Sin duda, los temas de astronomía y cosmología despiertan la curiosidad y el interés de muchos. Sin embargo, siempre buscando respuestas a preguntas cada vez más exóticas, muchas veces pasamos por alto cuestiones que casi damos por supuestas, pero de las que no sabemos muy bien su porqué. Y hoy vamos a tratar algo que nos parece tan común y corriente que lo asumimos con naturalidad: la forma (cuasi)esférica de los planetas. Así pues, ¿cómo y por qué adquieren esa forma en particular?
Según la Unión Astronómica Internacional (UAI, International Astronomical Union o IAU en inglés) un planeta es un cuerpo celeste que ha de cumplir tres requisitos: I) estar en órbita alrededor del Sol; II) tener suficiente masa para que su propia gravedad haga que su forma sea redonda o casi redonda y III) haber despejado o limpiado la vecindad alrededor de su órbita. Por lo tanto, ya os dais cuenta de que la forma redonda es un requisito para poder denominar a un cuerpo celeste como “planeta”. De hecho, la propia UAI, en su descripción de los requisitos, ya nos está dando una pista de por qué o cómo los planetas tienen esa forma: “tener suficiente masa para que su propia gravedad haga que…”. Así pues, ya podemos afirmar que la forma redonda tiene que ver con la fuerza de gravedad.
Un planeta es un cuerpo celeste que ha de cumplir tres requisitos: 1º estar en órbita alrededor del Sol; 2º, tener suficiente masa para que su propia gravedad haga que su forma sea redonda o casi redonda y 3º, haber despejado o limpiado la vecindad alrededor de su órbita.
Los planetas se forman cuando el material en el espacio comienza a chocar y, como consecuencia, a agruparse. Si estos choques continúan, al cabo de un tiempo, esta acumulación de materia adquiere una masa considerable. Cuando esto ocurre, la fuerza de gravedad que genera el cuerpo, que depende de la masa del mismo, empieza a ser importante. Esto implica dos cosas. La primera, que cada vez va a atraer más trozos de materia hacia sí. La segunda que, al ir “absorbiendo” los trozos de materia cercanos, comienza a “limpiar” su camino alrededor de la estrella en que está orbitando. Esta “limpieza” se produce a través de colisiones, capturas o interferencias en su órbita generando una situación en la que a su alrededor o “en su vecindad” no viajan o no le acompañan otros cuerpos celestes más pequeños. En este momento ya tenemos un cuerpo celeste con una masa considerable que gira en una órbita “limpia” alrededor de una estrella. Pero, en principio, la forma de este cuerpo no tendría que tener una forma determinada, sino que debería de ser aquella resultante de los sucesivos choques de trozos de cuerpos celestes. Sin embargo, la acción de la gravedad hace que estos cuerpos celestes, en principio con formas aleatorias, acaben teniendo una forma esférica.
Esto básicamente ocurre porque el campo gravitatorio creado por cualquier masa tiene geometría radial, es decir, un cuerpo que tiene una masa determinada atrae hacia sí la materia igualmente en todas las direcciones (ver figuras 1 y 2). De hecho, según la Ley de la Gravitación Universal, cada cuerpo con una determinada masa no nula atrae a todos los demás cuerpos de masa no nula del universo mediante una fuerza que apunta en línea recta entre los centros de masa (punto en el que se concentra toda la masa de un determinado sistema) de ambos cuerpos. Por lo tanto, esta fuerza de atracción siempre apunta “hacia adentro”. En términos más coloquiales, podemos decir que la gravedad “tira de los bordes hacia el centro de la materia que rodea al centro de masas”.
La acción de la gravedad hace que determinados cuerpos celestes, en principio con formas aleatorias, acaben teniendo una forma esférica.
Figura 1. Dirección de la fuerza de gravedad actuando sobre la circunferencia exterior.
Figura 2. Fuerza de gravedad actuando sobre una partícula que gira alrededor de la masa central M.
Como la gravedad es una fuerza radial que empuja en todas las direcciones “hacia adentro”, el resultado de esta compactación es una esfera. Estas esferas son los planetas que tenemos hoy en día en el Sistema Solar.
Sabiendo ya cómo funciona la gravedad, veamos cómo se formaron los planetas y cómo adquirieron su forma (ver figura 3). Sabemos que después del Big Bang no había nada más que partículas sueltas, no había acumulaciones de masa. A medida que pasó el tiempo, la temperatura de este universo primigenio fue bajando y se empezaron a formar las primeras acumulaciones de materia muy pequeñas en forma de polvo. Este polvo comenzó a formar pequeños cúmulos (“small clumps” en la figura 3) de materia que empezaron a crecer de tamaño. Algunos de estos que, de manera aleatoria, lograron acumular más partículas de polvo, empezaron a ejercer una fuerza de gravedad apreciable sobre las partículas más pequeñas de alrededor de manera que los cúmulos se empezaron a convertir en lo que llamamos planetesimales, objetos de alrededor de un kilómetro de diámetro cuya fuerza de gravedad interna ya es suficiente para mantenerlo unido como un bloque. Estos planetesimales comienzan a atraer más y más trozos de materia que se van acoplando formando los “planetas embrionarios (planetary embryo en la figura 3)”. Con el paso de millones de años, el material originalmente poco denso se empieza a densificar y compactar por la acción de la atracción “hacia el centro” que ejerce la gravedad. Digamos que las partículas tienden a acumularse en el centro y se compactan en este proceso. Como la gravedad, como ya hemos mencionado, es una fuerza radial que empuja en todas las direcciones “hacia adentro”, el resultado de esta compactación es una esfera. Estas esferas son los planetas que tenemos hoy en día en el Sistema Solar.
Ya sabemos cómo se forman los planetas y por qué tienen esa forma esférica. Pero si os fijasteis, anteriormente mencionamos que los planetas eran (cuasi)esféricos. Es importante hacer esta puntualización porque los planetas, en realidad, no son esferas perfectas. De hecho, se acercan más a lo que se conoce como elipsoide o esferoide oblato. Esto es así porque si medimos el diámetro de la Tierra desde el Polo Norte al Polo Sur, tenemos un valor de 12.714 km, mientras que en el ecuador terrestre es de 12.756 km (ver figura 4). Estos 42 km de diferencia son los que determinan que la Tierra se aleja un poco de lo que sería una esfera perfecta en la que los diámetros medidos en cualquier posición deberían de ser iguales.
Pero, ¿por qué hay esta pequeña diferencia de diámetro? Pues lo cierto es que esta diferencia se debe a la velocidad de rotación de la Tierra que es de 1674,4 km/h. Cuando un objeto gira sobre un eje, aparece lo que se llama una fuerza centrífuga que tiende a tirar del objeto “hacia afuera”, tiende a deformarlo como “estirándolo” en dirección perpendicular al eje de rotación. Un ejemplo claro de esto es lo que ocurre con la masa de la pizza. Cuando el pizzero la hace girar en el aire, vemos cómo esta se estira y gana en superficie. Esto ocurre precisamente por la fuerza centrífuga. En el caso de la Tierra, sabemos que está rotando sobre un eje que pasa por los Polos. Por lo tanto, la fuerza centrífuga actúa “estirándola” por el ecuador. Esta deformación es posible porque, aunque pensemos en la Tierra como una “bola rígida”, lo cierto es que en el interior de la Tierra existen diferentes capas y algunas no son sólidas (por ejemplo, el núcleo externo tiene una consistencia “fluida” y la astenosfera, que es parte del manto, está formada por rocas más “fluidas”). Esto permite que la Tierra tenga una cierta capacidad de deformación que hace que la fuerza centrífuga “achate” los Polos y “estire” el ecuador.
¿Y cómo son el resto de planetas del Sistema Solar? Pues hay de todo dependiendo de la composición de los planetas. Mercurio y Venus son sólidos rocosos y son los más redondos de todos. Ellos son casi esferas perfectas y las mediciones revelan que su achatamiento en los Polos es casi nulo teniendo idénticos diámetros en los Polos y en el ecuador. Los casos de Saturno y Júpiter son los más extremos dado que su composición es, en gran parte, gaseosa. El diámetro en el ecuador de Saturno es un 10,7% más grande que el de sus polos, mientras que en Júpiter es un 6,9% más grande. En el caso de la Tierra su diámetro en el ecuador es solo un 0,3% más grande y el de Marte un 0,6%. Los casos de Urano y Neptuno están en un término medio. Urano es 2,3% más grueso en el ecuador mientras que Neptuno lo es un 1,7%.