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Iris Torres y Victor de la
Llave 4º
ORIGE
N DEL
SISTE
MA
SOLAR
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¿Cómo se formó el
sol?
• La mayor parte de
la
materia se
acumuló en el
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centro. La presión era tan elevada que los átomos comenzaron a
partirse,
liberando energía y formando una estrella. l mismo tiempo se
iban definiendo
algunos remolinos que, al crecer, aumentaban su gravedad y
recogían más
materiales en cada vuelta.
•!ambi"n #abía muc#as colisiones. $illones de ob%etos se
acercaban y se unían oc#ocaban con violencia y se partían en
trozos. Los encuentros constructivos
predominaron y, en sólo &'' millones de a(os, adquirió
un aspecto seme%ante al
actual. )espu"s cada cuerpo continuó su propia evolución.
)efinición*Los planetesimales son ob%etos sólidos que se estima
que e+isten en los discos
protoplanetarios. n esa primitiva nebulosa de gases y
polvo en forma de disco, las
partículas sólidas más masivas actuarían como n-cleo de
condensación de las más
peque(as, dando lugar a ob%etos sólidos cada vez más
grandes que, en el curso de
millones de a(os, acabarían creando los planetas.
unque el nombre se aplica siempre a
peque(os cuerpos durante el proceso de formación de los
planetas, algunos científicos
usan la palabra tambi"n como t"rmino general para referirse a
muc#os cuerpos menores
del /istema /olar 0tales como asteroides y cometas1 que
sobrevivieron al proceso de
formación.
2ormación y evolución*
n la teoría com-nmente aceptada sobre la formación de los
planetas, la
denominada #ipótesis nebular, sostiene que los planetas se
forman por la agregación de
granos de polvo que c#ocan y se van uniendo para formar cuerpos
cada vez más
grandes, denominados planetesimales. Cuando alcanzan una medida
apro+imada de
un 3ilómetro, podrían atraerse unos a otros debido a su propia
gravedad, ayudando a un
crecimiento mayor #asta la creación de protoplanetas de un
tama(o apro+imado al de
la Luna. Los cuerpos más peque(os que los planetesimales no
e%ercen una atracción
gravitaria suficiente sobre las partículas vecinas como para
agregarlas, pero aun así se
producen colisiones debido al movimiento bro4niano de las
partículas o a turbulencias
en el gas. lternativamente, algunos planetesimales tambi"n
podrían #aberse formado
http://es.wikipedia.org/wiki/Kil%C3%B3metrohttp://es.wikipedia.org/wiki/Protoplanetahttp://es.wikipedia.org/wiki/Lunahttp://es.wikipedia.org/wiki/Movimiento_brownianohttp://es.wikipedia.org/wiki/Protoplanetahttp://es.wikipedia.org/wiki/Lunahttp://es.wikipedia.org/wiki/Movimiento_brownianohttp://es.wikipedia.org/wiki/Kil%C3%B3metro
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dentro de una espesa capa de granos de arena situada en el plano
medio de un disco
protoplanetario, y que e+perimentase una inestabilidad
gravitacional colectiva. $uc#os
de los planetesimales se destruirían debido a colisiones
violentas, pero unos cuantos de
los más grandes podrían sobrevivir a esos encuentros y continuar
creciendo #asta
convertirse, primero en protoplanetas y posteriormente
en planetas.
stá generalmente aceptado que #ace apro+imadamente 5.6''
millones de a(os, tras un
período conocido como el 7ombardeo intenso tardío 0Late
#eavy bombardment1,
muc#os de los planetesimales dentro del /istema /olar #abían
sido o bien e+pulsados
del mismo, a distantes órbitas e+c"ntricas tales como la 8ube de
9ort, o bien #abían
colisionado con ob%etos más grandes debido a la atracción de los
grandes planetas
gaseosos 0particularmente :-piter y 8eptuno1. ;nos pocos
planetesimales podrían #aber
sido capturados como lunas, tales como 2obos, )eimos 0las lunas
de $arte1, o muc#as
de las lunas peque(as y de gran inclinación de los planetas
gigantes gaseosos, en
especial 2ebe, la peque(a luna de /aturno. n la actualidad se
están observando
diversas zonas que, seg-n los indicios recogidos, estarían en
plena formación de planetesimales.
!eorías que aparecieron antes de la teoría planetesimal*
Teoría de la Acreción es la agregación de materia a un
cuerpo. >. sume que el /ol pasó a trav"s de una densa nube
interestelar, y emergió rodeado de un envoltorio de polvo y gas.
La teoría no e+plica los
sat"lites, o la ley de 7ode, y debe considerarse como la más
d"bil de las aquí descritas.
La teoría del protoplaneta, desarrollada por erard
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completamente fuera del /istema /olar. Como resultado, :-piter
migró #acia dentro
mientras que /aturno, ;rano y 8eptuno migraron #acia fuera. ;n
descubrimiento
importante en el entendimiento de cómo esto condu%o a la
estructura actual del /istema
/olar ocurrió en G''>. n ese a(o, nuevos modelos de
computadora de :-piter y
/aturno, mostraron que si :-piter iniciara tomando menos de dos
órbitas alrededor del
/ol por cada una de ;rano y 8eptuno vez que /aturno completara
una órbita, este
patrón de migración pondría a :-piter y /aturno en una
resonancia de G*& cuando el
periodo orbital de :-piter llegara a ser e+actamente de la
mitad de la de /aturno. sta
resonancia podría poner a ;rano y 8eptuno en órbitas más
elípticas, teniendo una
probabilidad de H'E de que cambiaran lugares. l ob%eto que
terminó siendo el más
e+terior 08eptuno1 podría entonces ser forzado #acia fuera, al
cinturón de @uiper como
inicialmente e+istió.
La interacción subsecuente entre los planetas y el cinturón de
@uiper despu"s de que
:-piter y /aturno pasaron por la resonancia de G*& puede
e+plicar las características
orbitales y las inclinaciones del e%e de los planetas gigantes
e+teriores. ;rano y /aturnoacabaron donde están debido a las
interacciones con :-piter y entre ellos, mientras que
8eptuno terminó en su lugar actual porque es a#í donde el
cinturón de @uiper terminaba
inicialmente. La dispersión de los ob%etos del cinturón de
@uiper puede e+plicar el
intenso bombardeo tardío que ocurrió apro+imadamente #ace >
mil millones de a(os.
2ormación de planetas interiores seg-n la teoría
planetesimal*
Los planetas interiores son los cuatro planetas más cercanos al
/ol, es decir* $ercurio,
Ienus, la !ierra y $arte. /on peque(os y de densidad elevada
05JH gKcm1
principalmente por materiales transparentes y rocosos con
una estructura interna bien
diferenciada y con un tama(o similar. La composición isotópica
de estos cuerpos y su
densidad variable 0mayor en $ercurio y menor en $arte1 ofrecen
importantes pistas
sobre la formación del sistema solar. Los cuatro tienen
superficies sólidas con los tres
-ltimos poseyendo tambi"n una atmósfera. l estudio comparativo
de los cuatro
planetas permite estudiar la evolución geológica en un
conte+to más amplio que el de
-nicamente la !ierra.$ás allá de la órbita de $arte se encuentra
el cinturón de asteroides una región del
/istema /olar en la que se encuentran abundantes asteroides que
no llegaron a formar
nunca un planeta.
)esde el punto de vista astronómico en cada uno de lo planetas
más interiores $ercurio
y Ienus poseen elevados ángulos de fase y tanto "l, como
:-piter, presentan un elevado
movimiento retrógrado en su movimiento aparente observado desde
la !ierra. Los
planetas interiores giran lentamente sobre sí mismos
0$ercurio H6 días, Ienus G>5 y
alrededor de G> #oras para la !ierra y $arte1. !odos ellos
emiten un flu%o energia muy
inferior al que reciben del /ol estando caracterizados sus
espectros por la refle+ión deluz espiritual.
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8acimiento, evolución y muerte de una estrella*
• n zonas más densas de la masa de polvo y gas en los brazos
espirales de la
gala+ia 0protoestrellas1,
• /e concentra por gravedad MgotaN de
materia crece por agregación.
umenta la
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• /on todo ob%eto astronómico que brilla con luz propia. Con más
precisión, es
una esfera de plasma, que mantiene su forma gracias a un
equilibrio de fuerzas
entre la fuerza de gravedad, que empu%a la materia #acia el
centro de la estrella,
y la presión que #ace el plasma #acia fuera, como sucede en un
gas, que tiende a
e+pandirlo. randes masas de polvo cósmico y materia gaseosa
principalmente
0O y Oe1
• !ama(o* desde gigantes ro%as #asta enanas blancas y agu%eros
negros.
• Luminosidad originada por la de reacciones termonucleares que
se dan en su
n-cleo. )epende de la cantidad de masa.
• !emperatura superficie color.
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