Gravedad superficial

La gravedad de la superficie es realmente la cantidad más importante cuando se trata de determinar muchas de las propiedades de su planeta. Se puede usar para restringir la composición atmosférica, la masa y el radio planetarios, la composición y más.

Un planeta con masa$M$y radio$R$tiene una gravedad superficial de$g\equiv GM/R^2$. Por lo tanto, todos los planetas con la gravedad superficial de la Tierra obedecen a la siguiente relación masa-radio:

$$\frac{M}{M_{\oplus}}=\left(\frac{R}{R_{\oplus}}\right)^2\tag{1}$$ dónde$_{\oplus}$denota un parámetro de la Tierra.

Los teóricos han ideado relaciones masa-radio adicionales que dependen de la composición de un planeta. Seager et al. 2008 presentó relaciones masa-radio para una serie de composiciones de planetas rocosos. Tracé sus resultados para varios tipos de planetas diferentes (hierro, agua, silicato y grafito), así como el criterio de$(1)$:

Suponiendo que el hierro es la composición probable más densa, vemos un límite de radio inferior de$R\approx0.5R_{\oplus}$, correspondiente a$M\approx0.2M_{\oplus}$. Parece que hemos encontrado exoplanetas con densidades más altas (por ejemplo , Kepler-36b ), pero eso puede deberse a errores de medición; parecen poco físicos.

Ahora, a menudo se cree que los planetas de hierro se forman a través de impactos gigantes: colisiones entre protoplanetas ( Marcus et al. 2010 ); Se cree que Mercurio se vio afectado por tales colisiones. Podemos calcular la masa del mayor remanente de tal colisión por la fórmula

$$M_{\text{rem}}=\left[-1.2(f_{\text{Fe}}-0.33)^{1/1.65}+1\right]M_0(1+\gamma)$$ dónde$f_{\text{Fe}}$es la fracción de masa de hierro final,$M_0$es la masa inicial del protoplaneta, y$\gamma$es la relación de masa del impactador al protoplaneta. Por lo general, un límite superior de$f_{\text{Fe}}\sim0.8$se supone que es el límite teórico. Si ignoramos esto y establecemos$f_{\text{Fe}}=1$y$M_{\text{rem}}=0.2M_{\oplus}$, encontramos eso$M_0(1+\gamma)=3.41$, que puede ser satisfecho por, digamos, un$2M_{\oplus}$protoplaneta y un$1.4M_{\oplus}$proyectil - no irrazonable. Para$f_{\text{Fe}}=0.8$, podemos darnos el lujo de tener cuerpos más pequeños. De cualquier manera, producir un planeta de hierro de la masa deseada es bastante fácil.

Placas tectónicas

La tectónica de placas depende de una serie de factores, incluidos el tamaño y la composición de un planeta. Cuanto más pequeño es el planeta, más rápida es la velocidad de enfriamiento, lo que significa que es probable que este cuerpo se enfríe rápidamente, lo que hace inviable la tectónica de placas. Sin embargo, podría decirse que nuestro planeta de hierro sin manto carece de manto o corteza, por lo que la tectónica de placas tal como la conocemos no puede existir en ningún momento.

La temperatura

Suponiendo una superficie sólida de hierro, con agua constituyendo la parte líquida, no veo ninguna razón por la que la temperatura no pueda ser similar a la de la Tierra, suponiendo una atmósfera similar. El albedo debería ser el mismo, y si el planeta está tan lejos de una estrella similar al Sol como lo está la Tierra, su temperatura efectiva debería ser la misma. Dependiendo de la atmósfera con la que termines, puedes variar los parámetros orbitales y estelares como quieras.

Atmósfera

El escape atmosférico será un problema ; así es como la Tierra perdió su envoltura inicial de hidrógeno/helio. Lo cubrí más a fondo en una respuesta en Physics Stack Exchange , pero la ecuación importante aquí es para el flujo de Jeans para una partícula de masa.$m$,$\phi_J(m)$, que describe cuántas partículas de masa$m$escapará de la atmósfera a través de métodos térmicos:

$$\phi_J(m)\propto n_c\sqrt{\frac{2kT}{m}}\left(1+\frac{GMm}{kTr}\right)\exp\left(-\frac{GMm}{kTr}\right)$$ El término importante aquí es $$\frac{GMm}{kTr}\approx\frac{gR}{kT}$$ dónde$r$es la distancia al borde inferior de la exosfera. Dado que$g$es lo mismo que$g$en la Tierra, y$R=0.2R_{\oplus}$, entonces, a temperaturas superficiales similares a las de la Tierra, deberíamos ver flujos de Jeans sustancialmente más altos.

El flujo de jeans afecta principalmente al hidrógeno, el helio y otros gases ligeros, por lo que estos gases pueden perderse por completo. También es posible que se pierdan oxígeno, nitrógeno y gases relacionados, aunque los mecanismos principales de su pérdida son no térmicos. Aún así, es probable que tengas una atmósfera diferente a la de la Tierra.

Rotación y revolución

Estos son esencialmente arbitrarios. Puedes poner el planeta tan cerca o tan lejos de la estrella como quieras (aunque recomendaría mantenerlo en la zona habitable si quieres vida), para que puedas elegir los valores que se adapten a tus propósitos. El tamaño, la masa y la gravedad de la superficie no son importantes aquí para las bajas tasas de rotación; como señaló ben, para grandes velocidades angulares, la fuerza centrífuga de hecho se vuelve importante.

Probablemente podamos hacer un planeta realmente pequeño si asumimos que está hecho de un material muy denso como iridio o platino o similar, al menos en el núcleo.

Sin embargo, hay otro factor que necesitamos: el tamaño del bioma. Cuanto más pequeño sea el bioma, más lento se desarrollará. Uno lo suficientemente pequeño podría incluso terminar en un estancamiento evolutivo: cualquier avance que requiera algunas mutaciones menos ventajosas es imposible porque el bioma es demasiado pequeño para que sobrevivan a la competencia sin mutar el tiempo suficiente.

Si quieres un planeta realmente pequeño y una evolución de alta velocidad, te sugiero un planeta de agua con casquetes polares congelados. Algo así como Europa, pero en la zona habitable. Deja que tenga mucha energía, por ejemplo, por ser parte de un sistema de planetas binarios y estar cerca de un sol no muy brillante, para que las fuerzas de las mareas calienten el núcleo y creen muchos volcanes submarinos.

Este planeta tiene una gravedad mucho menor, pero por lo demás podría ser bastante similar a la Tierra.

Las plantas podrían comenzar a formarse como algas, convirtiéndose en nenúfares en pequeños lagos de agua rodeados de hielo, luego extenderse por el resto del océano y eventualmente competir por la altura, formando pasto o incluso bambú como plantas flotantes, conectadas con raíces, por lo que animales más pequeños puede caminar sobre ellos, como en un pantano.

Como no existe una tierra real, tenemos que hacer evolucionar a nuestros humanoides a partir de animales más cercanos al océano, tal vez de forma similar a los pingüinos, pero eventualmente conquistando el hielo de una manera cercana a los Innuit y llevándose plantas con ellos usando invernaderos o granjas flotantes una vez que estén. tener tecnología.