Un gigante gaseoso es un planeta gigante compuesto principalmente de hidrógeno y helio . [1] Los gigantes gaseosos a veces se conocen como estrellas fallidas porque contienen los mismos elementos básicos que una estrella . Júpiter y Saturno son los gigantes gaseosos del Sistema Solar . El término "gigante gaseoso" era originalmente sinónimo de "planeta gigante", pero en la década de 1990 se supo que Urano y Neptunoson realmente una clase distinta de planetas gigantes, compuestos principalmente de sustancias volátiles más pesadas (a las que se hace referencia como "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 formados principalmente por hidrógeno y helio, y los elementos más pesados constituyen entre el 3 y el 13 por ciento de la masa. [3] Se cree que consisten en una capa exterior de hidrógeno molecular que rodea una capa de hidrógeno metálico líquido , probablemente con un núcleo rocoso fundido. La parte más externa de su atmósfera de hidrógeno se caracteriza por 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 denomina "metálica" porque la presión muy grande convierte al hidrógeno en un conductor eléctrico. Se cree que los núcleos de los gigantes gaseosos consisten en elementos más pesados a temperaturas y presiones tan altas (20.000 K ) que sus propiedades no se conocen bien. [3]
Se debaten las diferencias definitorias entre 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. [5] Una escuela de pensamiento se basa en la formación; el otro, sobre la física del interior. [5] Parte del debate se refiere a si las "enanas marrones" deben, por definición, haber experimentado la 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 originalmente se usó 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] No obstante, 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"; agua, metano y amoniaco como "helados"; y silicatos y metales como "roca". Debido a que Urano y Neptuno están compuestos principalmente, en esta terminología, de hielos, no de gas, cada vez más se los llama gigantes de hielo y se los separa de los gigantes gaseosos.
Clasificación
Los gigantes gaseosos pueden, teóricamente, dividirse en cinco clases distintas de acuerdo con 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
Gigantes de gas frío
Un gigante gaseoso frío rico en hidrógeno más masivo que Júpiter pero menos de unos 500 M ⊕ ( 1,6 M J ) será solo un poco más grande en volumen que Júpiter. [9] Para masas superiores a 500 M ⊕ , la gravedad hará que el planeta se encoja (ver 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" a menudo se combinan, los planetas de hidrógeno no necesitan ser tan grandes como los conocidos 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 a través de un escape hidrodinámico que los planetas más grandes y los planetas más alejados. [12] [13]
Una enana gaseosa podría definirse como un planeta con un núcleo rocoso que ha acumulado una capa gruesa 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 gruesa envoltura de gas. [dieciséis]
Un planeta gaseoso de baja masa aún puede tener un radio parecido al de un gigante gaseoso si tiene la temperatura adecuada. [17]
Ver también
- Lista de objetos redondeados gravitacionalmente del Sistema Solar
- Lista de tipos de planetas
- Júpiter caliente
- Gigante de hielo
Referencias
- ^ 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. S2CID 116913980 .
- ^ Sitio web de la Administración Nacional de Aeronáutica y del Espacio, Diez cosas que debe saber sobre Neptuno
- ^ a b El interior de Júpiter, Guillot et al., en Júpiter: El planeta, satélites y magnetosfera , Bagenal et al., editores, Cambridge University Press, 2004
- ^ Bodenheimer, Peter; D'Angelo, Gennaro; Lissauer, Jack J .; Fortney, Jonathan J .; Saumon, Didier (2013). "Quema de deuterio en planetas gigantes masivos y enanas marrones de baja masa formadas por acreción nucleada en el núcleo". El diario astrofísico . 770 (2): 120. arXiv : 1305.0980 . Código bibliográfico : 2013ApJ ... 770..120B . doi : 10.1088 / 0004-637X / 770/2/120 . S2CID 118553341 .
- ^ a b Burgasser, AJ (junio de 2008). "Enanas marrones: estrellas fallidas, super Júpiter" (PDF) . La física hoy . Archivado desde el original (PDF) el 8 de mayo de 2013 . Consultado el 11 de enero de 2016 .
- ^ Citas de ciencia ficción, Citas para el gigante gaseoso n.
- ^ D'Angelo, G .; Durisen, RH; Lissauer, JJ (2011). "Formación de un planeta gigante" . En S. Seager. (ed.). Exoplanetas . Prensa de la Universidad de Arizona, Tucson, AZ. págs. 319–346. arXiv : 1006.5486 . Código Bibliográfico : 2010exop.book..319D .
- ^ D'Angelo, G .; Weidenschilling, SJ; Lissauer, JJ; Bodenheimer, P. (2021). "Crecimiento de Júpiter: Formación en discos de gas y sólidos y evolución a la época actual". Ícaro . 355 : 114087. arXiv : 2009.05575 . Código bibliográfico : 2021Icar..35514087D . doi : 10.1016 / j.icarus.2020.114087 .
- ^ a b Seager, S .; Kuchner, M .; Hier-Majumder, CA; Militzer, B. (2007). "Relaciones masa-radio para exoplanetas sólidos". El diario astrofísico . 669 (2): 1279–1297. arXiv : 0707.2895 . Código Bibliográfico : 2007ApJ ... 669.1279S . doi : 10.1086 / 521346 . S2CID 8369390 .
- ^ Patrick GJ Irwin (2003). Planetas gigantes de nuestro sistema solar: atmósferas, composición y estructura . Saltador. ISBN 978-3-540-00681-7.
- ^ "Clase 12 - Planetas gigantes - Calor y formación" . 3750 - Planetas, lunas y anillos . Universidad de Colorado, Boulder. 2004 . Consultado el 13 de marzo de 2008 .
- ^ 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". El diario astrofísico . 621 (2): 1049–1060. Código bibliográfico : 2005ApJ ... 621.1049T . CiteSeerX 10.1.1.122.9085 . doi : 10.1086 / 427204 .
- ^ Relaciones de masa-radio para exoplanetas , Damian C. Swift, Jon Eggert, Damien G. Hicks, Sebastien Hamel, Kyle Caspersen, Eric Schwegler y Gilbert W. Collins
- ^ Tres regímenes de planetas extrasolares inferidos de la metalicidad de la estrella anfitriona , Buchhave et al.
- ^ D'Angelo, G .; Bodenheimer, P. (2016). "Modelos de formación in situ y ex situ de los planetas Kepler 11". El diario astrofísico . 1606 (1): en prensa. arXiv : 1606.08088 . Código bibliográfico : 2016ApJ ... 828 ... 33D . doi : 10.3847 / 0004-637X / 828/1/33 . S2CID 119203398 .
- ^ Cowen, Ron (2014). "El exoplaneta de masa terrestre no es gemelo de la Tierra" . Naturaleza . doi : 10.1038 / nature.2014.14477 . S2CID 124963676 .
- ^ * Relaciones masa-radio para planetas gaseosos de masa muy baja , Konstantin Batygin , David J. Stevenson, 18 de abril de 2013