Imagen: Todos los movimientos de los planetas son irregulares y varían en el tiempo bajo las influencias gravitacionales de todos los objetos del sistema solar. También se modifican los ejes de rotación de los planetas.
El final del eje de rotación de un planeta describe lentamente un círculo en un plano horizontal, como una peonza, este es el movimiento de precesión.
En el caso de la Tierra, el eje de rotación está inclinado 23° 26' 10.210" con respecto a su plano orbital. La inclinación del eje de la Tierra pierde 0,4686" por año, o aproximadamente 8' por milenio.
Crédito: Hoja de datos planetarios de la NASA
La oblicuidad de los planetas, o inclinación, se refiere al ángulo entre el eje de rotación de un planeta sobre sí mismo y su plano orbital alrededor de su estrella. La oblicuidad es, por tanto, la inclinación del ecuador del planeta en relación con su plano orbital llamado eclíptica.
Todos los planetas están sujetos a los caprichos de las fuerzas gravitacionales de los objetos del sistema solar. La deformación permanente del espacio-tiempo, es decir su curvatura, crea los caóticos flujos de gravedad.
El eje de rotación de los planetas, sensible a todas estas perturbaciones, varía con el tiempo, muy lentamente y de forma diferente para cada planeta.
Los planetas tienen órbitas que se encuentran aproximadamente en el mismo plano orbital, pero hoy su oblicuidad es diferente. La variación del eje de rotación de los planetas es un fenómeno complejo causado por varios factores (interacciones gravitacionales, fuerzas de marea, colisiones con objetos cósmicos, redistribución de masa dentro del planeta, etc.). Por tanto, este eje de rotación nunca es perpendicular al plano orbital del planeta. En efecto, la razón principal se debe a la distribución de masa dentro de un planeta que nunca es una esfera perfecta y de igual densidad, es decir con una distribución igual de masa. Esto es lo que lo obliga a girar como una peonza.
En el disco protoplanetario, los planetas deberían formarse con oblicuidades cercanas a cero. Sin embargo, los planetas del sistema solar presentan hoy en día una amplia variedad de oblicuidades que ahora varían entre mínimos y máximos. El caso de Mercurio es especial porque la fuerte disipación de marea debido a la proximidad del Sol mantiene la oblicuidad de Mercurio estrechamente en un valor cercano a cero.
Las colisiones a gran escala en el sistema solar probablemente también contribuyeron a la inclinación de la mayoría de las oblicuidades. Además, las resonancias superpuestas producen una gran cantidad de caos que tienen una gran influencia en el eje de rotación de los planetas. En astronomía, la resonancia orbital se observa cuando la proporción de los períodos orbitales está en relación con proporciones simples (1:2, 2:3, 3:4, etc.). Esto afecta las órbitas y los movimientos en el sistema planetario.
En realidad, los ejes de la mayoría de los planetas todavía están inclinados y hoy sólo observamos una etapa de transición de esta evolución.
Mercurio (≈ 0°): Debido a su rotación sincrónica, el eje de rotación de Mercurio no sufre una variación significativa de oblicuidad a lo largo del tiempo. Debido a la interacción entre las fuerzas de marea y la órbita excéntrica de Mercurio, se desarrolla una resonancia orbital. En un determinado punto de la órbita, el período orbital de Mercurio entra en resonancia 3:2 con su período de rotación, lo que significa que Mercurio realiza 3 rotaciones sobre su eje por cada 2 revoluciones alrededor del Sol. Cuando se produce resonancia orbital, el efecto combinado del frenado de las mareas y la resonancia orbital bloquea el eje de rotación de Mercurio en una posición estable con respecto al Sol.
Venus (≈ 177°): La rotación de Venus es retrógrada, lo que significa que su eje de rotación está inclinado en la dirección opuesta a la mayoría de los demás planetas del sistema solar. Por tanto, la oblicuidad de Venus es de aproximadamente 177,36° con respecto a la normal de su órbita alrededor del Sol. En comparación con la vertical, su oblicuidad es relativamente baja. Podemos decir que su eje está inclinado aproximadamente 2,64 grados. Su eje de rotación no sufre variaciones significativas en el tiempo.
Tierra (≈ 23,5°): La oblicuidad de la Tierra varía entre ≈ 22,1° y ≈ 24,5° durante un período de aproximadamente 25.765 años. Durante este período llamado "precesión de los equinoccios", el eje de la Tierra realiza una rotación completa, pasando por diferentes inclinaciones. Esta inclinación es responsable de la existencia de las estaciones en la Tierra. Es posible que el eje de rotación de la Tierra se haya estabilizado gracias a la captura de la Luna.
Marte (≈ 25,19°): durante un período de aproximadamente 1,2 millones de años, la oblicuidad de Marte varía entre 14,9 y 35,5°. Sin embargo, demasiado lejos del Sol y sin un gran satélite, Marte tendría una oblicuidad caótica, que oscilaría entre 0° y 60°.
Júpiter (≈ 3,1°): La oblicuidad de Júpiter puede variar de 3° a 30° durante un período de 5 millones de años. A pesar de su valor actual particularmente bajo, la oblicuidad de Júpiter está aumentando actualmente debido a la migración de los satélites galileanos. Los satélites galileanos (Io, Europa, Ganímedes y Calisto) se están alejando actualmente de Júpiter a un ritmo de aproximadamente 1 cm por año. Los modelos muestran que la oblicuidad de Júpiter aumentará gradualmente durante los próximos millones de años. Aunque la fuerza de los satélites es débil, actúa de forma constante durante un largo período de tiempo. Se necesitarán aproximadamente 2,7 millones de años para que el eje de rotación de Júpiter avance un grado debido a los satélites galileanos.
Sin embargo, aunque esta influencia gravitacional está presente, generalmente no es suficiente para provocar cambios drásticos en el eje de rotación de Júpiter. Otros factores, como la distribución de la masa atmosférica o la resonancia con la órbita de Urano, influyen en la dinámica de rotación del planeta. Las corrientes de aire, las tormentas y las perturbaciones climáticas pueden provocar movimientos verticales y horizontales de la masa atmosférica, redistribuyendo así la masa en diferentes altitudes y latitudes.
Saturno (≈ 26,7°): La gran oblicuidad de Saturno permite a los observadores ubicados en la Tierra observar sus magníficos Anillos.
Los satélites de Saturno, y en particular Titán (más grande que Mercurio), son en parte responsables de la actual oblicuidad del planeta gigante. Según un trabajo publicado el 18 de enero de 2021 por científicos del CNRS, la Universidad de la Sorbona y la Universidad de Pisa, el planeta se inclina cada vez más a medida que sus satélites se alejan.
Urano (≈ 97,8°): a diferencia de todos los demás planetas del Sistema Solar, Urano está muy inclinado sobre su eje, casi paralelo a su plano orbital. Está tan inclinado que da la impresión de girar en su órbita exponiendo alternativamente su polo norte y luego su polo sur al Sol. Lo que significa que sus polos norte y sur se encuentran donde los demás planetas tienen sus ecuadores.
Se han propuesto dos hipótesis para explicar esta “extrema oblicuidad”.
Es posible que Urano haya sufrido una o más colisiones violentas con protoplanetas primordiales en las primeras etapas de la historia del sistema solar. Alternativamente, las perturbaciones gravitacionales o resonancias causadas por Júpiter y Saturno podrían haber afectado la inclinación de Urano con el tiempo. Pero es probable que una combinación de varios factores haya contribuido a la inclinación actual de Urano.
Neptuno (≈ 28,3°): La inclinación axial de Neptuno es hoy aproximadamente similar a las inclinaciones de la Tierra (≈ 23°), de Marte (≈ 25°) y de Saturno (≈ 26°).
Júpiter y Saturno cruzaron la resonancia orbital 1:2 hace unos 4.500 millones de años, durante la migración de los planetas gigantes. Este paso habría provocado importantes perturbaciones gravitacionales en el Sistema Solar.
La oblicuidad de los planetas observada hoy es el resultado complejo, a lo largo del tiempo, de interacciones gravitacionales, colisiones entre protoplanetas primordiales, perturbaciones ligadas a resonancias y otros fenómenos dinámicos desconocidos.
Podemos recordar que todos los planetas debieron formarse con una oblicuidad cercana a cero.
Pero muy pronto, las oblicuidades de los planetas pueden haber experimentado un comportamiento caótico a gran escala. Y con el tiempo, una combinación de factores dinámicos del sistema solar ha influido en las oblicuidades de los planetas.
Mercurio y Venus, cercanos al Sol, se han estabilizado por efectos disipativos, la Tierra puede haberse estabilizado por la captura de la Luna y Marte todavía se encuentra en una gran zona caótica. En cuanto a las oblicuidades de los planetas exteriores (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno), las simulaciones las consideran primordiales, es decir, con aproximadamente la misma inclinación que tenían originalmente después de las grandes colisiones con protoplanetas.
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