En qué se diferencian las estrellas de los planetas: detalles y puntos interesantes. Cómo ver estrellas y planetas cerca del Sol

El espacio sin vida no está desierto en absoluto. Combina una enorme masa de todo tipo de cuerpos de diferente naturaleza, tamaño y con diferentes nombres. Entre ellos se encuentran meteoros, meteoritos, cometas, bolas de fuego, planetas y estrellas. Además, cada una de las categorías de cuerpos cósmicos dentro de sí misma también se divide en tipos, cuya diferencia a menudo solo puede ser entendida por un astrónomo experimentado. Por ahora, tratemos de comprender los principios fundamentales, por ejemplo, en qué se diferencian las estrellas de los planetas.

Diferencia principal

La primera diferencia, básica e innegable, es la capacidad de brillar. Cualquier estrella necesariamente emite luz, pero el planeta no tiene esta propiedad. Por supuesto, los planetas cercanos también parecen manchas luminosas: Venus puede servir como un ejemplo elocuente. Pero este no es su propio brillo, ella es solo un "espejo", que refleja la luz de la verdadera fuente: el Sol.

Por cierto, esta es una muy buena manera de distinguir un planeta de una estrella de forma puramente visual, sin instrumentos ópticos adicionales. Si un punto luminoso en el cielo nocturno "parpadea", es decir, parpadea, puede estar seguro de que se trata de una estrella. Si la luz que emana de un objeto celeste es uniforme y constante, entonces refleja la luz de la luminaria más cercana. Y esta es la primera y clara señal que nos muestra en qué se diferencian las estrellas de los planetas.

La segunda diferencia derivada de la primera

La capacidad de emitir luz es característica solo de superficies muy calientes. Como ejemplo, considere un metal que no brilla por sí mismo. Pero si se calienta a la temperatura requerida, el objeto de metal se calienta y emite luz, aunque débilmente.

Entonces, la segunda cosa que distingue a las estrellas de los planetas es la temperatura muy alta de estos cuerpos cósmicos. Esto es lo que hace que las estrellas brillen. Incluso en la superficie de la estrella más fría, la temperatura no desciende por debajo de los 2000 grados K. Por lo general, las temperaturas estelares se miden en Kelvin, en contraste con los Celsius habituales.

Nuestro Sol es mucho más caliente, en diferentes períodos su superficie se calienta hasta 5000 o incluso 6000 K. Es decir, “en nuestra opinión” será de 4726,85 - 5726,85 °C, lo que también es impresionante.

Aclaración necesaria

Estas temperaturas son típicas solo para las superficies estelares. Otra diferencia entre las estrellas y los planetas es que son mucho más calientes por dentro que por fuera. ¡Incluso las temperaturas superficiales en algunas estrellas alcanzan los 6000 K, y en el centro de las estrellas presumiblemente se salen de escala en millones de grados Celsius! Hasta el momento, no hay oportunidades, ni equipo necesario, ni siquiera una fórmula de cálculo con la que sería posible determinar los "grados" internos de las estrellas.

Dimensiones y movimiento

Los tamaños de las estrellas y los planetas difieren de manera grandiosa. En comparación con las "linternas" celestiales, los planetas son solo granos de arena. Y esto se aplica tanto al peso (masa) como al volumen. Si, en lugar del Sol, se coloca una manzana de tamaño mediano en medio del espacio libre, entonces se necesitará un guisante, colocado a cientos de metros de distancia, para indicar la posición de la Tierra. Una comparación de las estrellas también muestra que los volúmenes de las últimas son miles o incluso millones de veces mayores que el volumen en el espacio ocupado por las primeras. Con una masa de mudos otras proporciones. El hecho es que todos los planetas son cuerpos sólidos. Y las estrellas son en su mayoría gaseosas, de lo contrario, con las que cuentan las altísimas temperaturas de las luminarias, serían simplemente imposibles.

¿Cuál es la diferencia entre un planeta y una estrella? Un planeta, por definición, tiene una trayectoria de movimiento llamada órbita. Y necesariamente rodea a la estrella como más pesada.La estrella está inmóvil en el cielo. Si tienes paciencia y sigues cierta parte del cielo durante varias noches, el movimiento del planeta se puede ver incluso con un ojo débilmente armado (pero al menos no podrás prescindir de un telescopio aficionado).

Características adicionales

Los tamaños de las estrellas y los planetas no se pueden determinar a simple vista. Pero algunas diferencias que caracterizan con precisión requieren un equipo aún más específico. Entonces, la composición química, que está disponible para determinar con precisión, indica si un planeta o una estrella está frente a nosotros. Después de todo, las luminarias son gigantes gaseosos, por lo tanto, consisten en elementos de luz. Y los planetas incluyen en su mayoría componentes sólidos.

Una señal indirecta puede ser la presencia de un satélite (o incluso varios). Solo se encuentran en los planetas. Sin embargo, si no se observa un satélite, esto no significa en absoluto que tengamos una estrella frente a nosotros; a algunos planetas les va bien sin tales "vecinos".

Los astrónomos tienen otra señal para determinar si un cuerpo cósmico recién descubierto es un planeta. La órbita a lo largo de la cual se mueve no debe contener objetos extraños, en términos generales, escombros. Los satélites no se consideran como tales, son de un tamaño bastante grande, de lo contrario habrían caído a la superficie. Esta regla se adoptó recientemente, en 2006. Gracias a él, Eris, Ceres y - ¡atención! - Plutón ahora se considera no lleno, pero

Cálculos astronómicos

Los científicos son muy curiosos. Sabiendo perfectamente en qué se diferencian las estrellas de los planetas, sin embargo se preguntaron qué sucedería cuando la masa del planeta excediera, por ejemplo, el tamaño del Sol. Resultó que tal aumento en el tamaño del planeta conduciría a un fuerte aumento de la presión en el núcleo del cuerpo cósmico; entonces la temperatura alcanzará un millón (o varios) grados; Comenzarán las reacciones nucleares y termonucleares, y en lugar de un planeta, obtendremos una estrella recién nacida.

Utilizando el telescopio Spitzer, los astrónomos descubrieron partículas de polvo que contenían elementos de materia cometaria en las cercanías de la enana blanca G29-38, lo que permitió especular sobre la posibilidad de la existencia de cometas y planetas en las órbitas exteriores de estrellas muertas.

De acuerdo con la teoría existente, las enanas blancas se forman a partir de estrellas similares a nuestro Sol: en una etapa de su evolución, las estrellas se convierten en gigantes rojas y luego, durante millones de años, como resultado de poderosas explosiones, se convierten en enanas blancas. Si la estrella G29-38 solía tener planetas, entonces la formación de una gigante roja debería habérselos tragado. Pero los planetas y los cometas que orbitan en órbitas exteriores podrían sobrevivir a la muerte de una estrella.

Esta hipótesis se confirma por primera vez con el descubrimiento por parte de los astrónomos de un disco de polvo que orbita alrededor de la estrella G29-38, que se convirtió en una enana blanca hace unos 500 millones de años. Según los científicos, el polvo se formó mucho después de la explosión de la estrella. Este descubrimiento es la primera evidencia de que los cometas y los planetas pueden sobrevivir a las estrellas que orbitan. Las observaciones con el telescopio Spitzer harán suposiciones sobre la evolución de sistemas como nuestro sistema solar.

“Es posible que el polvo alrededor de la enana blanca G29-38, detectado con el telescopio espacial Spitzer, se haya formado hace relativamente poco tiempo. Pueden ser los restos de un cometa que se salió de la órbita exterior y se desintegró bajo la influencia de las fuerzas gravitatorias de la estrella”, comenta el Dr. William Rich (William Reach) del Spitzer Science Center del California Institute of Technology en Pasadena. .

El motivo del estudio de la vecindad de la estrella muerta fue el descubrimiento por parte de otros observatorios de una extraña fuente de radiación infrarroja cerca de G29-38. Un potente espectrómetro infrarrojo Spitzer permitió no solo ver en detalle esta fuente, un disco de polvo, sino también determinar su estructura molecular, que resultó ser similar a la de los cometas en el sistema solar, informa SpaceFlightNow.

"Encontramos una gran cantidad de partículas de silicato contaminadas, cuyo tamaño sugiere que su fuente fue un cometa, y no cualquier otro objeto espacial", dice el astrónomo Marc Kuchner (Marc Kuchner) del Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA en Greenbelt, estado. Maryland. En nuestro sistema solar, los cometas "viven" en las regiones fronterizas frías llamadas el cinturón de Kuiper y la nube de Oort. Y solo si algo distorsiona sus órbitas, como otros cometas o planetas exteriores, comienzan a realizar viajes periódicos al Sol. Para muchos cometas, este viaje termina en muerte: colapsan lentamente, vuelan demasiado cerca del Sol, o chocan con planetas, como el cometa Schumacher-Levy 9, que cayó sobre Júpiter en julio de 1994.

Aunque la fuente más probable del polvo alrededor de G29–38 es un cometa, existen otras hipótesis. Según uno de ellos, este puede ser un nuevo disco protoplanetario, emergiendo alrededor de una enana blanca.

El físico austríaco Christian Doppler (1803-1853) se sorprendería si supiera que, gracias al efecto físico descrito por él en 1842 y que luego lleva su nombre, se realizaría el descubrimiento astronómico más inesperado a principios del siglo XX, ya finales del siglo XX tendrá lugar el descubrimiento más esperado en la historia de la astronomía.

Ya habrás adivinado que un descubrimiento inesperado fue el descubrimiento de la expansión del Universo, medida por el corrimiento hacia el rojo de las líneas en los espectros de galaxias distantes. Y el descubrimiento más esperado no fue de ninguna manera una escala universal: en 1995, los astrónomos demostraron que los planetas giran no solo alrededor del Sol, sino también alrededor de otras estrellas fuera del sistema solar.

Muchas autoridades antiguas estaban seguras de que era imposible en principio hacer tal descubrimiento. Por ejemplo, el gran Aristóteles creía que la Tierra es única y que no hay otras como ella. Pero algunos pensadores expresaron la esperanza de la existencia de planetas "extrasolares" - ¡recuerden a Giordano Bruno! Sin embargo, incluso aquellos que creían en los "mundos múltiples" entendieron que era técnicamente extremadamente difícil, si no imposible, detectar planetas en la vecindad de las estrellas más cercanas. Antes de la invención del telescopio, tal tarea ni siquiera se planteó, y la posibilidad de la existencia de otros sistemas planetarios se discutió solo especulativamente. Pero incluso hace medio siglo, los astrónomos, armados con telescopios ya muy avanzados, consideraban la búsqueda de exoplanetas -planetas alrededor de otras estrellas- como una ocupación irrelevante, como una tarea para descendientes lejanos.

De hecho, desde un punto de vista técnico, la situación parecía desesperada. Entonces, a principios de la década de 1960, astrónomos y físicos discutieron la posibilidad de detectar tres tipos de objetos hipotéticos: agujeros negros, estrellas de neutrones y exoplanetas. Es cierto que de estos tres términos, dos ni siquiera se han inventado todavía: estos son agujeros negros y exoplanetas, pero muchos creían en la existencia de objetos de este tipo. En cuanto a los agujeros negros, la posibilidad de su detección generalmente parecía más allá de la razón; después de todo, son, por definición, invisibles. En 1967, por casualidad, fue posible detectar estrellas de neutrones que giran rápidamente con un campo magnético poderoso: los radio púlsares. Pero este fue un “regalo” inesperado de la radioastronomía que nadie esperaba a principios de la década de 1960. Unos años más tarde, se descubrieron púlsares de rayos X en acreción: estrellas de neutrones que capturan materia de una estrella vecina normal. ¡Y solo 30 años después de que el problema fuera reconocido como "sin solución", casi simultáneamente (1995–96), se descubrieron estrellas de neutrones individuales que se enfriaban y planetas alrededor de otras estrellas! En cierto sentido, la predicción resultó ser correcta: los descubrimientos de ambos objetos resultaron igualmente difíciles, pero se produjeron mucho antes de lo esperado.

variedad de planetas

Es curioso que al mismo tiempo, en 1996, se descubrió otro tipo de objetos hipotéticos que ocupan una posición intermedia entre las estrellas y los planetas: las enanas marrones, que se diferencian de los planetas gigantes como Júpiter solo en que en una etapa temprana de evolución, termonuclear reacción que involucra un raro isótopo pesado de hidrógeno, el deuterio, que, sin embargo, no contribuye significativamente a la luminosidad de la enana. Y en los mismos años, se descubrieron numerosos planetas pequeños en la periferia del sistema solar, en el cinturón de Kuiper. Para 1995, quedó claro que esta área está habitada por muchos cuerpos con un tamaño característico de cientos y miles de kilómetros, algunos de los cuales son más grandes que Plutón y tienen sus propios satélites. En términos de sus masas, los objetos del cinturón de Kuiper llenaron el espacio entre planetas y asteroides, y las enanas marrones llenaron el espacio entre planetas y estrellas. En este sentido, era necesario definir con precisión el término "planeta".

El límite superior de las masas planetarias, que las separa de las enanas marrones y de las estrellas en general, se determinó sobre la base de su fuente de energía interna. En general, se acepta que un planeta es un objeto en el que no se han producido reacciones de fusión nuclear en toda su historia. Como muestran los cálculos realizados para cuerpos de composición química normal (es decir, solar), durante la formación de objetos espaciales con una masa de más de 13 masas de Júpiter ( METRO Yu) al final de la etapa de su compresión gravitacional, la temperatura en el centro alcanza varios millones de kelvin, lo que conduce al desarrollo de una reacción termonuclear que involucra al deuterio. Con masas de objetos más pequeñas, las reacciones nucleares no ocurren en sus profundidades. Por lo tanto, la masa en 13 METRO Yu se considera la masa máxima del planeta. Objetos con masas de 13 a 70 METRO Yu se llaman enanas marrones. E incluso las más masivas son las estrellas, en las que se produce la combustión termonuclear del isótopo ligero común del hidrógeno. (Para referencia: 1 METRO Yu = 318 masas terrestres ( METRO H) = 0,001 masas solares ( METRO C) \u003d 2 10 27 kg.)

En sus manifestaciones externas, las enanas marrones están más cerca de los planetas que de las estrellas. En el proceso de formación, como resultado de la contracción gravitacional, todos estos cuerpos primero se calientan y su luminosidad aumenta rápidamente. Luego, después de alcanzar el equilibrio hidrostático y detener la compresión, su superficie comienza a enfriarse y la luminosidad disminuye. Para las estrellas, el enfriamiento se detiene durante mucho tiempo después del inicio de las reacciones termonucleares y su entrada en un régimen estacionario. En las enanas marrones, el enfriamiento se ralentiza solo un poco durante la quema de deuterio. Y la superficie de los planetas se enfría monótonamente. Como resultado, tanto los planetas como las enanas marrones prácticamente se enfrían durante cientos de millones de años, mientras que las estrellas de baja masa permanecen calientes miles de veces más. Sin embargo, según una característica formal, la presencia o ausencia de reacciones termonucleares, los planetas y las enanas marrones se separan entre sí.

El límite inferior de las masas planetarias, que las separa de los asteroides, también tiene una justificación física. La masa mínima de un planeta es aquella en la que la presión de la gravedad en las entrañas del planeta aún supera la fuerza de su material. Así, en su forma más general, un "planeta" se define como un cuerpo celeste lo suficientemente masivo como para que su propia gravedad le dé una forma esferoidal, pero no lo suficientemente masivo como para que se produzcan reacciones termonucleares en sus profundidades. Este rango de masas se extiende desde aproximadamente el 1% de la masa de la Luna hasta las 13 masas de Júpiter, es decir, desde 7·10 20 kg hasta 2·10 28 kg.

Sin embargo, el concepto mismo de "planeta" los astrónomos dividen en varios subtipos en relación con la naturaleza del movimiento orbital. Primero, si un cuerpo de masa planetaria gira alrededor de un cuerpo similar más grande, entonces se le llama satélite (un ejemplo es nuestra Luna). Un planeta en sí mismo (a veces llamado "planeta clásico") se define como un objeto del sistema solar que es lo suficientemente masivo como para adoptar una forma de equilibrio hidrostático (esferoidal) bajo la influencia de su propia gravedad, y al mismo tiempo no tienen cuerpos comparables a él junto a su masa orbital. Solo Mercurio, Venus, la Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno cumplen estas condiciones. Finalmente, se ha introducido una nueva clase de objetos en el sistema solar: "planetas enanos" o "planetas enanos". Estos cuerpos deben cumplir las siguientes condiciones: girar alrededor del Sol; no seas un satélite del planeta; tener masa suficiente para que la fuerza de gravedad supere la resistencia de la materia y el cuerpo del planeta tenga forma esferoidal; no tener una masa tan grande como para poder despejar la vecindad de su órbita de otros cuerpos. El prototipo de los planetas enanos fue Plutón (diámetro 2310 km), y hasta ahora hay cinco: además de Plutón, estos son Eris (2330 km), Haumea (1200 km), Makemake (1400 km) y Ceres ( 975 × 909 km), anteriormente considerado el asteroide más grande.

Así, en el sistema solar hay: 1) planetas clásicos; 2) planetas enanos; 3) satélites con una masa de planetas (hay alrededor de una docena de ellos), que pueden llamarse "planetas satélite". Un objeto con la masa de un planeta fuera del sistema solar se denomina "exoplaneta" o "planeta extrasolar". Hasta ahora, estos términos son iguales tanto en términos de frecuencia de uso como de significado (recuérdese que el prefijo griego exo- significa "afuera", "fuera"). Ambos términos ahora se aplican casi sin excepción a los planetas unidos gravitacionalmente a cualquier estrella que no sea el Sol. Sin embargo, ya se han encontrado planetas independientes que viven en el espacio interestelar y, posiblemente, existan en un número considerable. En relación con ellos, se suele utilizar el término "planetas flotantes".

Hasta el 14 de marzo de 2012, se ha confirmado el descubrimiento de 760 exoplanetas en 609 sistemas planetarios. Al mismo tiempo, cien sistemas contienen al menos dos planetas y dos, al menos seis. El exoplaneta más cercano se ha encontrado alrededor de la estrella ε Eridani, a 10 años luz del Sol. La gran mayoría de los exoplanetas se han descubierto utilizando varios métodos de detección indirecta, pero algunos ya se han observado directamente. La mayoría de los exoplanetas que se ven son gigantes gaseosos como Júpiter y Saturno que orbitan cerca de la estrella. Obviamente, esto se debe a las posibilidades limitadas de los métodos de registro: un planeta masivo en una órbita de período corto es más fácil de detectar. Pero cada año es posible descubrir planetas menos masivos y más distantes de la estrella. Ya se han descubierto objetos que casi no difieren de la Tierra en masa y parámetros orbitales.

Métodos de búsqueda de exoplanetas

Se han propuesto bastantes métodos diferentes para buscar exoplanetas, pero mencionaremos solo aquellos (Tabla 1) que ya han demostrado su valía y los discutiremos brevemente. Otros métodos están en desarrollo o aún no han dado resultados.

Observación directa de exoplanetas. Los planetas son cuerpos fríos, ellos mismos no emiten luz, sino que solo reflejan los rayos de su sol. Por lo tanto, un planeta ubicado lejos de la estrella es casi imposible de detectar en el rango óptico. Pero incluso si el planeta se mueve cerca de una estrella y está bien iluminado por sus rayos, es difícil para nosotros distinguirlo debido al brillo mucho más brillante de la estrella misma.

Intentemos mirar nuestro sistema solar desde un lado, por ejemplo, desde la estrella α Centaur más cercana a nosotros. La distancia hasta él es de 4,34 años luz, o 275 mil unidades astronómicas (recuerde: 1 unidad astronómica = 1 AU = 150 millones de km, esta es la distancia de la Tierra al Sol). Para el observador allí, el Sol brillará tan intensamente como la estrella Vega en el cielo de la tierra. Y el brillo de nuestros planetas resultará ser muy débil y, además, fuertemente dependiente de la orientación del hemisferio diurno del planeta en su dirección. La Tabla 2 muestra los valores más "favorables" de la distancia angular de los planetas al Sol y su brillo óptico. Está claro que no se pueden realizar simultáneamente: a la máxima distancia angular del planeta al Sol, su brillo será aproximadamente la mitad del máximo. Como puede ver, Júpiter es el líder en detectabilidad, seguido de Venus, Saturno y la Tierra. En términos generales, los telescopios modernos más grandes podrían detectar fácilmente objetos tan tenues si no hubiera una estrella extremadamente brillante en el cielo junto a ellos. Pero para un observador distante, la distancia angular de los planetas al Sol es muy pequeña, lo que hace que la tarea de detectarlos sea extremadamente difícil.

Sin embargo, los astrónomos ahora están creando instrumentos que resolverán este problema. Por ejemplo, la imagen de una estrella brillante se puede tapar con una pantalla para que su luz no interfiera en la búsqueda de un planeta cercano. Tal instrumento se llama coronógrafo estelar. Otro método consiste en "apagar" la luz de una estrella debido al efecto de la interferencia de sus rayos de luz recogidos por dos o más telescopios cercanos, el llamado interferómetro estelar. Dado que la estrella y el planeta ubicado junto a ella se observan en direcciones ligeramente diferentes, con la ayuda de un interferómetro estelar (cambiando la distancia entre los telescopios o eligiendo el momento adecuado de observación) es posible lograr la extinción casi completa de la luz de la estrella y, al mismo tiempo, amplificación de la luz del planeta. Los dos instrumentos descritos, el coronógrafo y el interferómetro, son muy sensibles a la influencia de la atmósfera terrestre, por lo que, aparentemente, para que funcionen con éxito, deberán colocarse en una órbita cercana a la Tierra.

Medición del brillo de una estrella. Un método indirecto para detectar exoplanetas, el método de pasajes, se basa en la observación del brillo de la estrella, en el contexto del disco en el que se mueve el planeta. Solo para un observador ubicado en el plano de la órbita del exoplaneta, debería eclipsar su estrella de vez en cuando. Si se trata de una estrella como el Sol y un exoplaneta como Júpiter, cuyo diámetro es 10 veces más pequeño que el sol, como resultado de tal eclipse, el brillo de la estrella disminuirá en un 1%. Esto se puede ver con un telescopio terrestre. Pero un exoplaneta del tamaño de la Tierra cubriría solo el 0,01% de la superficie de la estrella, y una disminución tan pequeña en el brillo es difícil de medir a través de la turbulenta atmósfera de la Tierra; esto requiere un telescopio espacial.

El segundo problema con este método es que la proporción de exoplanetas cuyo plano orbital está orientado con precisión hacia la Tierra es muy pequeña. Además, el eclipse dura varias horas y el intervalo entre eclipses es de años. Sin embargo, se han observado repetidamente pasajes de exoplanetas frente a estrellas.

También existe un método muy exótico de búsqueda de planetas individuales, "a la deriva" libremente en el espacio interestelar. Tal cuerpo puede ser detectado por el efecto de una lente gravitacional que ocurre en el momento en que un planeta invisible pasa contra el fondo de una estrella distante. Con su campo gravitatorio, el planeta distorsiona el curso de los rayos de luz provenientes de la estrella hacia la Tierra; como una lente ordinaria, concentra la luz y aumenta el brillo de una estrella para un observador terrestre. Este es un método de búsqueda de exoplanetas que consume mucho tiempo y requiere una observación a largo plazo del brillo de miles e incluso millones de estrellas. Pero la automatización de las observaciones astronómicas ya permite su uso.

Por estas razones, el papel principal en la búsqueda de exoplanetas como la Tierra se le asigna a los instrumentos espaciales. Desde 2007, el satélite europeo COROT ha estado observando, con un telescopio de 27 cm equipado con un fotómetro sensible. La búsqueda de planetas se lleva a cabo por el método de pasajes. Ya se han descubierto varios planetas gigantes e incluso un planeta, cuyo tamaño es solo un poco más grande que el de la Tierra. En 2009, el satélite Kepler (NASA) fue lanzado a una órbita heliocéntrica con un telescopio de 95 cm de diámetro, capaz de medir de forma continua el brillo de más de 100.000 estrellas. Ya se han descubierto cientos de exoplanetas con este telescopio.

Medir la posición de una estrella. Los métodos que miden el movimiento de una estrella causado por la revolución de un planeta a su alrededor se consideran muy prometedores. Como ejemplo, considere nuevamente el sistema solar. Júpiter masivo influye sobre todo en el Sol: en primera aproximación, nuestro sistema planetario puede considerarse generalmente como un sistema binario del Sol y Júpiter, separados por una distancia de 5,2 UA. y circulando con un periodo de unos 12 años alrededor de un centro de masa común. Dado que el Sol es unas 1000 veces más masivo que Júpiter, está el mismo número de veces más cerca del centro de masa. Esto significa que el Sol, con un período de unos 12 años, gira alrededor de un círculo con un radio de 5,2 AU / 1000 = 0,0052 AU, que es solo un poco más grande que el radio del propio Sol. Desde la estrella α Centauri, el radio de este círculo es visible en un ángulo de 0,004 "" . (Este es un ángulo muy pequeño: en este ángulo, vemos el grosor de un lápiz desde una distancia de casi 360 km). Pero los astrónomos pueden medir ángulos tan pequeños y, por lo tanto, durante varias décadas han estado observando estrellas cercanas en la esperanza de notar su "meneo" periódico provocado por la presencia de planetas. . Más recientemente, esto se ha hecho desde la superficie de la Tierra, pero las perspectivas de una búsqueda astrométrica de exoplanetas están, por supuesto, asociadas con el lanzamiento de satélites especializados capaces de medir las posiciones de las estrellas con una precisión de milisegundos de arco.

Medición de la velocidad de una estrella. Puedes notar las oscilaciones periódicas de una estrella no solo cambiando su posición aparente en el cielo, sino también cambiando la distancia a ella. Considere nuevamente el sistema Júpiter-Sol, que tiene una relación de masa de 1:1000. Dado que Júpiter orbita a 13 km/s, la velocidad del Sol en su pequeña órbita alrededor del centro de masa del sistema es de 13 m/s. Para un observador distante ubicado en el plano de la órbita de Júpiter, el Sol con un período de unos 12 años cambia su velocidad con una amplitud de 13 m/s.

Para medir con precisión las velocidades de las estrellas, los astrónomos utilizan el efecto Doppler. Se manifiesta en el hecho de que en el espectro de una estrella que se mueve en relación con un observador terrestre, la longitud de onda de todas las líneas cambia: si la estrella se acerca a la Tierra, las líneas se desplazan hacia el extremo azul del espectro, si se aleja, al rojo A velocidades no relativistas, el efecto Doppler es sensible solo a la velocidad radial de la estrella, es decir, a la proyección de su vector de velocidad completa en la línea de visión del observador (esta es la línea recta que conecta al observador con la estrella). Por tanto, la velocidad de la estrella, y por tanto la masa del planeta, se determinan hasta un factor de cos β, donde β es el ángulo entre el plano de la órbita del planeta y la línea de visión del observador. En lugar del valor exacto de la masa del planeta ( METRO) el método Doppler da sólo el límite inferior de su masa ( METRO cos β).

Por lo general, el ángulo β es desconocido. Solo en aquellos casos en los que se observa el paso del planeta a través del disco de la estrella, se puede estar seguro de que el ángulo β es cercano a cero. La Tabla 3 muestra los valores característicos de la velocidad Doppler y el desplazamiento angular del Sol bajo la influencia de cada uno de los planetas cuando se observa desde estrellas vecinas. Plutón y Eris están presentes aquí como representantes de planetas enanos.

Como puedes ver, la influencia del planeta hace que la estrella se mueva a una velocidad de, en el mejor de los casos, unos pocos metros por segundo. ¿Es posible notar el movimiento de una estrella a la velocidad de un peatón? Hasta finales de la década de 1980, el error al medir la velocidad de una estrella óptica por el método Doppler era de al menos 500 m/s. Pero luego se desarrollaron instrumentos espectrales fundamentalmente nuevos, que permitieron aumentar la precisión a 10 m/s. Esta técnica hizo posible el descubrimiento de los primeros exoplanetas con masas superiores a la de Júpiter.

El progreso hacia planetas con masas menores que la de Júpiter requiere un aumento en la precisión de medir la velocidad de una estrella entre 10 y 100 veces. El progreso en esta dirección es bastante tangible. Ahora uno de los espectrómetros estelares más precisos está trabajando en el telescopio de 3,6 metros del Observatorio Europeo Austral La Silla (Chile). El espectro de la estrella se compara con el espectro de una lámpara de torio-argón. Para eliminar el efecto de las fluctuaciones en la temperatura y la presión del aire, todo el instrumento se coloca en un recipiente al vacío y la luz de la estrella y la lámpara de referencia se le suministra desde el telescopio a través de un cable de fibra de vidrio. La precisión de medir la velocidad de las estrellas en este caso es de 1 m/s. ¿Podría Christian Doppler haber imaginado esto?

Descubrimientos de exoplanetas

búsqueda astrométrica. Históricamente, los primeros intentos de detectar exoplanetas están asociados con observaciones de la posición de estrellas cercanas. En 1916, el astrónomo estadounidense Edward Barnard (1857–1923) descubrió que la tenue estrella roja de la constelación de Ofiuco se movía rápidamente por el cielo en relación con otras estrellas, 10 "" en el año. Más tarde, los astrónomos la llamaron "Estrella voladora de Barnard". Aunque todas las estrellas se mueven aleatoriamente en el espacio a velocidades de 20 a 50 km/s, cuando se observan desde una gran distancia, estos movimientos son casi imperceptibles. La estrella de Barnard es una luminaria muy común, por lo que se sospecha que la razón de su "vuelo" observado no es una velocidad particularmente alta, sino simplemente una proximidad inusual a nosotros. De hecho, la estrella de Barnard ocupaba el segundo lugar desde el Sol después del sistema α Centauro.

La masa de la estrella de Barnard es casi 7 veces menor que la masa del Sol, lo que significa que la influencia de sus vecinos planetarios (si los hay) debería ser muy notable. Durante más de medio siglo, desde 1938, el astrónomo estadounidense Peter van de Kamp (1901-1995) ha estado estudiando el movimiento de esta estrella. Midió su posición en miles de placas fotográficas y afirmó que la estrella exhibe una trayectoria ondulante con una amplitud de ondulaciones de alrededor de 0,02 "" , lo que significa que un satélite invisible gira a su alrededor. De los cálculos se deduce que la masa del satélite es ligeramente mayor que la masa de Júpiter y el radio de su órbita es de 4,4 AU. A principios de la década de 1960, este mensaje se extendió por todo el mundo y recibió una amplia respuesta. Después de todo, esta fue la primera década de la astronáutica práctica y la búsqueda de civilizaciones extraterrestres, por lo que el entusiasmo de la gente por los nuevos descubrimientos en el espacio era extremadamente alto.

Otros astrónomos también se sumaron al estudio de la estrella de Barnard. En 1973 descubrieron que esta estrella se mueve suavemente, sin vacilación, lo que significa que no tiene planetas masivos como satélites. Así, el primer intento de encontrar un exoplaneta terminó en fracaso. Y la primera detección astrométrica confiable de un exoplaneta tuvo lugar solo en 2009. Después de 12 años de observar treinta estrellas con el Telescopio Palomar de 5 metros, los astrónomos estadounidenses Stephen Pravdo y Stuart Shacklan descubrieron un planeta alrededor de la diminuta estrella variable "van Bisbrook 10" en el sistema binario Gliese 752. Esta estrella es una de las más pequeñas del La Galaxia: es una enana roja de la clase espectral M8, inferior al Sol por 12 veces en masa y 10 veces en diámetro. Y la luminosidad de esta estrella es tan pequeña que si reemplazáramos nuestro Sol con ella, entonces durante el día la Tierra estaría iluminada como lo está ahora en una noche lunar. Es gracias a la pequeña masa de la estrella que el planeta descubierto pudo "sacudirla" a una amplitud notable: con un período de aproximadamente 272 días, la posición de la estrella en el cielo cambia en 0.006 "" (El hecho de que esto se haya medido es un verdadero triunfo para la astrometría terrestre). El propio planeta gigante orbita con un semieje mayor de 0,36 AU. (como Mercurio) y tiene una masa de 6,4 METRO Yu, es decir, es solo 14 veces más liviana que su estrella, y en tamaño ni siquiera es inferior a ella.

El éxito del método Doppler. El primer exoplaneta fue descubierto en 1995 por los astrónomos del Observatorio de Ginebra Michel Mayor y Didier Queloz, quienes construyeron un espectrómetro óptico que determina el desplazamiento Doppler de las líneas con una precisión de 13 m/s. Curiosamente, los astrónomos estadounidenses, encabezados por Jeffrey Marcy, habían creado un dispositivo similar antes y, allá por 1987, comenzaron a medir sistemáticamente las velocidades de varios cientos de estrellas, pero no tuvieron la suerte de ser los primeros en hacer el descubrimiento. En 1994, Major y Queloz comenzaron a medir las velocidades de 142 estrellas que están más cerca de nosotros y tienen características similares al Sol. Rápidamente, descubrieron los "movimientos" de la estrella 51 en la constelación de Pegaso, a 49 años luz del Sol. Las oscilaciones de esta estrella ocurren con un período de 4,23 días y, según concluyeron los astrónomos, son causadas por la influencia de un planeta con una masa de 0,47 METRO YU.

Este asombroso vecindario desconcertó a los científicos: muy cerca de la estrella, como dos gotas de agua similares al Sol, un planeta gigante se precipita a su alrededor en apenas cuatro días; la distancia entre ellos es 20 veces menor que la de la Tierra al Sol. Los astrónomos no creyeron inmediatamente en este descubrimiento. Después de todo, el planeta gigante descubierto, debido a su proximidad a la estrella, debería calentarse a 1000 K. ¿"Júpiter caliente"? Nadie esperaba tal combinación. Sin embargo, posteriores observaciones confirmaron el descubrimiento de este planeta. Incluso se le propuso un nombre: Epicuro, pero aún no ha recibido reconocimiento. Luego se descubrieron otros sistemas en los que el planeta gigante orbita muy cerca de su estrella.

"Eclipses" de estrellas por planetas. El método de recorrido también ha demostrado ser eficaz. Ahora las observaciones fotométricas de las estrellas se llevan a cabo tanto desde el tablero de los observatorios espaciales como desde la Tierra. Todos los instrumentos fotométricos modernos tienen un amplio campo de visión. Al medir simultáneamente el brillo de millones de estrellas, los astrónomos aumentan considerablemente sus posibilidades de detectar el tránsito de un planeta por el disco de una estrella. En este caso, por regla general, se encuentran planetas que a menudo muestran un "eclipse" de la estrella, es decir, tienen un período orbital corto y, por lo tanto, una órbita compacta.

El término "Júpiter caliente" se ha vuelto tan familiar que nadie se sorprendió particularmente con el descubrimiento en 2009 de un planeta (WASP-18b) con una masa de 10 METRO Yu y circulando en una órbita casi circular a una distancia de 0,02 UA. es decir, de tu estrella. ¡El período orbital de este planeta es de solo 23 horas! Teniendo en cuenta que la estrella tiene una luminosidad mayor que el Sol, la temperatura de la superficie del planeta debería alcanzar los 3800 K; esto ya no es solo caliente, sino "Júpiter caliente". Debido a su proximidad a la estrella y debido a su gran masa, el planeta provoca fuertes perturbaciones de marea en la superficie de la estrella, que, a su vez, ralentizan el planeta y provocan su caída en la estrella en el futuro.

Fotos de exoplanetas

¡A pesar de las enormes dificultades, los astrónomos lograron fotografiar exoplanetas con los medios disponibles! Es cierto que estas herramientas eran lo mejor de lo mejor: el telescopio espacial Hubble y los telescopios terrestres más grandes. Entre los trucos técnicos se encuentran un amortiguador que corta la luz de la estrella y filtros de luz que transmiten principalmente la radiación infrarroja del planeta en el rango de longitud de onda de 2 a 4 micras, lo que corresponde a una temperatura de unos 1000 K (en este rango el planeta se ve más contrastado con respecto a la estrella).

Planeta 2M1207b ( izquierda) es la primera imagen de un exoplaneta. Tiene una masa de 3 a 10 METRO Yu i gira en torno a una enana marrón de masa 25 METRO Yu. La distancia angular entre ellos es de 0,781, que a una distancia de 173 años luz de este sistema corresponde a una distancia lineal de 41 UA. (más o menos lo mismo que del Sol a Plutón). La imagen fue tomada en el rango cercano al IR con el telescopio de 8,2 metros del Observatorio Europeo Austral (Chile) en 2004

Desde principios de 2004 hasta marzo de 2012 se obtuvieron 31 imágenes de exoplanetas en 27 sistemas planetarios. Por ejemplo, en el disco protoplanetario que rodea a la joven estrella β Pivotsa, se fotografía un planeta muy similar a Júpiter, solo que más masivo. La situación allí recuerda al joven sistema solar, en el que el recién nacido Júpiter influyó activamente en la formación de otros planetas en el disco circunsolar. Los astrónomos han soñado durante mucho tiempo con observar este proceso "en vivo".

La primera imagen del planeta ( arriba a la izquierda) cerca de una estrella normal de tipo solar. Esta estrella está a 490 años luz de nosotros y tiene una masa de 0,85 METRO c y una temperatura superficial de 4060 K. Y el planeta es 8 veces más masivo que Júpiter, y su temperatura superficial es de 1800 K (por lo que brilla por sí solo). La estrella y el planeta tienen probablemente unos 5 millones de años. La distancia entre ellos en la proyección es de unas 330 UA. F. Foto tomada en 2008 en el rango de infrarrojo cercano por el telescopio Gemini North (Observatorio de Mauna Kea, Hawái)

A finales de 2008, el Telescopio Espacial Hubble fotografió el planeta en un disco de polvo que rodeaba a la brillante estrella Fomalhaut (α Piscis del Sur). Aunque esta estrella brilla casi 20 veces más potente que el Sol, no podría iluminar tanto su planeta como para que sea visible desde la Tierra. Después de todo, el planeta descubierto está 115 veces más lejos de Fomalhaut que la Tierra del Sol. Por lo tanto, los astrónomos sugieren que el planeta está rodeado por un anillo gigante que refleja la luz, mucho más grande que el de Saturno. En él, al parecer, se forman los satélites de este planeta, como en la era de la juventud del sistema solar se formaron los satélites de los planetas gigantes.

No menos curiosa es la fotografía de tres planetas a la vez cerca de la estrella HR 8799 en la constelación de Pegaso, obtenida con los telescopios terrestres Keck y Gemini. Este sistema está a unos 130 años luz de nosotros. Cada uno de sus planetas es casi un orden de magnitud más masivo que Júpiter, pero se mueven aproximadamente a la misma distancia de su estrella que nuestros planetas gigantes. Proyectadas en el cielo, estas distancias son 24, 38 y 68 AU. Es muy probable que en lugar de Venus, la Tierra y Marte, se encuentren en ese sistema planetas similares a la Tierra. Pero hasta ahora está más allá de las posibilidades técnicas.

La obtención de imágenes directas de exoplanetas es la etapa más importante en su estudio. Primero, finalmente confirma su existencia. En segundo lugar, se abre el camino para estudiar las propiedades de estos planetas: su tamaño, temperatura, densidad, características superficiales. Y lo más emocionante es que no está lejos el desciframiento de los espectros de estos planetas, lo que significa el esclarecimiento de la composición gaseosa de su atmósfera. Los exobiólogos han soñado durante mucho tiempo con tal posibilidad.

Adelante, ¡lo más interesante!

El descubrimiento de los primeros sistemas planetarios extrasolares fue uno de los mayores logros científicos del siglo XX. El problema más importante ha sido resuelto: ahora sabemos con certeza que el sistema solar no es único, que la formación de planetas cerca de las estrellas es una etapa natural de la evolución. Durante varios siglos, los astrónomos han estado luchando con el misterio del origen del sistema solar. El principal problema es que nuestro sistema planetario todavía no tiene nada con qué comparar. Ahora la situación ha cambiado: recientemente, los astrónomos han descubierto un promedio de 2-3 sistemas planetarios por semana. En primer lugar, que es natural, en ellos se notan planetas gigantes, pero ya se están encontrando planetas de tipo terrestre. Se hace posible la clasificación y el estudio comparativo de los sistemas planetarios. Esto facilitará enormemente la selección de hipótesis viables y la construcción de una teoría correcta de la formación y evolución temprana de los sistemas planetarios, incluido nuestro sistema solar.

Al mismo tiempo, quedó claro que nuestro sistema planetario no es típico: sus planetas gigantes, moviéndose en órbitas circulares fuera de la “zona de vida” (una región de temperaturas moderadas alrededor del Sol), permiten que existan planetas de tipo terrestre dentro de este. durante mucho tiempo, una de las cuales es la Tierra, incluso tiene una biosfera. Entre los sistemas exoplanetarios descubiertos, la mayoría no tiene esta cualidad. Entendemos, por supuesto, que la detección masiva de "Júpiter calientes" es un fenómeno temporal asociado con las capacidades limitadas de nuestra tecnología. Pero el hecho mismo de la existencia de tales sistemas es asombroso: es obvio que un gigante gaseoso no puede formarse cerca de una estrella, pero entonces, ¿cómo llegó allí?

En busca de una respuesta a esta pregunta, los teóricos modelan la formación de planetas en discos circunestelares de polvo y gas y aprenden mucho en el proceso. Resulta que el planeta durante su crecimiento puede viajar (migrar) a través del disco, acercándose a la estrella o alejándose de ella, dependiendo de la estructura del disco, la masa del planeta y su interacción con otros planetas. Estos estudios teóricos son extremadamente interesantes, ya que los resultados de la simulación pueden probarse inmediatamente con nuevo material de observación. Calcular la evolución de un disco protoplanetario lleva alrededor de una semana en una buena computadora, y durante este tiempo, los observadores tienen tiempo para descubrir un par de nuevos sistemas planetarios.

Se puede decir sin exagerar que el descubrimiento de planetas extrasolares es un gran acontecimiento en la historia de la ciencia. Realizado a finales del siglo XX, en el futuro se convertirá en uno de los eventos más importantes del siglo pasado, junto con el dominio de la energía nuclear, los paseos espaciales y el descubrimiento de los mecanismos de la herencia. Ya está claro que el recién iniciado siglo XXI será el apogeo de la ciencia planetaria, rama de la astronomía que estudia la naturaleza y evolución de los planetas. Durante varios siglos, el laboratorio de los científicos planetarios estuvo limitado a una docena de objetos en el sistema solar, y de repente, en solo unos pocos años, la cantidad de objetos disponibles aumentó cientos de veces, y la gama de condiciones en las que existen resultó ser ser desalentadoramente ancho. Un científico planetario moderno puede compararse con un biólogo que durante muchos años estudió solo la flora y la fauna del desierto y de repente terminó en un bosque tropical. Ahora los científicos planetarios se encuentran en un estado de shock leve, pero pronto se recuperarán y se orientarán en la gigantesca variedad de planetas recién descubiertos.

La segunda ciencia, o más bien protociencia, que siente el poderoso efecto del descubrimiento de planetas alrededor de otras estrellas, es la biología de la vida extraterrestre, la exobiología. Teniendo en cuenta el ritmo de descubrimiento y exploración de exoplanetas, es de esperar que el siglo XXI nos traiga el descubrimiento de biosferas en algunos de ellos y marque el ansiado y definitivo nacimiento de la exobiología, que hasta ahora se ha desarrollado en estado latente. debido a la falta de un objeto real de estudio.

En "calendarios astronómicos" a menudo se pueden ver frases como " El sol se moverá hacia la constelación de Tauro.", "Mercurio en conjunción superior con el Sol", etc. Parecería que no tienen ningún significado práctico, porque al lado del Sol en el cielo no se ve nada.

En esta foto, reconoces fácilmente las Pléyades, un pequeño cúmulo estelar abierto en forma de cazo que generalmente adorna el cielo nocturno de invierno. Pero, ¿qué son estos rayos que divergen desde abajo? ¿Luz de una farola? No, estos rayos son parte de la corona solar y el Sol mismo está muy cerca, detrás del borde inferior de la imagen.

Para ver las estrellas junto al Sol, necesitas crear un eclipse artificial. No, no necesitas bloquear el Sol con una moneda. Tal eclipse ya se ha creado y ha estado ocurriendo durante casi 20 años. Tiene lugar a bordo del observatorio espacial SOHO. El observatorio es un proyecto conjunto entre la NASA y la ESA y fue lanzado por un cohete Atlas II-AS desde Cabo Cañaveral el 2 de diciembre de 1995.

El contenido del artículo:

Los cuerpos celestes son objetos ubicados en el Universo Observable. Tales objetos pueden ser cuerpos físicos naturales o sus asociaciones. Todos ellos se caracterizan por el aislamiento, y además representan una única estructura ligada por la gravedad o el electromagnetismo. La astronomía es el estudio de esta categoría. Este artículo llama la atención sobre la clasificación de los cuerpos celestes del sistema solar, así como una descripción de sus principales características.

Clasificación de los cuerpos celestes en el sistema solar

Cada cuerpo celeste tiene características especiales, como el método de generación, composición química, tamaño, etc. Esto permite clasificar los objetos agrupándolos. Describamos qué son los cuerpos celestes del sistema solar: estrellas, planetas, satélites, asteroides, cometas, etc.

Clasificación de los cuerpos celestes del sistema solar por composición:

• cuerpos celestes de silicato. Este grupo de cuerpos celestes se llama silicato, porque. el componente principal de todos sus representantes son las rocas de piedra y metal (alrededor del 99% del peso corporal total). El componente de silicato está representado por sustancias refractarias como silicio, calcio, hierro, aluminio, magnesio, azufre, etc. También hay componentes de hielo y gas (agua, hielo, nitrógeno, dióxido de carbono, oxígeno, helio, hidrógeno), pero su contenido es despreciable. Esta categoría incluye 4 planetas (Venus, Mercurio, Tierra y Marte), satélites (Luna, Io, Europa, Tritón, Fobos, Deimos, Amaltea, etc.), más de un millón de asteroides que circulan entre las órbitas de dos planetas: Júpiter y Marte (Palas, Hygiea, Vesta, Ceres, etc.). El índice de densidad es de 3 gramos por centímetro cúbico o más.
• Cuerpos celestes de hielo. Este grupo es el más numeroso del sistema solar. El componente principal es el componente hielo (dióxido de carbono, nitrógeno, hielo de agua, oxígeno, amoníaco, metano, etc.). El componente de silicato está presente en menor cantidad y el volumen del componente de gas es extremadamente pequeño. Este grupo incluye un planeta Plutón, grandes satélites (Ganímedes, Titán, Calisto, Caronte, etc.), así como todos los cometas.
• cuerpos celestes combinados. La composición de los representantes de este grupo se caracteriza por la presencia de los tres componentes en grandes cantidades, es decir. silicato, gas y hielo. Los cuerpos celestes con una composición combinada incluyen el Sol y los planetas gigantes (Neptuno, Saturno, Júpiter y Urano). Estos objetos se caracterizan por una rotación rápida.

Características de la estrella Sol

El sol es una estrella, es decir es una acumulación de gas con volúmenes increíbles. Tiene su propia gravedad (una interacción caracterizada por la atracción), con la ayuda de la cual se mantienen todos sus componentes. En el interior de cualquier estrella, y por tanto en el interior del Sol, tienen lugar reacciones de fusión termonuclear, cuyo producto es una energía colosal.

El sol tiene un núcleo, alrededor del cual se forma una zona de radiación, donde se produce la transferencia de energía. A esto le sigue una zona de convección, en la que se originan los campos magnéticos y los movimientos de la materia solar. La parte visible del Sol puede llamarse la superficie de esta estrella solo condicionalmente. Una formulación más correcta es la fotosfera o esfera de luz.

La atracción dentro del Sol es tan fuerte que se necesitan cientos de miles de años para que un fotón de su núcleo llegue a la superficie de una estrella. Al mismo tiempo, su camino desde la superficie del Sol hasta la Tierra es de solo 8 minutos. La densidad y el tamaño del Sol hacen posible atraer otros objetos en el sistema solar. La aceleración de caída libre (gravedad) en la zona superficial es de casi 28 m/s 2 .

La característica del cuerpo celeste de la estrella Sol es la siguiente:

1. Composición química. Los componentes principales del Sol son el helio y el hidrógeno. Naturalmente, la estrella también incluye otros elementos, pero su proporción es muy escasa.
2. La temperatura. El valor de la temperatura varía significativamente en diferentes zonas, por ejemplo, en el núcleo alcanza los 15.000.000 grados centígrados y en la parte visible, 5.500 grados centígrados.
3. Densidad. Es 1.409 g/cm3. La densidad más alta se observa en el núcleo, la más baja, en la superficie.
4. Peso. Si describimos la masa del Sol sin abreviaturas matemáticas, entonces el número se verá como 1.988.920.000.000.000.000.000.000.000.000 kg.
5. Volumen. El valor total es 1.412.000.000.000.000.000.000.000.000.000 kilogramos cúbicos.
6. Diámetro. Esta cifra es 1391000 km.
7. Radio. El radio de la estrella Sol es de 695500 km.
8. Órbita de un cuerpo celeste. El sol tiene su propia órbita alrededor del centro de la Vía Láctea. Una revolución completa tarda 226 millones de años. Los cálculos de los científicos mostraron que la velocidad de movimiento es increíblemente alta: casi 782 000 kilómetros por hora.

Características de los planetas del sistema solar

Los planetas son cuerpos celestes que orbitan alrededor de una estrella o sus restos. Un gran peso permite que los planetas, bajo la influencia de su propia gravedad, se redondeen. Sin embargo, el tamaño y el peso son insuficientes para iniciar reacciones termonucleares. Analicemos con más detalle las características de los planetas utilizando los ejemplos de algunos representantes de esta categoría que forman parte del sistema solar.

Marte es el segundo planeta más explorado. Es el 4º en distancia al Sol. Sus dimensiones le permiten ocupar el 7º lugar en el ranking de los cuerpos celestes más voluminosos del sistema solar. Marte tiene un núcleo interno rodeado por un núcleo líquido externo. El siguiente es el manto de silicato del planeta. Y tras la capa intermedia viene la corteza, que tiene un grosor diferente en distintas partes del cuerpo celeste.

Considere con más detalle las características de Marte:

• La composición química del cuerpo celeste. Los principales elementos que componen Marte son hierro, azufre, silicatos, basalto, óxido de hierro.
• La temperatura. El promedio es de -50°C.
• Densidad - 3,94 g / cm 3.
• Peso - 641.850.000.000.000.000.000.000 kg.
• Volumen - 163.180.000.000 km 3.
• Diámetro - 6780 km.
• Radio - 3390 km.
• Aceleración de la gravedad - 3.711 m/s 2.
• Orbita. Corre alrededor del sol. Tiene una trayectoria redondeada, que está lejos de ser ideal, porque en diferentes momentos, la distancia de un cuerpo celeste desde el centro del sistema solar tiene diferentes indicadores: 206 y 249 millones de km.

Plutón pertenece a la categoría de planetas enanos. Tiene un núcleo pedregoso. Algunos investigadores admiten que no solo está formado por rocas, sino que también puede incluir hielo. Está cubierto con un manto helado. En la superficie hay agua congelada y metano. La atmósfera presumiblemente incluye metano y nitrógeno.

Plutón tiene las siguientes características:

1. Compuesto. Los componentes principales son piedra y hielo.
2. La temperatura. La temperatura promedio en Plutón es de -229 grados centígrados.
3. Densidad: alrededor de 2 g por 1 cm 3.
4. La masa del cuerpo celeste es 13.105.000.000.000.000.000.000 kg.
5. Volumen - 7.150.000.000 km 3.
6. Diámetro - 2374 km.
7. Radio - 1187 km.
8. Aceleración de la gravedad - 0,62 m/s 2.
9. Orbita. El planeta gira alrededor del Sol, sin embargo, la órbita se caracteriza por la excentricidad, es decir, en un período retrocede a 7.400 millones de km, en otro se acerca a 4.400 millones de km. La velocidad orbital del cuerpo celeste alcanza los 4,6691 km/s.

Urano es un planeta que fue descubierto con un telescopio en 1781. Tiene un sistema de anillos y una magnetosfera. Dentro de Urano hay un núcleo compuesto de metales y silicio. Está rodeado de agua, metano y amoníaco. Luego viene una capa de hidrógeno líquido. Hay una atmósfera gaseosa en la superficie.

Las principales características de Urano:

• Composición química. Este planeta está formado por una combinación de elementos químicos. En grandes cantidades, incluye silicio, metales, agua, metano, amoníaco, hidrógeno, etc.
• Temperatura del cuerpo celeste. La temperatura media es de -224°C.
• Densidad - 1,3 g / cm 3.
• Peso - 86.832.000.000.000.000.000.000 kg.
• Volumen - 68.340.000.000 km 3.
• Diámetro - 50724 km.
• Radio - 25362 km.
• Aceleración de la gravedad - 8,69 m/s 2.
• Orbita. El centro alrededor del cual gira Urano es también el Sol. La órbita es ligeramente alargada. La velocidad orbital es de 6,81 km/s.

Características de los satélites de los cuerpos celestes

Un satélite es un objeto situado en el Universo Visible, que no gira alrededor de una estrella, sino alrededor de otro cuerpo celeste bajo la influencia de su gravedad y a lo largo de una determinada trayectoria. Describamos algunos satélites y características de estos cuerpos celestes espaciales.

Deimos, un satélite de Marte, que se considera uno de los más pequeños, se describe a continuación:

1. Forma: similar a un elipsoide triaxial.
2. Dimensiones - 15x12,2x10,4 km.
3. Peso - 1.480.000.000.000.000 kg.
4. Densidad - 1,47 g / cm 3.
5. Compuesto. La composición del satélite incluye principalmente rocas pedregosas, regolito. Falta el ambiente.
6. Aceleración de la gravedad - 0,004 m/s 2.
7. Temperatura - -40°С.

Calisto es una de las muchas lunas de Júpiter. Es el segundo más grande en la categoría de satélites y ocupa el primer lugar entre los cuerpos celestes en términos de cantidad de cráteres en la superficie.

Características de Calisto:

• La forma es redonda.
• Diámetro - 4820 km.
• Peso - 107.600.000.000.000.000.000.000 kg.
• Densidad - 1.834 g / cm 3.
• Composición - dióxido de carbono, oxígeno molecular.
• Aceleración de la gravedad - 1,24 m/s 2.
• Temperatura - -139.2 ° С.

Oberón o Urano IV es un satélite natural de Urano. Es el noveno más grande del sistema solar. No tiene campo magnético ni atmósfera. Se han encontrado numerosos cráteres en la superficie, por lo que algunos científicos consideran que se trata de un satélite bastante antiguo.

Considere las características de Oberon:

1. La forma es redonda.
2. Diámetro - 1523 km.
3. Peso - 3.014.000.000.000.000.000.000 kg.
4. Densidad - 1,63 g / cm 3.
5. Composición - piedra, hielo, orgánico.
6. Aceleración de la gravedad - 0,35 m/s 2.
7. Temperatura - -198°С.

Características de los asteroides en el sistema solar

Los asteroides son grandes rocas. Se encuentran principalmente en el cinturón de asteroides entre las órbitas de Júpiter y Marte. Pueden salir de sus órbitas hacia la Tierra y el Sol.

Un representante destacado de esta clase es Hygiea, uno de los asteroides más grandes. Este cuerpo celeste se encuentra en el cinturón principal de asteroides. Puedes verlo incluso con binoculares, pero no siempre. Es bien distinguible durante el período de perihelio, es decir. en el momento en que el asteroide se encuentra en el punto de su órbita más cercano al Sol. Tiene una superficie oscura opaca.

Las principales características de Hygiea:

• Diámetro - 407 km.
• Densidad - 2,56 g/cm 3 .
• Peso - 90.300.000.000.000.000.000 kg.
• Aceleración de la gravedad - 0,15 m/s 2.
• velocidad orbital El valor medio es de 16,75 km/s.

El asteroide Matilda se encuentra en el cinturón principal. Tiene una velocidad de rotación alrededor de su eje bastante baja: se produce 1 revolución en 17,5 días terrestres. Contiene muchos compuestos de carbono. El estudio de este asteroide se llevó a cabo utilizando una nave espacial. El cráter más grande de Matilda tiene una longitud de 20 km.

Las principales características de Matilda son las siguientes:

1. Diámetro - casi 53 km.
2. Densidad - 1,3 g / cm 3.
3. Peso - 103.300.000.000.000.000 kg.
4. Aceleración de la gravedad - 0,01 m/s 2.
5. Orbita. Matilda completa una órbita en 1572 días terrestres.

Vesta es un representante de los asteroides más grandes del cinturón principal de asteroides. Se puede observar sin usar un telescopio, es decir. a simple vista, porque la superficie de este asteroide es bastante brillante. Si la forma de Vesta fuera más redondeada y simétrica, entonces podría atribuirse a los planetas enanos.

Este asteroide tiene un núcleo de hierro-níquel cubierto por un manto rocoso. El cráter más grande de Vesta tiene 460 km de largo y 13 km de profundidad.

Enumeramos las principales características físicas de Vesta:

• Diámetro - 525 km.
• Peso. El valor está dentro de los 260.000.000.000.000.000.000 kg.
• Densidad: alrededor de 3,46 g/cm 3 .
• Aceleración de caída libre - 0,22 m/s 2.
• velocidad orbital La velocidad orbital media es de 19,35 km/s. Una revolución alrededor del eje Vesta tarda 5,3 horas.

Características de los cometas del sistema solar

Un cometa es un pequeño cuerpo celeste. Los cometas orbitan alrededor del Sol y son alargados. Estos objetos, al acercarse al Sol, forman una estela compuesta de gas y polvo. A veces permanece en forma de coma, es decir. una nube que se extiende por una gran distancia - de 100.000 a 1,4 millones de km desde el núcleo del cometa. En otros casos, el rastro permanece en forma de cola, cuya longitud puede alcanzar los 20 millones de km.

Halley es el cuerpo celeste de un grupo de cometas, conocido por la humanidad desde la antigüedad, porque. se puede ver a simple vista.

Características de Halley:

1. Peso. Aproximadamente igual a 220.000.000.000.000 kg.
2. Densidad - 600 kg / m 3.
3. El período de revolución alrededor del Sol es de menos de 200 años. El acercamiento a la estrella se produce aproximadamente en 75-76 años.
4. Composición - agua congelada, metal y silicatos.

El cometa Hale-Bopp fue observado por la humanidad durante casi 18 meses, lo que indica su largo período. También se le llama el "Gran Cometa de 1997". Una característica distintiva de este cometa es la presencia de 3 tipos de colas. Junto con las colas de gas y polvo, la cola de sodio se extiende detrás de ella, cuya longitud alcanza los 50 millones de km.

La composición del cometa: deuterio (agua pesada), compuestos orgánicos (ácido fórmico, acético, etc.), argón, cripto, etc. El período de revolución alrededor del Sol es de 2534 años. No existen datos fiables sobre las características físicas de este cometa.

El cometa Tempel es famoso por ser el primer cometa en recibir una sonda desde la Tierra.

Características del cometa Tempel:

• Peso - dentro de 79.000.000.000.000 kg.
• Dimensiones. Longitud - 7,6 km, ancho - 4,9 km.
• Compuesto. Agua, dióxido de carbono, compuestos orgánicos, etc.
• Orbita. Cambios durante el paso de un cometa cerca de Júpiter, disminuyendo gradualmente. Datos recientes: una revolución alrededor del Sol son 5,52 años.

A lo largo de los años de estudio del sistema solar, los científicos han recopilado muchos datos interesantes sobre los cuerpos celestes. Considere aquellos que dependen de características químicas y físicas:

• El cuerpo celeste más grande en términos de masa y diámetro es el Sol, Júpiter está en segundo lugar y Saturno en tercero.
• La mayor gravedad es inherente al Sol, el segundo lugar lo ocupa Júpiter y el tercero, Neptuno.
• La gravedad de Júpiter contribuye a la atracción activa de los desechos espaciales. Su nivel es tan alto que el planeta es capaz de sacar escombros de la órbita terrestre.
• El cuerpo celeste más caliente del sistema solar es el Sol, esto no es un secreto para nadie. Pero el siguiente indicador de 480 grados centígrados se registró en Venus, el segundo planeta más alejado del centro. Sería lógico suponer que Mercurio debería ocupar el segundo lugar, cuya órbita está más cerca del Sol, pero de hecho el indicador de temperatura allí es más bajo: 430 ° C. Esto se debe a la presencia de Venus y la falta de una atmósfera en Mercurio, que sea capaz de retener el calor.
• El planeta más frío es Urano.
• A la pregunta de qué cuerpo celeste tiene la densidad más alta del sistema solar, la respuesta es simple: la densidad de la Tierra. Mercurio está en segundo lugar y Venus está en tercero.
• La trayectoria de la órbita de Mercurio proporciona la duración de un día en el planeta igual a 58 días terrestres. La duración de un día en Venus es de 243 días terrestres, mientras que el año dura solo 225.

Mira un video sobre los cuerpos celestes del sistema solar:

El estudio de las características de los cuerpos celestes le permite a la humanidad hacer descubrimientos interesantes, corroborar ciertos patrones y también ampliar el conocimiento general sobre el Universo.