sin nubes (III), nubes de metales alcalinos (IV) y nubes de silicato (V). Júpiter y Saturno son de clase I. Los Júpiter calientes son de clase IV o V.

Extrasolar

Impresión artística de la formación de un gigante gaseoso alrededor de la estrella HD 100546
Impresión artística de un planeta gigante gaseoso ultraesponjoso que orbita alrededor de una estrella enana roja
Un exoplaneta gigante gaseoso [derecha] con la densidad de un malvavisco ha sido detectado en órbita alrededor de una estrella enana roja fría [izquierda] por el instrumento de velocidad radial NEID financiado por la NASA en el Telescopio WIYN de 3,5 metros en el Observatorio Nacional Kitt Peak .

Gigantes gaseosos fríos

Un gigante gaseoso frío rico en hidrógeno con una masa mayor que Júpiter pero de una masa inferior a unos 500  M E ( 1,6  M J ) sólo tendrá un volumen ligeramente superior al de Júpiter. [9] Para masas superiores a 500  M E , la gravedad hará que el planeta se encoja (véase materia degenerada ). [9]

El calentamiento Kelvin-Helmholtz puede hacer que un gigante gaseoso irradie más energía de la que recibe de su estrella anfitriona. [10] [11]

Enanos gaseosos

Aunque las palabras "gas" y "gigante" se suelen combinar, los planetas de hidrógeno no tienen por qué ser tan grandes como los gigantes gaseosos del Sistema Solar. Sin embargo, los planetas gaseosos más pequeños y los planetas más cercanos a su estrella perderán masa atmosférica más rápidamente por escape hidrodinámico que los planetas más grandes y los planetas más alejados. [12] [13]

Un enano gaseoso podría definirse como un planeta con un núcleo rocoso que ha acumulado una gruesa envoltura de hidrógeno, helio y otros volátiles, teniendo como resultado un radio total entre 1,7 y 3,9 radios terrestres. [14] [15]

El planeta extrasolar más pequeño conocido que probablemente sea un "planeta gaseoso" es Kepler-138d , que tiene la misma masa que la Tierra pero es un 60% más grande y por lo tanto tiene una densidad que indica una envoltura de gas gruesa. [16]

Un planeta gaseoso de baja masa aún puede tener un radio parecido al de un gigante gaseoso si tiene la temperatura adecuada. [17]

Precipitaciones y fenómenos meteorológicos

Clima joviano

El calor que se canaliza hacia arriba por las tormentas locales es un factor importante del clima en los gigantes gaseosos. [18] Gran parte, si no todo, del calor profundo que escapa del interior fluye hacia arriba a través de imponentes tormentas eléctricas. [18] Estas perturbaciones se convierten en pequeños remolinos que finalmente forman tormentas como la Gran Mancha Roja en Júpiter. [18] En la Tierra y Júpiter, los rayos y el ciclo hidrológico están íntimamente vinculados entre sí para crear tormentas eléctricas intensas. [18] Durante una tormenta eléctrica terrestre, la condensación libera calor que empuja el aire ascendente hacia arriba. [18] Este motor de "convección húmeda" puede segregar cargas eléctricas en diferentes partes de una nube; la reunificación de esas cargas es el rayo. [18] Por lo tanto, podemos usar los rayos para indicarnos dónde está ocurriendo la convección. [18] Aunque Júpiter no tiene océano ni suelo húmedo, la convección húmeda parece funcionar de manera similar en comparación con la Tierra. [18]

La mancha roja de Júpiter

La Gran Mancha Roja (GRS) es un sistema de alta presión ubicado en el hemisferio sur de Júpiter. [19] La GRS es un poderoso anticiclón, que gira a unos 430 a 680 kilómetros por hora en sentido antihorario alrededor del centro. [19] La Mancha se ha hecho conocida por su ferocidad, incluso alimentándose de tormentas jovianas más pequeñas. [19] Las tolinas son compuestos orgánicos marrones que se encuentran dentro de la superficie de varios planetas y que se forman por la exposición a la radiación ultravioleta. Las tolinas que existen en la superficie de Júpiter son absorbidas por la atmósfera por las tormentas y la circulación; se plantea la hipótesis de que las tolinas que se expulsan del regolito se quedan atrapadas en la GRS de Júpiter, lo que hace que sea roja.

Lluvia de helio en Saturno y Júpiter

La condensación del helio crea una lluvia de helio líquido en los gigantes gaseosos. En Saturno, esta condensación de helio se produce a determinadas presiones y temperaturas cuando el helio no se mezcla con el hidrógeno metálico líquido presente en el planeta. [20] Las regiones de Saturno donde el helio es insoluble permiten que el helio más denso forme gotitas y actúe como fuente de energía, tanto a través de la liberación de calor latente como descendiendo más profundamente hacia el centro del planeta. [21] Esta separación de fases da lugar a gotitas de helio que caen en forma de lluvia a través del hidrógeno metálico líquido hasta que alcanzan una región más cálida donde se disuelven en el hidrógeno. [20] Dado que Júpiter y Saturno tienen masas totales diferentes, las condiciones termodinámicas en el interior planetario podrían ser tales que este proceso de condensación sea más frecuente en Saturno que en Júpiter. [21] La condensación de helio podría ser responsable del exceso de luminosidad de Saturno, así como del agotamiento del helio en la atmósfera tanto de Júpiter como de Saturno. [21]

Véase también

Referencias

  1. ^ D'Angelo, G.; Lissauer, JJ (2018). "Formación de planetas gigantes". En Deeg H., Belmonte J. (ed.). Manual de exoplanetas . Springer International Publishing AG, parte de Springer Nature. págs. 2319–2343. arXiv : 1806.05649 . Código Bibliográfico :2018haex.bookE.140D. doi :10.1007/978-3-319-55333-7_140. ISBN: 978-3-319-55332-0.S2CID116913980  .​
  2. ^ Sitio web de la Administración Nacional de Aeronáutica y del Espacio, Diez cosas que debe saber sobre Neptuno
  3. ^ ab El interior de Júpiter, Guillot et al., en Júpiter: el planeta, los satélites y la magnetosfera , Bagenal et al., editores, Cambridge University Press, 2004
  4. ^ Bodenheimer, Peter; D'Angelo, Gennaro; Lissauer, Jack J.; Fortney, Jonathan J.; Saumon, Didier (2013). "Combustión de deuterio en planetas gigantes masivos y enanas marrones de baja masa formadas por acreción nucleada en el núcleo". The Astrophysical Journal . 770 (2): 120. arXiv : 1305.0980 . Código Bibliográfico :2013ApJ...770..120B. doi :10.1088/0004-637X/770/2/120. S2CID  118553341.
  5. ^ ab Burgasser, Adam J. (junio de 2008). «Enanas marrones: estrellas fallidas, superjúpiter» (PDF) . Physics Today . Archivado desde el original (PDF) el 8 de mayo de 2013. Consultado el 11 de enero de 2016 .
  6. ^ Diccionario histórico de ciencia ficción, Entrada para gigante gaseoso n.
  7. ^ D'Angelo, G.; Durisen, RH; Lissauer, JJ (2011). "Formación de planetas gigantes". En S. Seager. (ed.). Exoplanetas . University of Arizona Press, Tucson, AZ. págs. 319–346. arXiv : 1006.5486 . Código Bibliográfico :2010exop.book..319D.
  8. ^ D'Angelo, G.; Weidenschilling, SJ; Lissauer, JJ; Bodenheimer, P. (2021). "Crecimiento de Júpiter: Formación en discos de gas y sólidos y evolución hasta la época actual". Icarus . 355 : 114087. arXiv : 2009.05575 . Bibcode :2021Icar..35514087D. doi :10.1016/j.icarus.2020.114087. S2CID  221654962.
  9. ^ ab Seager, S.; Kuchner, M.; Hier-Majumder, CA; Militzer, B. (2007). "Relaciones masa-radio para exoplanetas sólidos". The Astrophysical Journal . 669 (2): 1279–1297. arXiv : 0707.2895 . Código Bibliográfico :2007ApJ...669.1279S. doi :10.1086/521346. S2CID  8369390.
  10. ^ Patrick GJ Irwin (2003). Planetas gigantes de nuestro sistema solar: atmósferas, composición y estructura. Springer. ISBN 978-3-540-00681-7.
  11. ^ "Clase 12 – Planetas gigantes – Calor y formación". 3750 – Planetas, lunas y anillos . Universidad de Colorado, Boulder. 2004. Archivado desde el original el 21 de junio de 2008. Consultado el 13 de marzo de 2008 .
  12. ^ Feng Tian; Toon, Owen B.; Pavlov, Alexander A.; De Sterck, H. (10 de marzo de 2005). "Escape hidrodinámico transónico de hidrógeno de atmósferas planetarias extrasolares". The Astrophysical Journal . 621 (2): 1049–1060. Bibcode :2005ApJ...621.1049T. CiteSeerX 10.1.1.122.9085 . doi :10.1086/427204. S2CID  6475341. 
  13. ^ Swift, DC; Eggert, JH; Hicks, DG; Hamel, S.; Caspersen, K.; Schwegler, E.; Collins, GW; Nettelmann, N.; Ackland, GJ (2012). "Relaciones masa-radio para exoplanetas". The Astrophysical Journal . 744 (1): 59. arXiv : 1001.4851 . Código Bibliográfico :2012ApJ...744...59S. doi :10.1088/0004-637X/744/1/59. S2CID  119219137.
  14. ^ Buchhave, Lars A.; Bizzarro, Martin; Latham, David W.; Sasselov, Dimitar; Cochran, William D.; Endl, Michael; Isaacson, Howard; Juncher, Diana; Marcy, Geoffrey W. (2014). "Tres regímenes de radio de planetas extrasolares inferidos a partir de las metalicidades de las estrellas anfitrionas". Nature . 509 (7502): 593–595. arXiv : 1405.7695 . Bibcode :2014Natur.509..593B. doi :10.1038/nature13254. PMC 4048851 . PMID  24870544. 
  15. ^ D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. (2016). "Modelos de formación in situ y ex situ de los planetas de Kepler 11". The Astrophysical Journal . 1606 (1): en prensa. arXiv : 1606.08088 . Código Bibliográfico :2016ApJ...828...33D. doi : 10.3847/0004-637X/828/1/33 . S2CID  119203398.
  16. ^ Cowen, Ron (2014). "Un exoplaneta con la masa de la Tierra no es un gemelo de la Tierra". Nature . doi : 10.1038/nature.2014.14477 . S2CID  124963676.
  17. ^ Batygin, Konstantin; Stevenson, David J. (2013). "Relaciones masa-radio para planetas gaseosos de muy baja masa". The Astrophysical Journal . 769 (1): L9. arXiv : 1304.5157 . Código Bibliográfico :2013ApJ...769L...9B. doi :10.1088/2041-8205/769/1/L9. S2CID  37595212.
  18. ^ abcdefgh Kerr, Richard A. (11 de febrero de 2000). "El calor profundo y húmedo impulsa el clima joviano". Science . 287 (5455): 946–947. doi : 10.1126/science.287.5455.946b . ISSN  0036-8075. S2CID 129284864 . Archivado desde el original el 24 de octubre de 2023. 
  19. ^ abc Paoletta, Rae (7 de octubre de 2021). "La forma de la Gran Mancha Roja de Júpiter está cambiando. He aquí por qué". The Planetary Society . Consultado el 26 de abril de 2022 .
  20. ^ ab McIntosh, Gordon (29 de octubre de 2007). "Precipitación en el sistema solar". The Physics Teacher . 45 (8): 502–505. Bibcode :2007PhTea..45..502M. doi :10.1119/1.2798364. ISSN  0031-921X.
  21. ^ abc Morales, Miguel A.; Schwegler, Eric; Ceperley, David; Pierleoni, Carlo; Hamel, Sebastien; Caspersen, Kyle (3 de febrero de 2009). "Separación de fases en mezclas de hidrógeno y helio a presiones de Mbar". Actas de la Academia Nacional de Ciencias . 106 (5): 1324–1329. arXiv : 0903.0980 . Bibcode :2009PNAS..106.1324M. doi : 10.1073/pnas.0812581106 . ISSN  0027-8424. PMC 2631077 . PMID  19171896. 
Obtenido de "https://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Gigante_gasífero&oldid=1251043965"