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FORMACIÓN DEL
SISTEMA SOLAR
Una exposición de los modelos y teorías sobre la formación de nuestro
Sistema Solar y una mirada a los aspectos orbitales y mecánico
celestes de sus planetas y satélites.
Curso de Iniciación a
la Astronomía en
Eureka! Zientzia
Museoa
Índice
Introducción .................................................................................................................................. 2
Contenidos .................................................................................................................................... 2
Estructura actual del Sistema Solar............................................................................................... 3
Principios de mecánica celeste ..................................................................................................... 4
Nebulosa protosolar y origen del Sistema Solar. ........................................................................ 10
Formación de los planetas del Sistema Solar. ............................................................................. 11
Formación de los exoplanetas..................................................................................................... 14
Otros sistemas planetarios.......................................................................................................... 15
Bibliografía .................................................................................................................................. 18
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El experimentador que no sabe lo que está buscando no comprenderá lo que
encuentra.
Claude Bernard
Introducción
El propósito de esta jornada es presentar a los asistentes a este cursillo una visión general de la
estructura y dinámicas que rigen los cuerpos del sistema solar, así como una presentación de
los modelos plausibles de formación de un sistema planetario como el nuestro, y también
como pueden advertirse planetas extrasolares.
Contenidos
1.- Estructura actual del Sistema Solar.
2.- Principios de mecánica celeste
Ley de Titius-Bode.
Leyes de Kepler.
Resonancias orbitales en el Sistema Solar.
Puntos de Lagrange.
3.- Nebulosa protosolar y origen del Sistema Solar.
4.- Formación de los planetas del Sistema Solar.
5.-Formación de los exoplanetas
6.-Otros sistemas planetarios.
7.-Bibliografía
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Estructura actual del Sistema Solar.
Antes de adentrarnos en las teorías de formación del Sistema Solar y de conocer las
características de los cuerpos más importantes que lo componen, vamos a examinar su
estructura actual para hacernos una idea general del tipo de cuerpos que podemos encontrar.
Comenzaremos nuestro viaje desde su centro, es decir, desde el Sol.
El Sol es una estrella de tamaño mediano que constituye la fuente de radiación
electromagnética del Sistema Solar. Gracias a él, nuestro planeta recibe la energía necesaria
para sustentar la vida. A 0,387 UA del Sol nos encontramos con el primer planeta telúrico:
Mercurio, un cuerpo azotado por las continuas embestidas del viento solar. Un poco más
lejos, a 0,72 UA de nuestra estrella, se encuentra Venus, un planeta castigado por un fuerte
efecto invernadero que le hace alcanzar temperaturas inmensas en su superficie. Y a 1 UA del
Sol, nos encontramos nosotros habitando el planeta Tierra, único cuerpo conocido hasta el
momento que sustenta vida. A 1,52 UA del Sol, se halla Marte, el último planeta telúrico.
Conocido como el planeta rojo, es uno de los objetivos de estudio astrobiológico de la NASA y
ESA. Entre Marte y Júpiter, y separando los planetas telúricos de los gigantes gaseoso, nos
encontramos con el Cinturón Principal de Asteroides. Su escasa masa no les permite tener una
forma regular, y se encuentran distribuidos a una distancia del Sol de entre 2,06 y 3,65 UA.
Júpiter, el planeta gigante gaseoso más grande del Sistema Solar se encuentra a 5,20 UA del
Sol. Este planeta posee numerosas lunas, algunas de ellas con características muy especiales
como Io o Europa. El señor de los anillos dista del Sol a 9,54 UA. Es otro planeta gigante
gaseoso, y posiblemente el más bello de nuestro Sistema Solar. Continuando con los gigantes
gaseosos, nos encontramos a 19,19 UA del Sol a Urano, el planeta azul. Y terminando con los
gigantes gaseosos, a 30,06 UA del Sol, Neptuno es un planeta que tiene gran relevancia para
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nuestro Sistema Solar, ya que su dinámica es la que ha permitido alcanzar a nuestro Sistema su
estructura actual. Tras Neptuno, nos encontramos con los objetos transneptunianos.
Dependiendo de su distancia al Sol y de los parámetros de sus órbitas, los TNOs se clasifican en
tres grandes grupos:
- El Cinturón de Kuiper, que contiene cuerpos que distan del Sol a una distancia entre 30 y 55
U.A, y orbitan sobre el plano de la eclíptica, aunque sus inclinaciones pueden ser bastante
elevadas.
-Disco disperso: El disco disperso
(también conocido como disco difuso)
es una región del Sistema Solar cuya
parte más interna se solapa con el
cinturón de Kuiper (a 30 UA del Sol)
hasta una distancia desconocida que
podría ser de unos cuantos centenares
de UA. También se extiende por
encima y por debajo de la eclíptica. Está poblado por un número incierto de cuerpos celestes
(de momento se han descubierto unos 90) conocidos con el nombre de objetos dispersos, o
simplemente objetos del disco disperso (en inglés scattered-disk objects o SDO), y que forman
parte de la familia de los objetos transneptunianos. Son cuerpos helados, algunos de más de
1.000 Km de diámetro, el primero de los cuales fue descubierto el año 1995. El miembro más
grande del grupo es el planeta enano Eris, descubierto en 2005.
-Nube de Oort: La nube de Oort (también llamada nube de Öpik-Oort) es una nube esférica de
cometas y asteroides hipotética (es decir, no observada directamente) que se encuentra en los
límites del Sistema Solar, extendiéndose a casi un año luz del Sol, es decir, aproximadamente a
un cuarto de la distancia a Próxima Centauri, la estrella más cercana a nuestro Sistema Solar.
Según algunas estimaciones estadísticas, la nube podría albergar entre uno y cien billones de
cometas, siendo su masa unas cinco veces la de la Tierra.
Ahora que ya nos hemos hecho una idea de la forma actual del Sistema Solar, vamos a analizar
los procesos que han tenido lugar para su constitución. ¿Con qué herramientas cuentan los
astrónomos para sus investigaciones? No sólo son importantes los diferentes instrumentos
ópticos. También la intuición de los científicos y las herramientas matemáticas nos pueden dar
determinadas claves para resolver estos enigmas.
Principios de mecánica celeste
Ley de Titius-Bode.
Es una de las aportaciones más importantes al orden que guardan los planetas en el Sistema
Solar. Relaciona la distancia de un planeta con respecto a su estrella con una ecuación
matemática sencilla:
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R = 0,4 + 0,3.2n
Y predice la situación a la que puede
encontrarse un planeta dando
diferentes valores a “n”. El
descubrimiento de Urano reforzó la
validez de esta ecuación aunque no es
exacta del todo. Pero con Neptuno, los
resultados diferían bastante.
¿Por qué?
Otro dato importante que se dedujo a
partir de esta ecuación fue la
existencia de un hueco “sin planeta”
entre Marte y Júpiter. Por ello los científicos se afanaron en su búsqueda, pero en vez de un
cuerpo, lo que encontraron fue un Cinturón de Asteroides.
Leyes de Kepler.
En el estudio del Sistema Solar son varias las leyes que han permitido avanzar en su estudio.
Por ejemplo, recordemos las tres leyes de Kepler que describen matemáticamente el
movimiento de los planetas alrededor del Sol:
Primera ley: Todos los planetas se
desplazan alrededor del Sol
describiendo órbitas elípticas. El Sol
se encuentra en uno de los focos de
la elipse.
Segunda ley: el radio vector que une un
planeta y el Sol barre áreas iguales en
tiempos iguales, es decir, cuando el
planeta está más alejado del Sol (afelio)
su velocidad es menor que cuando está
más cercano al Sol (perihelio).
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Tercera ley: para cualquier planeta, el cuadrado de su
período orbital es directamente proporcional al cubo
de la longitud del semieje mayor de su órbita elíptica.
Estas leyes se aplican a otros cuerpos astronómicos que
se encuentran en mutua influencia gravitatoria, como
el sistema formado por la Tierra y la Luna.
Resonancias orbitales en el Sistema Solar.
En mecánica celeste, se dice que hay resonancia orbital cuando las órbitas de dos cuerpos
tienen períodos cuya razón es una fracción de números enteros simples. Ello significa que se
ejercen una influencia gravitatoria regular. Las resonancias tienen un doble efecto: en algunos
casos estabilizan y en otros desestabilizan las órbitas. Vamos a ver algunos ejemplos
estabilizadores:
-Júpiter y Saturno tienen los periodos orbitales en una resonancia 5:2. Ello significa que cada 5
vueltas al Sol que da Júpiter, Saturno da 2.
-Las lunas de Júpiter Ganímedes, Europa, e Ío están en una resonancia orbital 1:2:4.
Entre los satélites de Saturno hay 6 cuyos
periodos están relacionados: El periodo de
Mimas es 1:2 del de Tetis. El periodo de
Encélado es 1:2 del de Dione. El periodo de
Hiperión es 4:3 del de Titán.
Muchos de los satélites presentan una
rotación síncrona; es decir, tardan el mismo
tiempo en girar sobre sí mismos que alrededor
del planeta. Se dice que están en resonancia 1:1. Esto significa que el satélite presenta al
planeta siempre la misma cara. El ejemplo más conocido es el de la Tierra y la Luna, pero la
inmensa mayoría de los satélites están en esta situación. Entre ellos podemos encontrar a los
grandes satélites de Júpiter y Saturno. La causa de este movimiento es la fuerza de marea que
ha parado el giro del satélite respecto a su planeta. Por estar cerca del Sol, el periodo de
rotación del planeta Mercurio es 2/3 del periodo de traslación alrededor del Sol.
¿Qué efectos desestabilizadores conocemos?
-La resonancia de Júpiter es responsable de los huecos de Kirkwood o ausencia de asteroides a
determinadas distancias del cinturón de asteroides que guardan una relación conmensurable
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con el periodo orbital de Júpiter. Los principales huecos se hallan a distancias en que los
asteroides tardarían en orbitar 1/3, 2/5, 3/7 y 1/2 de lo que tarda en hacerlo Júpiter.
-En los anillos de los planetas, y fundamentalmente en los anillos de Saturno, que es el más
denso, cerca de las distancias radiales del planeta en las que las partículas del disco tendrían
un período orbital conmensurado con el de uno de los satélites del planeta (1/2, 1/3, 2/5 o en
general n/m) la amplificación del efecto gravitatorio del satélite durante largos períodos hace
que se pierden partículas en una banda situada a la distancia radial correspondiente a una
resonancia.
La explicación estriba en que cada n-órbitas del satélite natural, la partícula del anillo da mvueltas exactas, por lo que al cabo del tiempo en
que el satélite natural da n-vueltas se halla a la
mínima distancia de la partícula, causando un
tirón gravitacional que hace que las órbitas de las
partículas dejen de ser circulares. Esto provoca
un aumento de la probabilidad de que las
partículas choquen con sus vecinas menos
perturbadas. ¿Qué ocurre entonces? Se pierden
partículas en una banda situada a la distancia
radial correspondiente a una resonancia. La
banda suele abarcar una anchura natural de unas
decenas de kilómetros. El cuerpo principal del
sistema de anillos de Saturno incluye, por su
proximidad al planeta, los brillantes anillos B y A.
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Entre ambos está la división de Cassini, de 5.000 kilómetros de ancho. Las partículas de la
proximidad del borde exterior del anillo B (borde interior de la División de Cassini) describen
órbitas en torno a Saturno en 11h 24m, aproximadamente dos veces por cada órbita completa
del satélite Mimas, tres veces por cada órbita completa del satélite Encélado y cuatro veces
por cada órbita completa del satélite Tetis. Estas resonancias son las responsables de la
división de Cassini.
Puntos de Lagrange.
Los puntos de Lagrange son las cinco posiciones en un sistema orbital donde un objeto
pequeño, sólo afectado por la gravedad, puede estar teóricamente estacionario respecto a dos
objetos más grandes, como es el caso de un satélite artificial con respecto a la Tierra y la Luna,
o un asteroide con
respecto a Júpiter y el
Sol. Los puntos de
Lagrange marcan las
posiciones donde la
atracción gravitatoria
combinada de las dos
masas
mayores
proporciona la fuerza
centrípeta necesaria
para
rotar
sincrónicamente con la
menor de ellas. Por
ejemplo, un satélite
colocado en un punto
de
Lagrange
con
respecto a la Tierra y
el Sol, se encontrará
en un órbita fija con
respecto a nuestro planeta.
Existen cinco puntos de Lagrange, tres inestables, y dos estables. Los puntos de Lagrange
inestables conocidos como —L1, L2 y L3— se encuentran a lo largo de la línea que conectan las
dos masas más grandes. Los puntos de Lagrange estables —L4 y L5— forman el ápice de dos
triángulos equiláteros cuyos vértices están constituidos por las masas más grandes.
En el Sistema Solar podemos encontrar varios ejemplos de cuerpos situados en estos puntos.
Los asteroides troyanos son asteroides que comparten órbita con un planeta en torno a los
puntos de Lagrange estables L4 y L5, los cuales están situados 60° delante y 60° detrás del
planeta en su órbita. Los asteroides troyanos se encuentran distribuidos en dos regiones
alargadas y curvadas alrededor de estos puntos y, en el caso de Júpiter, con un semieje mayor
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de 5,2 UA. Nuestro planeta Tierra también
posee un asteroide troyano, que lo
acompaña en su viaje alrededor del Sol, y
que mide alrededor de 300 metros de
diámetro. Ha sido bautizado con el nombre
de 2010 TK7.
Generalmente el término troyano se refiere a
los asteroides troyanos de Júpiter, que
constituyen la gran mayoría de estos cuerpos
localizados, aunque también se han hallado
algunos en las órbitas de Marte y de Neptuno.
La luna de Saturno Tethys tiene dos lunas más
pequeñas en sus puntos L4 y L5 llamadas
Telesto y Calypso. La luna de Saturno Dione
también tiene dos satélites lagrangianos coorbitales, Helena en su punto L4 y Pollux en L5.
Los científicos e ingenieros han utilizado los puntos de Lagrange de la Tierra para colocar
satélites artificiales; de esta forma se ahorra el combustible necesario para que orbiten junto a
nuestro planeta. En el punto L1 del sistema Tierra-Sol hay una vista ininterrumpida del Sol por
lo que actualmente se encuentra en esa ubicación el satélite de observación solar SOHO. En el
punto L2 del sistema Tierra-Sol se encuentran las naves espaciales WMAP y Herschel.
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Nebulosa protosolar y origen del Sistema Solar.
El Sol, los ocho planetas conocidos y el resto de cuerpos que forman el Sistema Solar tienen su
origen en una nebulosa primordial que debido a ciertos fenómenos que desconocemos perdió
su estabilidad. Esto provocó que esta nebulosa se fragmentara dando lugar al nacimiento de
varias estrellas con sus sistemas, siendo uno de estos astros el Sol. El proceso de formación del
Sistema Solar comenzó hace unos 4.568 millones de años. El modelo más aceptado por la
comunidad científica, denominado hipótesis nebular, se ha visto recientemente modificado
gracias al descubrimiento de muchos sistemas exoplanetarios, cuya estructura no predice esta
teoría.
La hipótesis nebular explica que hace unos 5.000 millones de años una gran nube compuesta
principalmente de hidrógeno y helio comenzó a colapsar debido a la acción de una fuerza
externa, posiblemente una explosión de supernova. Una vez saltada la chispa, la fuerza de
gravedad hace el resto. La nebulosa empieza a girar cada vez más rápido. Las colisiones entre
las partículas provocan un achatamiento en la nebulosa, inicialmente esférica, que hace que
cada vez se parezca más a un disco. También comienza a calentarse debido a los choques entre
las partículas.
La atracción gravitatoria concentra la masa en el interior de la nebulosa, haciendo que su
núcleo crezca cada vez más. A este núcleo central se le denomina protoestrella y, con el
tiempo, dará lugar al Sol. El gas y el polvo condensan formando granos con distinta
composición química dependiendo del lugar donde se formen. Las regiones del interior del
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disco están muy calientes y las exteriores más frías. Los granos de polvo empiezan a agregarse,
formando lo que se denominan planetesimales que van aumentando su tamaño conforme se
agrupan unos con otros. Del mismo modo que alrededor del protosol se forman protoplanetas,
también se pueden formar protolunas alrededor de los protoplanetas más grandes. La nube
primordial a partir de la cual nació el Sistema Solar poseía poco más que la masa del Sol (entre
1,001 y 1,1 masas solares) y abarcaba un diámetro de entre 7.000 y 20.000 UA.
Formación de los planetas del Sistema Solar.
De 0 a 100.000 años, la estrella se forma en el centro del disco y comienza la fusión nuclear.
Hay que tener en cuenta, que cuanto más cerca nos encontremos del joven Sol, más caliente
se encontrarán los escombros. Esto determinará en gran medida la evolución de los futuros
planetas. En las regiones más internas y calientes, los granos de polvo se hallan en forma de
vapor; y en las más exteriores y frías, estas partículas de polvo sobreviven y crecen a medida
que el vapor se condensa sobre ellas. Los fuertes vientos solares emitidos por una estrella
recién nacida también toman una parte activa en la génesis planetaria al expulsar de las
vecindades del astro muchos de los elementos más ligeros.
El gas presente entre los granos de
polvo del disco protoplanetario
agita estos de tal forma que
provocan que choquen entre sí. En
algunos
casos
se
adhieren
formando un único cuerpo y en
otro se destruyen. Cuando los
granos consiguen agruparse en
cuerpos que miden unos kilómetros
de diámetro se les denomina
planetesimales. Al final de esta fase
de formación planetaria, los
planetesimales habrán barrido casi todo el polvo original.
De 100.000 a 2 millones de años, los granos de polvo se agrupan en embriones planetarios
cuya masa oscila entre la masa lunar y terrestre.
Al principio, el crecimiento de un cuerpo se
autorrefuerza. Cuanto mayor sea un
planetesimal, mayor será la atracción
gravitatoria que ejercerá y la velocidad a la
que atrapará a sus compañeros más
pequeños. Para cuando alcance una masa
equiparable a la de la Luna, es decir, cuando
ya alcance el tamaño de lo que se denomina
protoplaneta, su gravedad será tan intensa,
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que agitará todo el material que encuentre a su alrededor dispersándolo antes de que choque
contra él. De esta manera, los objetos protoplanetarios ponen un límite a su propio
crecimiento y aparece una población de embriones planetarios que compiten entre sí por los
planetesimales que quedan. La zona de avituallamiento de cada embrión corresponde a la que
marca su propia órbita en torno a la estrella, por lo que es lógico deducir, que cuanto más
alejado esté del Sol, mayor área barrerá, y con ello, mayor posibilidad de apropiarse de más
planetesimales. Al final nos quedan un número considerable de protoplanetas en el Sistema
Solar. De este excedente de aspirantes, sólo unos pocos lograrán su objetivo de formar
planetas.
2 millones de años: se forman los primeros gigantes de gas, que barren la primera generación
de asteroides.
Tras la línea de hielo, los materiales volátiles que el viento solar ha empujado se acumulan
propiciando el nacimiento del primer planeta gigante gaseoso. En el caso de nuestro Sistema
Solar, estamos hablando de Júpiter. Mucho antes de constituirse los planetas terrestres, como
resultado de la acreción de planetesimales externos, el núcleo de Júpiter se consolidó con una
masa entre 5 y 10 masas terrestres a una distancia del Sol mayor que la actual. Este protoJúpiter acretó grandes cantidades del gas nebular que todavía no había sido barrido por la
radiación solar.
La segunda generación de planetas gaseosos surge a partir del material que ha acumulado el
primer planeta. Saturno se formó poco tiempo después a partir de los materiales sobrantes de
Júpiter. Por ello, ambos planetas están compuestos principalmente por los mismos elementos,
hidrógeno y helio.
10 millones de años: los gigantes de gas propician la génesis de otros gigantes así como de los
planetas telúricos. La mayor parte del gas se ha perdido.
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Urano y Neptuno, al formarse más
tarde que Júpiter y Saturno,
acretaron menos material que los
dos anteriores, por ello su tamaño
es inferior. Además su composición
difiere: no son gigantes gaseosos,
sino gigantes de hielo.
Los llamados planetas interiores Mercurio, Venus, Tierra y Marte- se
pueden
considerar
cuerpos
hermanos, rocosos y con un
componente gaseoso mínimo.
Estos cuerpos difieren en gran
medida de los gigantes de gas exteriores. Estos mundos están compuestos por hierro y
silicatos, lo que indica que se formaron en el interior de la línea de hielo.
Mercurio, Venus y La Tierra poseen un orden creciente de tamaño a medida que nos alejamos
del Sol, entonces, ¿por qué Marte no sigue esta secuencia? los científicos creen que la fuerte
atracción gravitatoria de Júpiter arrebató parte del material que el planeta rojo podría haber
acretado. Llegado este punto, resumamos el estado en el que nos encontramos en el Sistema
Solar; el Sol es una joven estrella que ha comenzado la fusión nuclear y que emite energía al
espacio; a su alrededor giran ocho planetas con sus lunas ya formados, y cuyas órbitas aún no
han alcanzado la completa estabilidad. La mayor parte del material de la nebulosa primigenia
se ha esparcido, pero todavía quedan presentes restos de materiales que no han acabado
constituyendo los planetas: protoplanetas, planetesimales, asteroides, cometas.
700 millones de años: Gran
Bombardeo
Tardío.
El
bombardeo intenso tardío
(conocido también como
cataclismo lunar, último
bombardeo intenso o LHB)
ocurrió durante un período
de hace unos 3.800-4.100
millones de años, en el que
la Luna y otros cuerpos del
Sistema
Solar
interior
sufrieron muy frecuentes
impactos, y muy violentos,
de grandes asteroides. Este
período es el causante de la mayor parte de los cráteres que actualmente se observan tanto en
la Luna como en Mercurio. Esta teoría es una explicación tanto del lento enfriamiento terrestre
como de la edad de los impactos lunares.
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El Modelo de Niza trata de explicar el Bombardeo Intenso Tardío mediante la teoría de la
migración planetaria de los gigantes gaseosos del Sistema Solar. Este modelo además también
explica la estructura del Cinturón de Kuiper, la existencia de la Nube de Oort y de los
asteroides troyanos, por lo que cuenta con gran aceptación en la comunidad científica.
Después de la formación del Sistema Solar, las órbitas de todos los planetas gigantes
continuaron variando lentamente, influenciados por la interacción con un número grande de
planetesimales restantes. Después de 500–600 millones de años (hace aproximadamente 4 mil
millones años) Júpiter y Saturno entraron en una resonancia 2:1; Saturno daba una vuelta al
Sol mientras que Júpiter daba dos vueltas alrededor de nuestra estrella. Esta resonancia creó
un empujón gravitatorio que causó un desplazamiento hacia fuera de Urano y especialmente
de Neptuno. La interacción de estos planetas exteriores con el cinturón de Kuiper causó que la
mayoría de los pequeños cuerpos se desplazasen hacia el interior del Sistema Solar. Este
proceso continuó hasta que los planetesimales interaccionaron con Júpiter cuya inmensa
gravedad los envió a órbitas muy elípticas hacia el Sistema Solar interno, o incluso los acabase
expulsando del Sistema Solar. Esto causó a su vez que Júpiter se moviera ligeramente hacia
una zona más cercana al Sol. A diferencia de los planetas externos, no se cree que los planetas
internos hayan emigrado significativamente.
1.000 millones de años: primeras señales de vida en la Tierra.
Formación de los exoplanetas
Hipótesis nebular.
Alrededor de la estrella existe un disco
de gas y polvo en rotación. Esta nube
molecular inicial, de muy baja
densidad, se condensa. Este proceso es
inestable por lo que se produce la
fragmentación de la nube primigenia en
otras más pequeñas a partir de las
cuales se forman las estrellas y los
planetas.
La condensación de una de estas
pequeñas nubes producirá que en el
centro de la nube se alcancen
densidades tan altas como para que se
puedan iniciar las reacciones nucleares
capaces de detener el colapso
gravitatorio degenerando una fuerza de
presión hacia el exterior. En ese momento la estrella ha nacido.
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La rotación inicial de la protoestrella hace que el gas restante de su formación la rodee
formando un disco coplanario que gira en la misma dirección. Los granos de polvo
interestelares que componen el disco protoplanetario pueden crecer por coagulación,
pegándose unos a otros mediante colisiones, constituyendo así los planetesimales o
embriones planetarios, que mediante el mismo sistema de colisiones dará lugar a los planetas.
Fragmentación de la nebulosa protoplanetaria.
Parte del gas del disco colapsa dando lugar a la
formación de exoplanetas.
Colapso de la nube primigenia.
Los planetas se forman por el colapso de
pequeñas cantidades de gas de la nube molecular
primigenia, para posteriormente ser atrapados
por la gravedad de una de las estrellas del cúmulo
o vagar como planetas solitarios por la galaxia.
Otros sistemas planetarios.
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Desde que en 1995 se descubriera el primer exoplaneta, se ha avanzado mucho en esta rama
de la astrofísica. En un principio los científicos sólo podían estudiar los discos protoplanetarios
ya que los instrumentos no alcanzaban la suficiente resolución como para poder distinguir la
presencia de planetas. Entre los diferentes discos protoplanetarios estudiados destacaremos
los siguientes:
Discos protoplanetarios en la nebulosa de Orión: en el año 2009 el telescopio espacial Hubble
reveló la existencia de 42 discos protoplanetarios en la nebulosa de Orión. Los astrónomos han
dividido los discos protoplanetarios en dos grupos dependiendo de las regiones donde se han
formado. El primero de ellos se encuentra cerca de un cúmulo de estrellas; y el segundo grupo
corresponde a los que están más alejados. El primer grupo, al estar cerca del cúmulo se
calientan, lo que hace que brillen, mientras que los más alejados, sólo pueden ser detectados
como siluetas oscuras; aún así, estos son precisamente los discos que permiten a los
astrónomos estudiar las características de las propiedades de los granos de polvo que se cree
que se unen para formar planetas como el nuestro.
Beta Pictoris (β Pic) es una
estrella de tipo espectral A5V,
situada en la constelación de
Pictor y distante unos 60 años
luz (19.28 pársecs) de la
Tierra, con una edad que no
llega a los 20 millones de
años; su masa es 1.8 veces la
masa del Sol y su temperatura
superficial es de 8500 K.
Posee un disco protoplanetario que fue descubierto en 1984. Es de especial interés para los astrónomos porque se considera que, en la
actualidad, está en la misma fase que atravesó el Sistema Solar en las primeras etapas de su
desarrollo.
Fomalhaut es una estrella de magnitud
aparente +1,16, la más brillante de la
constelación Piscis Austrinus («El Pez
Austral») y una de las estrellas más
brillantes en el cielo nocturno. Está
rodeada por un disco de polvo en
forma de toroide con un borde interior
muy agudo a una distancia radial de
133 unidades astronómicas (UA). El
polvo está distribuido en un cinturón
de 25 UA de ancho, y el centro
geométrico del disco está desplazado a
unas 15 UA de Fomalhaut. El disco
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también es conocido como el “Cinturón de Kuiper de Fomalhaut”. Se cree que el disco que
rodea a Fomalhaut es un disco protoplanetario que emite una considerable cantidad de
radiación infrarroja. Discos similares se han descubierto en Vega, β Pictoris y Denébola (β
Leonis). El 13 de noviembre de 2008 se anunció el descubrimiento de un planeta extrasolar,
denominado Fomalhaut b, en órbita en el límite interior del anillo circumestelar.
Hoy en día ya existe la tecnología suficiente como para detectar la existencia de sistemas con
varios planetas; destacaremos los siguientes:
La estrella Gliese 581 es una enana roja situada a 20,5 años luz del planeta Tierra. Es una de las
100 estrellas más cercanas al Sistema Solar. En comparación con la masa del Sol, es un tercio
más pequeña, lo que hace que sea menos luminosa y más fría. Gliese 581 tiene, a su alrededor,
6 planetas. El planeta Gliese 581 g está en el centro de la zona de habitabilidad, mientras que
Gliese 581 c orbita en el límite interior de dicha zona; Gliese 581 d, ocupa el borde exterior.
Estos exoplanetas serían los primeros planetas en los que se han descubierto condiciones que
hacen pensar que alcanzan los requisitos fundamentales para albergar vida.
Upsilon Andromedae fue la primera estrella de la secuencia principal en la que se encontró
más de un planeta extrasolar. Hasta ahora, cuatro planetas han sido descubiertos en este
sistema planetario; se cree que los cuatro son gigantes gaseosos.
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Verónica Casanova
Departamento de Astronomía de la Sociedad de Ciencias Aranzadi
Bibliografía
http://sac.csic.es/astrosecundaria/libro/conferencias/C4%20Sistema%20solar%20final.pdf
http://usuarios.geofisica.unam.mx/cecilia/cursos/11-OTySS.pdf
http://www.ugr.es/~ute/sistema_solar.pdf
http://www.equiposirius.com/xavances/324d1cd6d406a4c.pdf
http://webs.um.es/gregomc/IntroduccionAstronomia/Temas/07%20FORMACION%20Y%20EV
OLUCION%20DEL%20SISTEMA%20SOLAR.pdf
Atmósferas
planetarias:
http://www.bduimp.es/archivo/conferencias/pdf/pr_97_10056_03c_Sanchez_idc46541.pdf
Simulación del Modelo de Niza
http://www.skyandtelescope.com/skytel/beyondthepage/8594717.html
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