Los planetas terrestres, a escala, en orden de distancia creciente al Sol, de izquierda a derecha:Mercurio,Venus, LaTierra yMarte.Los siete mayores satélites del sistema solar y Plutón (el objeto más pequeño).
Unplaneta rocoso, también denominadoplaneta telúrico,planeta terrestre oplaneta sólido, es unplaneta formado principalmente porsilicatos. Los planetas rocosos son sustancialmente diferentes de los planetas gigantes gaseosos, los cuales puede que no tengan una superficie sólida y están constituidos principalmente por gases tales comohidrógeno,helio yagua en diversos estados de agregación. Todos los planetas terrestres tienen aproximadamente la misma estructura: un núcleo metálico, mayoritariamente férreo, y un manto de silicatos que lo rodea. LaLuna tiene una composición similar, excepto el núcleo de hierro. Los planetas terrestres tienencañones,cráteres,montañas yvolcanes. Además tienenatmósferas secundarias, procedentes de sus procesos geológicos internos, al contrario que los gigantes gaseosos que poseen atmósferas primarias, capturadas directamente de la nebulosa solar original.[1]
Elsistema solar tiene cuatro planetas telúricos:Mercurio,Venus, laTierra yMarte, y unplaneta enano en elcinturón de asteroides,Ceres, llamados conjuntamenteplanetas interiores. Los objetos transneptunianos comoPlutón se parecen a los planetas terrestres en que tienen una superficie sólida, pero son mayoritariamente hielo. Algunas grandes lunas del sistema solar también son desde cierto punto de vista «planetas telúricos» ya que se consideranplanetas secundarios de formaciones rocosas; pero no todas las lunas, solo aquellas lo suficientemente grandes como para alcanzarequilibrio hidrostático. Durante la formación del sistema solar probablemente hubo más planetas terrestres (protoplanetas), pero o se fusionaron para formar los actuales planetas, o fueron destruidos o expulsados hacia el espacio interestelar mediante alteraciones gravitacionales del resto de planetas. Solo un planeta terrestre, laTierra, tiene unahidrosfera activa.
Todos los planetas terrestres delsistema solar tienen la misma estructura básica, como unnúcleo metálico central (mayoritariamentehierro) con unmanto silicatado circundante.
El gran asteroide rocoso4 Vesta tiene una estructura similar; posiblemente también la tenga el más pequeño21 Lutetia.[2] Otro asteroide rocoso(2) Palas tiene aproximadamente el mismo tamaño que Vesta, pero es significativamente menos denso; parece que nunca diferenció un núcleo y un manto. LaLuna de la Tierra y la luna de JúpiterIo tienen estructuras similares a las de los planetas terrestres, pero la Luna de la Tierra tiene un núcleo de hierro mucho más pequeño. Otra luna joviana,Europa, tiene una densidad similar, pero presenta una importante capa de hielo en la superficie: por este motivo, a veces se le considera en cambio unplaneta helado.
Los planetas terrestres pueden tener estructuras superficiales como cañones,cráteres,montañas,volcanes, y otras, dependiendo de la presencia en cada momento de un líquido erosivo, de actividad tectónica o de ambos.
Masas relativas de los planetas terrestres del sistema solar y de la Luna (representada aquí como Luna)Los planetas interiores (tamaños a escala). De izquierda a derecha: Tierra, Marte, Venus y Mercurio.
El sistema solar tiene cuatro planetas telúricos según la definición dinámica:Mercurio, Venus,Tierra y Marte. La Luna de la Tierra y las lunas de Júpiter Io y Europa también contarían desde el punto de vista geofísico, así como quizá los grandes protoplanetas-asteroidesPalas yVesta (aunque se trata de casos límite). Entre estos cuerpos, solo la Tierra tiene unahidrosfera superficial activa. Se cree que Europa tiene una hidrosfera activa bajo su capa de hielo.
Durante la formación del sistema solar hubo muchosplanetesimales y protoplanetasterrestres, pero la mayoría se fusionaron con los cuatro planetas terrestres o fueron expulsados por ellos, dejando sólo a Pallas y Vesta para sobrevivir más o menos intactos. Es probable que ambos fueranplanetas enanos en el pasado, pero los impactos les han quitado su forma equilibrada. Algunos otros protoplanetas empezaron a acumularse y diferenciarse, pero sufrieron colisiones catastróficas que dejaron sólo un núcleo metálico o rocoso, como(16) Psyche[2] u(8) Flora respectivamente.[4] Muchos asteroidesde tipo S[4] yde tipo M pueden ser fragmentos de este tipo.[5]
Los demás cuerpos redondos desde el cinturón de asteroides hacia fuera son geofísicamenteplanetas helados. Se parecen a los planetas terrestres en que tienen una superficie sólida, pero están compuestos de hielo y roca en lugar de roca y metal. Entre ellos se incluyen los planetas enanos, comoCeres,Plutón yEris, que hoy en día sólo se encuentran en las regiones situadas más allá de lalínea de formación de la nieve, donde el hielo de agua era estable bajo la luz solar directa en los orígenes del sistema solar. También se incluyen las otras lunas redondas, que son hielo-roca (por ejemplo,Ganímedes,Calisto,Titán yTritón) o incluso principalmente hielo (por ejemplo,Mimas,Tetis eIapeto). Se sabe que algunos de estos cuerpos tienen hidrosferas subsuperficiales (Ganímedes, Calisto,Encélado y Titán), como Europa, y también es posible que algunos otros (por ejemplo, Ceres,Dione,Miranda,Ariel, Tritón y Plutón).[6] Titán incluso tiene cuerpos superficiales de líquido, aunquemetano líquido en lugar de agua. Ganímedes de Júpiter, aunque helado, sí tiene un núcleo metálico como la Luna, Io, Europa y los planetas telúricos.
Se ha sugerido el nombre de mundoterrestre para definir a todos los mundos sólidos (cuerpos que adoptan una forma redondeada), sin tener en cuenta su composición, por lo que incluiría tanto a los planetas terrestres como a los helados.
Ladensidad no comprimida de unplaneta terrestre es la densidad media que sus materiales tendrían sinpresión alguna. Un valor elevado de densidad no comprimida indica una concentración más elevada en metal. La densidad no comprimida es utilizada más que la densidad media real porque elnúcleo de los planetas tienden a aumentarla (la densidad media de un planeta depende también más de su tamaño que de su composición).
Mercurio está constituido por 70 % de metal (principalmentehierro) y 30 % de silicatos y su densidad es de 5,427 g/cm3. Las personas dedicadas a lageología estiman que el núcleo ocupa aproximadamente 42 % de su volumen. El núcleo en fusión está rodeado de una capa de rocas.
Sobre la corteza de Mercurio se encuentran numerosos bordes que se extienden sobre cientos dekilómetros delongitud. Eso deja suponer que el núcleo y su capa se enfriaron y contrajeron mientras que la corteza se solidificó.
Mercurio por (MESSENGER) el 14 de enero del 2008.Estructura interna deMercurio.
Existen diversas hipótesis acerca de la elevada cantidad de hierro que existe en este planeta, pero entre ellas la teoría más aceptada es queMercurio tenía una relación de metal/silicato parecida a la de lascondritas carbonáceas y una masa de aproximadamente 2,25 veces su masa actual, pero al principio de la historia delsistema solar, Mercurio pudo haber sido impactado por un cuerpo terrestre (planetesimal) de aproximadamente 1/6 de la masa de Mercurio y un diámetro de varios centenares de kilómetros. El impacto habría arrancado una gran parte de la corteza primitiva y de su manto, dejando el núcleo intacto.
Con una densidad de 5,26 g/cm3 y un radio de 6051 km, se dice que Venus es el hermano gemelo de laTierra. La corteza de Venus representa aproximadamente 0,34 % del radio del planeta y los análisis hechos por diferentes sondas probaron que el material exterior de Venus es parecido al granito y albasalto terrestre.
Como primera aproximación, se puede considerar que la corteza marciana tiene una densidad uniforme de 2,9 g/cm3, lo que conduce a un espesor de aproximadamente 50 km, o sea, 4,4 % del radio del planeta.
Por la ausencia de datos sísmicos explotables, la estructura interna del planeta resulta difícil de precisar. Sin embargo, el aprovechamiento de la información recogida por las diversas sondas que han explorado el planeta ha podido determinar que podría estar constituido por un manto sólido de silicatos ricos enhierro y un núcleo fundido.
Un estudio ha dejado constancia, según cálculos fundados sobre modelos geoquímicos del planeta, de que el núcleo contendría del 5 al 13,5 % deazufre y el manto contendría del 11 al 15,5 % dehierro.
La mayoría de los planetas exteriores al sistema solar encontrados hasta la fecha son gigantes gaseosos, simplemente porque son más grandes y más fáciles de hallar o inferir a partir de observaciones. Sin embargo, se sospecha que existe un gran número de planetas de tipo telúrico.
Los primeros planetas terrestres extrasolares fueron detectados por Aleksander Volszczan orbitando elpúlsarPSR B1257+12. Sus masas son 2,0, 4,3 y 3,9 veces la de la Tierra. Fueron encontrados debido a que ocultaban periódicamente las emisiones de radio del púlsar. Si no hubieran estado orbitando un púlsar no hubieran sido detectados.
Reconstrucción artística de Gliese 876 d.
Cuando se encontró51 Pegasi b, el primer planeta extrasolar orbitando una estrella de tipo solar (51 Pegasi), muchos astrónomos dieron por hecho que se trataba de un planeta terrestre, al suponer que un gigante gaseoso no podría existir en una órbita tan cercana (0,052 UA), pero posteriores mediciones confirmaron que se trataba de un gigante gaseoso.
En junio de 2005 se tuvo noticia de un nuevo planeta terrestre extrasolar que orbita la enana rojaGliese 876 (ubicada en la constelación de Acuario), a 15 años luz. Tiene una masa de entre 6 y 9 veces la terrestre y un periodo orbital de 2 días terrestres.
El 10 de agosto de 2005 los experimentos PLANET/RoboNet y OGLE detectaron señales de un planeta frío llamadoOGLE-2005-BLG-390Lb, de 5,5 masas terrestres, orbitando una estrella a 21.000 años luz en la constelación de Escorpio. Se detectó mediante la técnica de «microlentes gravitatorias», la única capaz de detectar planetas fríos de masas parecidas a laTierra.
En la primavera de 2005 otro planeta llamadoOGLE-2005-BLG-169Lb, de 13 masas terrestres, fue hallado en una estrella situada a 9000 años-luz. Este podría ser un gigante gaseoso o un planeta telúrico, y parece orbitar su estrella a una distancia equivalente a la del cinturón de asteroides.
En enero de 2016 el telescopio Kepler de la NASA, en colaboración con el espectrómetro HARPS de La Silla, en Chile descubrieron el planeta rocoso más grande hasta la fecha. Bautizado como BD + 20594 se encuentra en la constelación de Aries a 500 años luz de distancia y su masa es 17 veces la de la Tierra, aproximadamente como Neptuno. Tiene una densidad de aproximadamente 8 gramos por centímetro cúbico y es pobremente metálico.
En teoría hay dos tipos de planetas terrestres o rocosos, unos llamados planetas desilicio, dominados por silicatos (como la Tierra, Marte y Venus), y los otros de un tipo teórico conformado por compuestos del carbono, como los asteroides de tipocondrito carbonáceo. Se les denominaplanetas de carbono («planetas de diamante»), este tipo no ha sido observado hasta ahora pero se han detectado grandes cantidades decarbono endiscos protoplanetarios de algunas estrellas donde podrían estar formándose planetas de este tipo; uno de estos es el disco de polvo de la estrellaBeta Pictoris.
Actualmente, en fase de diseño, hay algunos telescopios que serían capaces de distinguir planetas individuales. Entre ellos, elTerrestrial Planet Finder,Space Interferometry Mission, Darwin,New Worlds Imager, la misión Kepler y elOverwhelmingly Large Telescope.
↑abAsphaug, E.; Reufer, A. (2014). «Mercurio y otros cuerpos planetarios ricos en hierro como reliquias de acreción ineficiente».Nature Geoscience7 (8): 564-568.Bibcode:2014NatGe...7..564A.
↑abGaffey, Michael (1984). «Variaciones espectrales rotacionales del asteroide (8) Flora: Implicaciones para la naturaleza de los asteroides de tipo S y para los cuerpos madre de las condritas ordinarias.».Icarus60 (1): 83-114.Bibcode:1984Icar...60...83G.doi:10.1016/0019-1035(84)90140-4.
↑Hardersen, Paul S.; Gaffey, Michael J.; Abell, Paul A. (2005). «Evidencias espectrales en el infrarrojo cercano de la presencia de ortopiroxenos pobres en hierro en las superficies de seis asteroides de tipo M.».Icarus175 (1). p. 141.Bibcode:2005Icar..175..141H.
