PresentaciÃ³nbio (1)

8/18/2019 PresentaciÃ³nbio (1)

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ORIGEN DELSISTEMA SOLAR:

TEORÍAPLANETESIMAL

Iris Torres y Víctorde la Llave


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¿Cómo se formó el sol?•La mayor parte de la materia se acumuló en el centro. La

presión era tan elevada que los átomos comenzaron apartirse, liberando energía y formando una estrella. lmismo tiempo se iban de"niendo algunos remolinos que, alcrecer, aumentaban su gravedad y recogían másmateriales en cada vuelta.

• #ambi$n %abía muc%as colisiones. &illones de ob'etos seacercaban y se unían o c%ocaban con violencia y se partíanen trozos. Los encuentros constructivos predominaron y, ensólo ()) millones de a*os, adquirió un aspecto seme'anteal actual. +espu$s cada cuerpo continuó su propia

evolución.


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l sol.

• Las primeras estrellas debieron formarse pronto. Las más antiguas pueden

tener (-.))) m.a., formándose en un universo 'oven/ de unos 0)) m.a.

• l 1ol es muc%o más 'oven.

– 2nos 3.))) m.a.

–

La tasa de termonuclear que se calcula le queda, permite suponerque puede vivir otros 3))) m.a. s decir, es una estrella que está en suedad media, lo cual lo corrobora tb su color4 azul, amarillo, ro'o.


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l sol una estrella de segundageneración.

• n la #ierra %ay elementos pesados como el %ierro.

• n el 1ol 5del que procede la #ierra y demás planetas de su sistema5, tambi$ntendremos elementos pesados y los demás elementos.

• n otras estrellas no %ay elementos pesados, ni en sus planetas. Las estrellas másprimitivas tienen 6 y 6e solamente, o alg7n otro elemento ligero.

•Las estrellas que están más en el centro de nuestra gala8ia, son más ligeras/. 1ededuce que son muc%o más antiguas9 al formarse de nebulosas más antiguas, estascarecen de elementos pesados.

• :tras contienen elementos pesados. 1on originadas por una nueva generación ;secree que puede %aber %asta < generaciones de estrellas.

• Las primeras estrellas que se formaron de la nebulosa primitiva eran muy grandes;gigantes= y muy brillantes, muc%o más que el sol ;cuanta más masa, más desprende=, y con una vida relativamente corta. Las enanas, sin embargo,permanecen en actividad muc%o más tiempo.

• +e esas primeras estrellas gigantes no queda ninguna, ya %an desaparecido, acabaronestallando4 1upernovas.


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l sol una estrella de segundageneración.

• sto origina >olvo Cósmico, que se fue difundiendo por el espacioen forma de nebulosa de @ generación ;a%ora con elementospesados, %asta Ae=

• >uede asociarse a otras masas de gases tambi$n de segundageneración o bien primitivas ;de %ec%o las nebulosas que

conocemos tienen una composición muy variada, lo que delataque antes formaron parte de una estrella=

• Las turbulencias originan zonas de condensación, y de aquí seformarían nuevas estrellas, a%ora de @ generación ;como nuestro1ol= – 1e dice que somos polvo de estrellas/4 el C solo puede formarse en

una estrella gigante9 el Ae, solo de la e8plosión de una 1upernova.


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Aormación y evolución.

• Los planetas se formarían por un proceso de acreció !ac"#"lació$ %or coalescecia.

• 5>eque*as partículas sólidas irían creciendo por coalescencia ;esas partículas atraen a otras másligeras=4 %laetesi#ales.

• 5stos, colisionan se mantienen calientes y en estado viscoso capaz de seguir fusionándosecon otros siguen creciendo quedan al "nal pocos planetas y de gran tama*o. Los c%oques de

planetesimales que giran en el mismo sentido, no serán tan fuertes que se destruyanB Lo vemos enlos cráteres de impacto no volcánicos5 en todos los planetas.

• 5Las colisiones serían con cuerpos cada vez más peque*os, y así la acreción por coalescencia se iríadeteniendo y limpiándose cada vez más su órbita.

• 5unque en principio todos los planetoides seguirían órbitas paralelas y conc$ntricas, de modo queno %abría nuevos encuentros ;miles de planetoides formando algo parecido a los anillos de 1aturno=.

sa situación de estabilidad no llegaría a formar el sistema solar, pero nuevos estudios inciden en laimportancia de4

– 5los rebotes4 no suponen acreción ni destrucción, pero si cambio de órbitas, que ya no seríanparalelas y pueden seguir c%ocando

– 5los acercamientos, que producen desvíos y cambios de órbitas tb

• +e ese modo, en unos -)) ma se %abrían ido formado así los planetas.

• Los asteroides de órbitas oblicuas producirían los cráteres de impacto más recientes.


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#eoría planetesimal

1on ob'etos sólidos que e8isten en losdiscos protoplanetarios. n esaprimitiva nebulosa de gases y polvo en

forma de disco, las partículas sólidasmás masivas actuarían como n7cleode condensación de las más peque*as,

dando lugar a ob'etos sólidos cada vezmás grandes que, en el curso demillones de a*os, acabarían creando

los planetas.


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Aormación y evolución

• n la teoría com7nmente aceptada sobre la formación de los planetas, ladenominada %ipótesis nebular, sostiene que los planetas se forman por laagregación de granos de polvo que c%ocan y se van uniendo para formarcuerpos cada vez más grandes, denominados planetesimales. Cuandoalcanzan una medida apro8imada de un Dilómetro, podrían atraerse unos aotros debido a su propia gravedad, ayudando a un crecimiento mayor %asta

la creación de protoplanetas de un tama*o apro8imado al de la Luna. Loscuerpos más peque*os que los planetesimales no e'ercen una atraccióngravitaria su"ciente sobre las partículas vecinas como para agregarlas, peroaun así se producen colisiones debido al movimiento broEniano de laspartículas o a turbulencias en el gas. lternativamente, algunosplanetesimales tambi$n podrían %aberse formado dentro de una espesa

capa de granos de arena situada en el plano medio de un discoprotoplanetario, y que e8perimentase una inestabilidad gravitacionalcolectiva. &uc%os de los planetesimales se destruirían debido a colisionesviolentas, pero unos cuantos de los más grandes podrían sobrevivir a esosencuentros y continuar creciendo %asta convertirse, primero enprotoplanetas y posteriormente en planetas.


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Aormación y evolución

• stá generalmente aceptado que %ace apro8imadamente-.F)) millones de a*os, tras un período conocido como elGombardeo intenso tardío ;Late %eavy bombardment=, muc%osde los planetesimales dentro del 1istema 1olar %abían sido obien e8pulsados del mismo, a distantes órbitas e8c$ntricas

tales como la Hube de :ort, o bien %abían colisionado conob'etos más grandes debido a la atracción de los grandesplanetas gaseosos ;particularmente I7piter y Heptuno=. 2nospocos planetesimales podrían %aber sido capturados comolunas, tales como Aobos, +eimos ;las lunas de &arte=, o

muc%as de las lunas peque*as y de gran inclinación de losplanetas gigantes gaseosos, en especial Aebe, la peque*a lunade 1aturno. n la actualidad se están observando diversaszonas que, seg7n los indicios recogidos, estarían en plenaformación de planetesimales.


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lgunas teorías4

• #eoría de la creción.

• La teoría del protoplaneta.

•

#eoría Laplaciana &oderna.• #eoría de la Captura.

• #eoría de la Hebulosa &oderna.


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#eoría de la creción.

s la agregación de materia a uncuerpo. Aue propuesta por el geofísicoruso :tto 1c%midl en (J


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#eoría Laplaciana &oderna.

n (0JK sugirió primero, que el sol y losplanetas se formaron en una nebulosa den7cleo muy condensado y con altas

temperaturas en rotación alrededor de une'e "'o que se enfrió y colapsó. 1e condensóen anillos que eventualmente formaron losplanetas, y una masa central que se

convirtió en el 1ol.


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La teoría del protoplaneta.

+esarrollada por erard >. Muiper y #%omas C%roEder C%amberlin. +iceque inicialmente %ubo una densa nube

interestelar que formó un c7mulo. Lasestrellas resultantes, por ser grandes,tenían ba'as velocidades de rotación,

en cambio los planetas, formados en lamisma nube, tenían velocidadesmayores cuando fueron capturados por

las estrellas, incluido el 1ol.


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#eoría de la Captura.

l sol interact7a con una protoestrellacercana, sacando un "lamento demateria de la protoestrella. Los

planetas terrestres se e8plican pormedio de colisiones entre losprotoplanetas cercanos al sol9 y los

planetas gigantes y sus sat$lites, see8plican cómo condensaciones en el"lamento e8traído.


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#eoría de la Hebulosa &oderna .

Nmplican que antes de la e8istencia del sistemasolar una estrella al "nal de su vida se convirtióen una supernova que durante miles de a*os

liberó material estelar al espacio, "nalmente alcolapsar, e8plotó dando origen al materialconstitutivo del sol y los planetas agrupados enuna gran nebulosa. La nube así formada via'a

por el espacio con un movimiento rotatorio omovimiento angular, remanente del propiomovimiento dela estrella primitiva.


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Aormación de planetas e8terioresseg7n la teoría planetesimal.

• Los protoplanetas más grandes fueron lo su"cientemente masivospara acumular gas del disco protoplanetario, y se cree que susdistribuciones de masa se pueden entender a partir de susposiciones en el disco, aunque esa e8plicación es demasiadosimple para dar cuenta de muc%os otros sistemas planetarios. n

esencia, el primer planetesimal 'oviano en alcanzar la masa críticarequerida para capturar gas de %elio y subsecuentemente gas de%idrógeno es el más interior, porque Ocomparado con las órbitasmás le'anas del 1olO aquí las velocidades orbitales son más altas,la densidad en el disco es mayor y las colisiones ocurren másfrecuentemente. sí I7piter es el 'oviano más grande porque

acumuló gases de %idrógeno y %elio por el periodo más largo detiempo, y 1aturno es el siguiente. La composición de estos dosestá dominada por los gases de %idrógeno y %elio capturados;apro8imadamente J0P y J)P de la masa, respectivamente=.


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• Los protoplanetas de 2rano y Heptuno alcanzaron el tama*o crítico paracolapsar muc%o despu$s, y por eso capturaron menos %idrógeno y %elio, queactualmente constituye cerca solamente de Q de sus masas totales.

• 1iguiendo a la captura de gas, se cree actualmente que el 1istema 1olare8terior %a sido formado por migraciones planetarias. sí como la gravedadde los planetas perturbó las órbitas de los ob'etos del cinturón de Muiper,

muc%os fueron dispersados %acia dentro por 1aturno, 2rano y Heptuno,mientras que I7piter muc%as veces e8pulsó esos ob'etos completamentefuera del 1istema 1olar. Como resultado, I7piter migró %acia dentro mientrasque 1aturno, 2rano y Heptuno migraron %acia fuera. 2n descubrimientoimportante en el entendimiento de cómo esto condu'o a la estructura actualdel 1istema 1olar ocurrió en ))


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• sta resonancia podría poner a 2rano y Heptuno en órbitas máselípticas, teniendo una probabilidad de 3)P de que cambiaranlugares. l ob'eto que terminó siendo el más e8terior ;Heptuno=podría entonces ser forzado %acia fuera, al cinturón de Muiper comoinicialmente e8istió.

•

La interacción subsecuente entre los planetas y el cinturón de Muiperdespu$s de que I7piter y 1aturno pasaron por la resonancia de 4(puede e8plicar las características orbitales y las inclinaciones del e'ede los planetas gigantes e8teriores. 2rano y 1aturno acabaron dondeestán debido a las interacciones con I7piter y entre ellos, mientrasque Heptuno terminó en su lugar actual porque es a%í donde el

cinturón de Muiper terminaba inicialmente. La dispersión de losob'etos del cinturón de Muiper puede e8plicar el intenso bombardeotardío que ocurrió apro8imadamente %ace < mil millones de a*os.


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Aormación de planetas interioresseg7n la teoría planetesimal.

• Los planetas interiores son los cuatro planetas máscercanos al 1ol, es decir4 &ercurio, Renus, la #ierra y&arte. 1on peque*os y de densidad elevada ;-53 gScmT=principalmente por materiales transparentes y rocososcon una estructura interna bien diferenciada y con untama*o similar. La composición isotópica de estos cuerposy su densidad variable ;mayor en &ercurio y menor en&arte= ofrecen importantes pistas sobre la formación delsistema solar. Los cuatro tienen super"cies sólidas con lostres 7ltimos poseyendo tambi$n una atmósfera. l estudiocomparativo de los cuatro planetas permite estudiar laevolución geológica en un conte8to más amplio que el de7nicamente la #ierra.


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• &ás allá de la órbita de &arte seencuentra el cinturón de asteroidesuna región del 1istema 1olar en la

que se encuentran abundantesasteroides que no llegaron a formarnunca un planeta.


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• +esde el punto de vista astronómico en cada uno delo planetas más interiores &ercurio y Renus poseenelevados ángulos de fase y tanto $l, como I7piter,presentan un elevado movimiento retrógrado en su

movimiento aparente observado desde la #ierra. Losplanetas interiores giran lentamente sobre símismos ;&ercurio 3F días, Renus


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strellas.• 1on todo ob'eto astronómico que brilla con luz propia. Con

más precisión, es una esfera de plasma, que mantiene suforma gracias a un equilibrio de fuerzas entre la fuerza degravedad, que empu'a la materia %acia el centro de laestrella, y la presión que %ace el plasma %acia fuera, comosucede en un gas, que tiende a e8pandirlo. randes masas

de polvo cósmico y materia gaseosa principalmente ;6 y 6e=• #ama*o4 desde gigantes ro'as %asta enanas blancas y

agu'eros negros.

• Luminosidad originada por la de reacciones termonuclearesque se dan en su n7cleo. +epende de la cantidad de masa.

• #emperatura super"cie color.


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Hacimiento, evolución y muerte deuna estrella.

• n zonas más densas de la masa de polvo y gas en los brazosespirales de la gala8ia ;protoestrellas=,

• 1e concentra por gravedad gota/ de materia crece poragregación. umenta la >, #, reacciones termonucleares por fusión6 6e en su interior. 1ol, empieza a brillar.

– su alrededor nuevas acumulaciones >lanetas, sin el tama*o necesario paraque se produzcan reacciones termonucleares y tener luz propia.

• Las reacciones se e8tienden del n7cleo al e8terior se calienta se dilata se va enfriando la capa más e8terna, brillo ro'izo Gi&ate ro'a ;tama*o má8imo=. – Capa e8terior se dispersa en el espacio ;Hebulosa planetaria= y se

reduce a

Eaa (laca.

al agotar su combustible 6e, se enfriaráy se apagará ;Eaa e&ra$)

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