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Tipos de Planetas según su tamaño

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Modificada25-02-2019
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Clasificación de los Planetas

Antes de la invención del telescopio, los astrónomos distinguían entre estrellas fijas, que conservaban su posición en relación a las demás estrellas del firmamento, y los planetas, que se creía que eran similares a estrellas pero que se desplazaban por el cielo bajo el manto de las estrellas fijas.

Con la invención del telescopio se descubrió que los planetas no eran estrellas, sino cuerpos esféricos que brillaban al reflejar la luz que recibían desde el Sol y pudieron constatar que eran similares a la Luna.

Conforme los telescopios eran más modernos y potentes pudimos observar muchas de sus características y nuestros conocimientos sobre ellos se ampliaron bastante, y más cuando pudimos enviar al espacio telescopios espaciales y sondas que viajaron hasta los planetas para fotografiarlos de cerca.

Planeta Órbita Tamaño
Mercurio 58 Gm 4'88 Mm
Venus 108 Gm 12'1 Mm
Tierra 150 Gm 12'7 Mm
Marte 228 Gm 6'8 Mm
Júpiter 778 Gm 143 Mm
Saturno 1.437 Gm 120 Mm
Urano 2.871 Gm 51 Mm
Neptuno 4.498 Gm 49'5 Mm
Plutón 5.800 Gm 2'3 Mm

Descubrimos que en el Sistema Solar había nueve planetas, todos de distintos tamaños y características, pero que se podían clasificar en dos categorías principales: Los Rocosos y los Gigantes Gaseosos.

NOTA: Las Órbitas están expresadas en Gigámetros, Miles de Millones de metros. Los Tamaños en Megámetros, Millones de metros, y se refieren al diámetro del planeta, no al radio.

Los planetas rocosos eran Mercurio, Venus, la Tierra y Marte. Los Gigantes eran Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno.

El noveno planeta, Plutón, era pequeño y rocoso, pero se descubrieron varios planetas similares al mismo. Y con la perspectiva de que en el futuro se podrían descubrir muchos más.

Si a todos ellos se les considerara planetas, la lista oficial podría llegar a ser interminable. En su lugar se decidió que los planetas similares a Plutón, incluido él mismo, dejarían de ser considerados planetas, con lo que la lista oficial de planetas quedó reducida a ocho.

En los últimos años, utilizando ingeniosas técnicas y medios de observación más avanzados, hemos llegado a descubrir la existencia de otros planetas fuera del Sistema Solar, orbitando alrededor de otras estrellas

Ya son más de 2.600 los planetas descubiertos fuera del Sistema Solar y hemos comprobado que más de un tercio de ellos son de una categoría distinta, que no existe en nuestro Sistema Solar: Supertierras.

Entonces ¿cuántas clases de planetas hay? ¿Y cómo podemos hacer una clasificación sencilla y que nos permita estudiarlos con facilidad?

Origen de los Planetas

Teniendo en cuenta que todos los planetas tienen un origen similar, no debería haber grandes diferencias en su composición. Todos empezaron de la misma forma y con los mismos elementos.

La nube planetaria original de la que se formó el Sistema Solar estaba formada por gases, polvo y escombros salidos del interior de grandes estrellas que estallaron en forma de Supernovas expulsando parte de su propia atmósfera y capas internas al espacio.

La mayor parte de sus restos serían gases, principalmente Hidrógeno con un pequeño porcentaje de Helio y otros elementos como Oxígeno, Nitrógeno y Carbono.

Aún en el espacio estos elementos podían combinarse con átomos de Hidrógeno para formar moléculas de Agua, Amoníaco y Metano.

En las capas más internas de la estrella originaria también había elementos pesados, minerales y metales a temperaturas en las que esos elementos se encuentran en estado líquido o gaseoso. Al estallar la Supernova, parte de esos materiales se derramaron en el espacio y al enfriarse se solidificaron, no como átomos individuales sino en gotas, la mayoría pequeñas como arena, otras mayores, como lágrimas, piedras, peñascos o montañas.

Procediendo de distintos estratos de la estrella, la mayor parte de esas lágrimas eran de un único material, encontrándose unas de Hierro, otras de Silicio, otras de los distintos elementos minerales y metálicos que componían las capas internas de la estrella.

Tras la explosión los restos estelares se alejaron durante millones de años y se esparcieron por el espacio. Acabaron chocando con los restos de otras supernovas y formaron nubes más grandes en las que la gravedad comenzó a reunir los fragmentos más grandes para formar protoplanetas.

Al tener mayor tamaño y masa atrajeron otros materiales y los protoplanetas fueron creciendo, los más grandes con más rapidez.

Al llegar a un tamaño determinado, los impactos eran cada vez más violentos produciendo gran cantidad de calor que derritió los minerales y metales haciendo que derivaran, los metales más pesados hacia el centro, los minerales más ligeros a la corteza.

Los protoplanetas se convirtieron en planetas.

Siguieron creciendo, los más grandes con más rapidez que los pequeños.

Sinestia en torno al SolEl más grande de todos se convirtió en el centro de gravedad del Sistema planetario, y al adquirir un tamaño suficiente la presión de su interior fue tan elevada que los átomos no podían soportar su propio peso y empezó un proceso de fusión nuclear que lo convirtió en estrella.

El Viento Solar de la estrella barrió el sistema empujando hacia el exterior los gases que no estuviesen sujetos a los planetas. Después barrió las partículas de polvo y poco a poco, a lo largo de millones de años, la nube de gas y polvo se fue aclarando hasta hacerse transparente, dejando detrás gran cantidad de asteroides y varias decenas de planetas de muy diversos tamaños.

El Agua de los Planetas

En la nube original del Sistema Solar había también gran cantidad de agua, formada por la combinación del abundante Oxígeno de las capas exteriores de las estrellas con el aún más abundante Hidrógeno.

Este agua participó en la formación de los planetas combinándose con metales y minerales para formar óxidos y silicatos.

La cantidad de agua que forma parte de los planetas no es mucha y está mezclada con otros muchos elementos, pero si toda ese agua fuera liberada de sus compuestos y llevada a la superficie podría formar un océano de varios Km de grosor.

El Núcleo Radiactivo de los Planetas

Entre los elementos que formaron la nube planetaria existían también elementos radiactivos, como Uranio, Torio, Plutonio y otros.

Era poca cantidad, sólo uno de cada Billón de átomos era radiactivo, pero al formarse un planeta, una billonésima parte de su masa estaba formada por elementos radiactivos.

Al fundirse el planeta, los elementos radiactivos, más pesados que el Hierro, se hundieron hacia el centro del planeta.

No todos los elementos radiactivos se hundieron hasta el centro. Algunos reaccionaron químicamente con moléculas de Hidrógeno, Oxígeno y otros, formando compuestos más ligeros que quedaron flotando por encima del núcleo de Hierro.

Pero una gran parte, que no había reaccionado con otros elementos, quedaron en estado puro y, siendo más densos que el Hierro, se abrieron paso hasta el centro formando una densa esfera que, superando la masa crítica, se convirtió en un reactor atómico, fisionando los núcleos radiactivos y generando gran cantidad de calor.

El tamaño de esta esfera es menos de la mitad de la diezmilésima parte del tamaño del planeta. Su poder calorífico es muy alto, pero conforme se va produciendo la fisión atómica hay cada vez menos elementos radiactivos.

La Vida Media de estos elementos en condiciones normales es, en promedio, de unos 5 Ga. Es decir, que en el tiempo transcurrido desde la formación de los planetas la cantidad de elementos radiactivos se ha reducido a la mitad, y seguirá reduciéndose a la mitad cada 5 Ga.

Dentro de un reactor atómico las reacciones atómicas son mucho más rápidas y se agotarán con mayor rapidez.

Si al principio el Núcleo Reactor generaba bastante calor para mantener el interior del planeta fundido, llegará un momento en que será insuficiente y los estratos internos se irán solidificando, de dentro hacia afuera.

El tiempo que tardará dependerá del tamaño del Núcleo Reactor y, por ende, del tamaño del Planeta.

Propuestas de Investigación: ¿Cuál es la Vida Media de los materiales radiactivos dentro de un Reactor Nuclear Planetario?

Dependiendo de su tamaño ¿en cuánto tiempo su actividad se reducirá lo suficiente para no poder mantener el interior del planeta fundido?

Planetas Rocosos

Los Planetas Rocosos son los más pequeños, entre 1 y 5 Mm. Su interior está distribuido en estratos pero su fuerza gravitatoria en la superficie es muy escasa, insuficiente para mantener una atmósfera apreciable. Como ejemplo tenemos a Mercurio.

Su Núcleo Reactor es pequeño, menos de 100 m, y sólo en su origen generaba suficiente calor para mantener el núcleo metálico fundido. Al reducirse con rapidez su capacidad de generar calor, muy poco después de su formación el planeta empezó a solidificarse como una roca.

El Núcleo Reactor sigue generando calor, pero cada vez menos y, desde hace mucho tiempo, insuficiente para mantener los metales y rocas del interior del planeta en estado líquido.

Pero sí el Agua. Es posible que bajo la superficie de los planetas rocosos exista Agua Líquida.

Planetas Terrestres

Los Planetas Terrestres son más grandes, entre 5 y 20 Mm, como Venus, Tierra y Marte. Su gravedad es capaz de mantener una atmósfera de gases pesados como Nitrógeno, Oxígeno, CO2, Metano y otros. Los gases más ligeros como el Hidrógeno y el Helio quedan por encima de la atmósfera, expuestos a las radiaciones cósmicas y el Viento Solar, por lo que la mayor parte se perderán en el espacio.

Interior del Planeta TierraSu Núcleo Reactor es de alrededor de 200 m y genera bastante calor para mantener el interior del planeta fundido. Sin embargo el núcleo de Hierro está sometido a gran presión por toda la masa que hay encima, por lo que se mantiene sólido a pesar del calor del Núcleo Reactor.

Por encima del Núcleo de Hierro Sólido existe un manto de Hierro Líquido y por encima un manto de Silicio, Aluminio y otros minerales en estado Líquido.

El calor interno genera corrientes de convección y la rotación del planeta hace que se produzca un efecto Coriolis, por lo que las corrientes de magma forman remolinos gigantescos que mantienen el manto en movimiento, arrastrando la corteza sólida y dividiéndola en placas tectónicas que derivan por la superficie en forma de gruesos continentes entre zonas con una corteza sólida más delgada.

La deriva de los continentes y el rozamiento de las placas tectónicas producen gran cantidad de terremotos y volcanes, y elementos que están encerrados en el interior del planeta salen a la superficie enriqueciendo la variedad de elementos de la corteza. Entre estos elementos también hay gases que pasarán a formar parte de la atmósfera. Y agua, que cuando la temperatura lo permita se convertirá en nubes, lluvia, ríos, mares y océanos.

Mientras más grande sea el planeta más grande será su núcleo reactor y mayor su actividad por lo que la cantidad de agua de los océanos también será más grande, hasta llegar a la siguiente escala.

Planetas Oceánicos

Planeta OceánicoTienen un tamaño entre 20 y 40 Mm, y aunque en el Sistema Solar no existe ninguno, un tercio de los exoplanetas encontrados alrededor de otras estrellas son de ese tamaño. Los astrónomos los han bautizado como Supertierras, pero no son simplemente Tierras Grandes, sino que debido a su mayor tamaño y masa reúnen características muy distintas a la Tierra.

Su gravedad es tan intensa que mantiene una densa atmósfera de gases pesados rodeada de una atmósfera de Hidrógeno de cientos de Km de altitud.

La superficie, sometida a una intensa gravedad, será mucho menos accidentada que la Tierra, con montañas y cordilleras bastante más bajas que seguramente no superarán el Km de altura.

Su Núcleo Reactor es bastante grande, varios centenares de metros, rodeado de un núcleo de Hierro. Debido a la presión de las capas externas, el Núcleo de Hierro, a pesar de su temperatura, está solidificado por completo.

A su alrededor está el Manto de Minerales, Silicatos y otros elementos ligeros. Dependiendo del tamaño del planeta, la parte más profunda del Manto estará en estado Sólido por la presión de las capas superiores. Sobre él habrá un Manto Líquido de material fundido en el que se producirán las corrientes de convección que arrastren y mantengan la actividad de la Corteza.

La Corteza será más gruesa que en la Tierra, y estará dividida en placas tectónicas en movimiento, en cuyos bordes se producirán frecuentes terremotos y erupciones volcánicas. El agua encerrada en el interior saldrá a la superficie en cantidades tan grandes que formarán un profundo océano que, debido al escasamente accidentado relieve, cubrirá casi toda la superficie.

Será, literalmente, un Planeta Océano, con algunos archipiélagos de origen volcánico que serán bastante efímeros. Las olas los irán erosionando hasta hacerlos desaparecer en pocos millones de años, pero otras nuevas islas surgirán sobre los frecuentes volcanes.

Serán planetas bastante estables y longevos, siempre que la órbita alrededor de su sol también lo sea.

Planetas Gaseosos

Son los Planetas Gigantes de nuestro Sistema Solar, con tamaños que van de 40 a 200 Mm.

Su Núcleo Reactor tiene más de 1 Km y genera gran cantidad de calor. Los núcleos de Hierro y de Silicio son sólidos. Aunque están MUY calientes, la presión de las capas superiores es demasiado fuerte para que se vuelvan líquidos. Sobre ella hay una densísima atmósfera de gases pesados que, por la presión de las capas superiores estarán en estado líquido o sólido, y sobre ella una atmósfera de Hidrógeno.

Es una atmósfera gigantesca, tanto que a partir de 15 Mm de profundidad la presión es tan elevada que el Hidrógeno se vuelve líquido y aún más abajo sólido.

Los Tamaños Límite de los Planetas

No hay planetas más grandes que los gaseosos. Si un planeta alcanza un tamaño MUY grande, unas 80 veces la masa de Júpiter, la presión gravitatoria en las capas interiores sería más fuerte que la repulsión electromagnética de los átomos y los núcleos de Hidrógeno chocarían entre sí iniciando una fusión nuclear que convertiría el planeta en estrella.

Pero esta escala no es totalmente determinista. Aunque he usado unos límites (5, 20, 40 y 200 Mm) para establecer las distintas categorías de planetas según su tamaño, estas cantidades no son más que estimaciones. Sería preferible averiguar las cantidades exactas según un criterio científico.

Y ese criterio es la Solidez, debida a la presión, del interior de las capas de los planetas.

En todos los planetas tenemos una estructura de estratos esféricos. Sobre el pequeño Núcleo Reactor hay un Núcleo de Metales, la mayor parte de Hierro y Níquel (NIFE). Sobre ella hay un Manto de metales ligeros y rocas, la mayor parte Silicatos y Aluminio (SIAL). Sobre él hay una Corteza Sólida y por encima una Atmósfera de gases pesados, Oxígeno, Nitrógeno, Agua, Metano, Amoníaco, etc. Y aún por encima una Atmósfera de gases ligeros, Hidrógeno y Helio.

El calor interno tiende a mantener el NIFE y el SIAL tan calientes que estarán en estado líquido, pero si el planeta es bastante grande la presión interna hace que esos núcleos, a pesar de su temperatura, se solidifiquen.

Los límites en el tamaño de cada categoría planetaria deberían ser los siguientes

  • Planetas Rocosos: Aquellos en los que todo el NIFE y el SIAL están en estado Líquido. Esto no durará mucho tiempo, porque al agotarse pronto la energía del Núcleo Reactor el interior del planeta se enfriará y solidificará, pero la clasificación debemos hacerla en el momento de su origen, cuando el planeta está recién formado y la potencia del Núcleo Reactor es máxima.
  • Planetas Terrestres: Aquellos en que la parte más profunda del NIFE está en estado Sólido bajo un manto de NIFE en estado Líquido. Sobre ellos, el SIAL está Líquido. Esta es la situación en la que actualmente está la Tierra.
  • Planetas Oceánicos: Aquellos en los que todo el NIFE está en estado Sólido. Según el tamaño, mientras más grande, la capa de SIAL Sólido será cada vez más gruesa y el SIAL Líquido cada vez más fino.
  • Planetas Gaseosos: Aquellos en los que todo el NIFE y el SIAL son Sólidos. Sobre la corteza existirá una densa atmósfera de gases pesados y más arriba gases ligeros. Según el tamaño, la capa de gases más profunda estará en estado Sólido, seguida de un océano de Hidrógeno Líquido y una atmósfera de al menos 15 Mm de Hidrógeno Gaseoso.

Calcular los tamaños límite entre estas categorías planetarias es una tarea que, por desgracia, está por encima de mis capacidades, pero para un buen Geofísico podría ser un interesante campo de estudio que permitiría calcular con exactitud cuáles serían esos límites.

De momento, y a falta de que se haga este estudio, mantendré los límites que he estimado, grosso modo, en 5, 20, 40 y 200 Mm.

El Calor del Sol

El Tamaño Importa. Pero no es lo único que importa.

Al estudiar las características de un planeta no basta conocer sólo el tamaño. También hay que conocer la distancia a la que está de su estrella (o estrellas). O, para ser más exactos, lo que más importa es la cantidad de energía (luz y calor) que recibe de su estrella.

La Tierra, a 150 Gm del Sol, recibe una media de 1.365 w/m², lo cual es suficiente para mantener unas condiciones habitables.

Más cerca estaríamos en una zona demasiado caliente y los océanos se evaporarían.

Y más lejos estaríamos en una zona tan fría que los océanos se congelarían.

Así que en cualquier Sistema Planetario existen tres zonas que, por simplificar, vamos a denominar de la siguiente forma:

  • Zona Caliente: Aquella en la que la radiación solar es tan alta que el Agua de la superficie de los planetas se evaporaría.
  • Zona Templada: Aquella en la que el Agua está, en su mayor parte, en estado líquido.
  • Zona Fría: Aquella en la que el Agua de la Superficie de los planetas está en estado Sólido.

A la Zona Templada los científicos USA la llaman la Zona Ricitos de Oro, por el cuento infantil en el que la sopa no estaba ni demasiado fría ni demasiado caliente. Pero como este cuento no es conocido en muchas culturas, prefiero usar el nombre de Zona Templada, que todo el mundo entenderá de inmediato.

En el Sistema Solar las distancias que limitan esas tres zonas son (de nuevo grosso modo) de unos 100 y 200 Gm, pero en otros sistemas estelares dependerá de la intensidad de la estrella alrededor de la que orbiten los planetas.

Los 7 Planetas de TRAPPIST-1En la estrella Trappist-1, por ejemplo, que es una débil Enana Roja, se han localizado 7 planetas a menos de 10 Gm, y tres de ellos están en la Zona Templada de su estrella.

El Viento Solar

El Sol emite luz y calor de forma más o menos estable, pero también sufre frecuentes tormentas electromagnéticas que producen deflagraciones energéticas y emite grandes eyecciones de su propia atmósfera. Aún en los momentos en que el clima del Sol está calmado, la intensidad de sus radiaciones es tanta que empuja a las partículas más altas de su atmósfera. Literalmente, la atmósfera del Sol se derrama por el espacio formando un intenso Viento Solar.

Todas esas partículas energéticas, al llegar a la Tierra, llevan una velocidad de entre 200 y 800 Km/s que irá arrancando los átomos y moléculas de los gases más ligeros de las capas superiores de la atmósfera.

Campo Magnético de la TierraLa Tierra, afortunadamente, está protegida por un intenso Campo Magnético que nos protege, por lo que aún conservamos la mayor parte de nuestra atmósfera.

Marte no tiene Campo Magnético y, a pesar de estar mucho más lejos, el Viento Solar le ha arrancado la mayor parte de la atmósfera que tuvo al principio de su historia geológica. Al disminuir tanto la presión atmosférica, los mares que tuvo originalmente se han evaporado y el Viento Solar los ha arrancado de la cada vez más tenue atmósfera.

Cualquier planeta, por grande que sea, si está demasiado cerca de su estrella sufrirá este desgaste de la atmósfera que, con tiempo suficiente, acabará por dejar toda su superficie rocosa expuesta al vacío del espacio. Los planetas gigantes están protegidos por un intenso Campo Magnético, pero aún así sufrirán ese inexorable destino.

De los exoplanetas descubiertos en otros Sistemas Planetarios, muchos planetas Gigantes Gaseosos están MUY cerca de su estrella, entrando en la subcategoría de Gigantes Calientes.

Su situación es transitoria, están tan cerca de su sol que el gradiente gravitatorio hace que cada vez estén más cerca y es cuestión de poco tiempo (en escala geológica, unos pocos millones de años) que acaben cayendo al interior de su sol.

Si están bastante lejos, las capas externas de la atmósfera estarán muy frías y en los casos extremos entrarían en la subcategoría de Gigantes Helados. Urano y Neptuno están en esa situación, aunque eso no impide que en su densa atmósfera se puedan producir intensos fenómenos meteorológicos.

Planetas Tardíos

Hasta ahora hemos hablado de planetas que se formaron ANTES de que el mayor de todos los planetas, convertido en Centro Gravitatorio del Sistema, alcanzara un tamaño suficiente para iniciar el proceso que lo convertiría en Sol.

A partir de ese momento, cuando el Sol empezó a emitir Viento Solar, las moléculas de gas y las partículas de polvo más pequeñas fueron empujadas hacia el exterior del Sistema Solar.

El proceso fue rápido para los gases. Para las partículas de polvo dependía del tamaño de esas partículas. El Viento Solar tardó miles de años en expulsar a las partículas de polvo pequeñas como el talco, pero mucho más tiempo en expulsar a las grandes como la arena.

Aún así, la masa de gases y partículas que fueron expulsadas del Sistema Solar fue mayor que la que quedó detrás.

Y lo que quedó detrás fueron varias decenas de grandes planetas, cientos de pequeños planetas y millones de asteroides y cometas de muy diversos tamaños.

El proceso de formación de planetas no había terminado, los asteroides siguieron cayendo sobre los planetas, algunos de estos chocaron entre sí fusionándose y creciendo o salpicando gran cantidad de meteoritos al espacio para continuar este suicida juego de billar planetario.

Pero la composición de los materiales con los que siguieron creciendo los planetas había cambiado. En la parte más cercana al Sol ya no había gases. Ni agua.

Más allá de unos 600 Gm del Sol había gran cantidad de gases y agua.

Los planetas siguieron creciendo, pero ahora, los cercanos al Sol sólo crecían con materiales rocosos o metálicos, mientras que los lejanos tuvieron una sobredosis de hielo y polvo.

El Agua de la Tierra

Durante años los científicos han pensado que en la órbita de la Tierra debía haber muy poca cantidad de agua, por eso han supuesto que el agua de la Tierra llegó en bombardeos masivos de cometas (hielo y polvo) o asteroides rocosos formados por silicatos que tienen un alto contenido en agua (entre el 20 y el 30%).

Pero la respuesta podría ser tan simple como que la Tierra se formó ANTES de que el Sol se encendiera, y por tanto en su masa incorporó suficiente cantidad de agua para que tengamos los mares y océanos que disfrutamos.

La Evolución de los Planetas

Las órbitas planetarias no son estables y varían con el tiempo. Y los planetas pueden formarse en una zona determinada del Sistema Solar y posteriormente ocupar órbitas distintas.

El que manda en un Sistema Planetario es el que tenga más masa. Éste tendrá una órbita que, con el tiempo tenderá a hacerse circular. Los demás planetas, nacidos originalmente en órbitas diversas, tenderán a ocupar el mismo plano orbital del planeta más grande.

No lo harán en un año o dos, sino en decenas y centenas de millones de años, pero al cabo de tiempo suficiente las órbitas de todos los planetas estarán en el mismo plano que el planeta mayor.

En nuestro Sistema Solar, el que manda es Júpiter.

Si en un Sistema Planetario hay mucho gas y polvo, como así era antes de encenderse el Sol, los planetas que orbitan se van frenando y van acercándose poco a poco hacia el centro del Sistema. Así ocurrió en el inicio del Sistema Solar, la órbita de Júpiter alrededor del Sol se fue frenando e inició un viaje en el que cada año estaba un poco más cerca del Sol. Y conforme su órbita iba invadiendo las órbitas de los planetas más internos los fue expulsando, lanzándolos hacia el Sol o al espacio interestelar.

Júpiter llegó a acercarse quizás hasta unos 600 Gm del Sol. Afortunadamente tuvimos la suerte de que más allá de Júpiter existían dos planetas Gigantes que, con su fuerza gravitatoria, impidieron que Júpiter se siguiera acercando al Sol. Al contrario, lo atrajeron hasta una órbita más lejana, a 778 Gm.

Los pequeños planetas interiores, entre ellos la Tierra, se salvaron.

En otros Sistemas Planetarios no tuvieron la misma suerte y la mayoría de los exoplanetas descubiertos, Supertierras y Gigantes Gaseosos, están muy cerca de su sol, por lo que las condiciones son muy distintas a las del Sistema Solar.

Aunque los Gigantes Gaseosos tienen un Campo Magnético muy intenso, no son capaces de soportar tanta radiación solar y poco a poco le irá arrancando las partes más altas de su atmósfera. El océano de Hidrógeno Líquido se irá haciendo cada vez más delgado y como es en él donde se genera el Campo Magnético, éste se irá debilitando. 

Al final, desprovisto de atmósfera de Hidrógeno y de Campo Magnético, el Gigante reducirá su tamaño hasta que sólo quede su núcleo sólido.

Tendría un tamaño mayor que un planeta Oceánico pero sin océanos ni atmósfera.

Sería un Gigante Rocoso. (También conocido como Planeta Ctónico).

La Vida en los Planetas

La Vida es un proceso natural que se dará en cualquier planeta en el que existan un líquido como el agua capaz de contener minerales disueltos y fuentes de calor y energía más o menos estables que propicien las reacciones químicas necesarias. Y Tiempo. Mucho Tiempo.

Es poco probable que pueda aparecer en Planetas Rocosos o Gigantes Gaseosos, pero en planetas Terrestres y Oceánicos, si están en la zona Templada de su Sistema Estelar, podrían darse las condiciones idóneas para su surgimiento.

Con tiempo suficiente, Miles de Millones de años, la química formará moléculas cada vez más complejas, virus, bacterias y células. También se formarán organismos pluricelulares y los océanos de los planetas Terrestres y Oceánicos se llenaran de una variada flora y fauna cada vez más compleja.

En los Planetas Terrestres la Vida dará el salto evolutivo para conquistar la tierra firme, pero en los efímeros archipiélagos volcánicos de los Planetas Oceánicos no habrá tiempo suficiente para que esto ocurra.

Si alguna especie animal terrestre desarrolla la Inteligencia, inventará la Filosofía y la Ciencia, descubrirá formas de aprovechar los recursos naturales e inventará las Máquinas, más tarde los Motores y la Electrónica. Y la Tecnología Espacial.

En los Planetas Oceánicos también podrían aparecer seres inteligentes que desarrollen la Filosofía y la Ciencia, pero ésta estaría limitada a la Química, la Biología y a la Mecánica, quizás incluso la Bioingeniería, pero no podrían crear ni desarrollar Motores, Electrónica ni Tecnología Espacial. Sin Motores su capacidad de trabajo será muy reducida. Y sin Electrónica sus avances en otras ciencias estarían muy limitados.

La Infinita Variedad de los Planetas

En la Vía Láctea y en todas las galaxias del Universo, existe una casi infinita cantidad de planetas de cualquier tamaño imaginable (dentro de unos límites) y en condiciones muy diversas, alrededor de estrellas amarillas, sistemas binarios, Púlsares letales, Estrellas de Neutrones, etc.

La Astronomía nos ha descubierto que los planetas del Sistema Solar tienen características muy diferentes entre sí, y en las últimas décadas también hemos descubierto miles de planetas en estrellas vecinas.

En el futuro descubriremos muchos más planetas y cuando la tecnología lo permita emprenderemos viajes a otros Sistemas Estelares donde podremos estudiarlos con mucho más detalle.

En muchos planetas encontraremos Vida. Tal vez Inteligencia. Tal vez compañeros de Viaje a las Estrellas.

En cualquier caso, nos espera un futuro lleno de emocionantes descubrimientos y todo lo que encontremos nos deparará una infinita variedad de sorpresas.

Nota

El tema del Georeactor radiactivo en el centro de los planetas está siendo estudiado desde hace algunos años. Si queréis saber más os remito a dos excelentes artículos.

¿Un Reactor Nuclear en el Centro de la Tierra? publicado en 2.004.

The proto-Earth geo-reactor, en inglés, de 2.016.

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