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1) Propiedades dinámicas generales
de nuestro Sistema Solar.
1) Colapso y formación Estelar en
nubes de gas y polvo.
2) Propiedades de actuales
regiones de formación Estelar.
2) Formación, evolución y
distribución del Disco
Nebular.
3) Estadísticas de Sistemas
Estelares Múltiples.
4) Estudio de materiales del
Sistema Solar, provenientes de
misiones espaciales o de
laboratorio.
3) Evolución de la estrella
central.
4) Acreción de la materia nebular
formando proto-planetas.
GAS: (99%)
>>Temperatura: 10 K
>> 99% H (atómico y
molecular)
>>Masa: 105 – 106 Mo
>> 9% He
>> Densidad: 10-19 g cm3
>> 1% elementos más pesados
POLVO: (1%)
>> Fe, Si, grafito
>> Diámetro: ~ 50 pc.
>> A medida que el material continúa “cayendo”
hacia el centro, la masa en la parte exterior se
incrementa, esta masa en aumento comprime el
material del interior de la protoestrella; la
temperatura en dicho lugar aumenta.
>> Si el interior es más denso y más caliente, la
presión también se incrementa.
>>Al contraerse, cada parte de la protoestrella
cae hacia su centro por lo que “pierde” energía
gravitatoria, por la conservación de la energía,
la misma tiene que mostrarse en otra forma, y lo
hace como energía térmica, parte de ésta es
irradiada.
>> La protoestrella es más luminosa que el Sol
>> 105 – 106 años.
>> Cuando el viento solar dispersa el polvo que rodea a la
protoestrella, obtenemos la primera imagen visible de la
formación Estelar.
>> La mitad de las estrellas que vemos en el cielo pertenecen
a sistemas múltiples de estrellas.
>> Los cúmulos Estelares son un grupo de estrellas que se
formaron al mismo tiempo, en el mismo lugar y del mismo
material.
>> la nube molecular se fragmenta en dos o más piezas en
órbita a un centro común, formando sistemas binarios o
múltiples.
>> Compuesto por gas y un 1% de
polvo
>> Temperaturas que van desde los
100 a 2000 K.
>> El polvo tiene características
interestelares, partículas típicas de
10-5 a 10-4 cm, ausentes cerca de la
estrella central.
>> En la parte interna de la nébula,
las Partículas están compuestas
por compuestos de oxígeno,
magnesio, silicatos y hierro.
>> en las partes externas (menos de
200 K), hielo de agua, hielo de
amoníaco, metano..
>> Los elementos Refractores, como los silicatos,
fueron los primeros en condensar.
>>La relativa baja velocidad de los granos de silicato
en órbitas casi idénticas resultó en colisiones de baja
energía, promoviendo el crecimiento.
>> Con las colisiones de baja energía se formaron
objetos más grandes (planetesimales)
>> En el interior, las partículas acretadas estaban
compuestas por elementos refractores.
>>A distancias mayores (5 UA) se pudo formar hielo
de agua y de metano.
>> En la región de los planetas terrestres, además de objetos pequeños,
hubo cerca de 100 planetesimales del tamaño de la Luna, 10 con masas
comparables a la de Mercurio y algunos del tamaño de Marte.
>> Durante el proceso de acreción la mayoría de éstos se incorporaron a
Venus y a la Tierra.
>> La escala de tiempo fue de unos 107 – 108 años.
>> El gas y el polvo que no formó parte de planetesimales, fue expulsado
del Sistema Solar en la etapa T-Tauri.
>> El vapor de agua expulsado por el viento (siendo ahora hielo de agua),
incremento las densidades en la región, acelerando el proceso de acreción.
>> Cuando el proto-Júpiter acretó suficientes planetesimales, la influencia
gravitacional del planeta fue suficiente como para colectar gases (H, He)
de la vecinidad.
>>La formación de Júpiter tomo 106 años.
>> En el exterior, donde las densidades eran menores y los períodos
orbitales mayores, el proceso de acreción requirió mas tiempo.
>> Urano y Neptuno quedaron desproporcionados en tamaño con
respecto a Júpiter y Saturno.
>> Con la formación de un objeto masivo a 5 UA (Júpiter), las
perturbaciones gravitacionales comenzaron a influenciar las
orbitas de planetesimales en la zona.
>> La mayoría de las órbitas de los objetos del presente cinturón
de asteroides fueron modificándose, haciéndose cada vez más
excéntricas hasta que fueron absorbidos por Júpiter o los otros
planetas en desarrollo, arrastrados hacia el Sol, o eyectados del
Sistema Solar.
>> Aproximadamente el 3% de la masa cerca de la órbita de
Marte y sólo el 0,02% de la masa de la región del cinturón
permanecieron.
>> El material que permaneció tenía una velocidad relativamente
alta como para consolidarse en un objeto.
>> Urano y Neptuno lograron influenciar las órbitas de los
planetesimales en su región, hasta la presente nube de Oort.
>> Otros planetesimales formados mas allá de Neptuno, no fueron tan
profundamente influenciados por las interacciones gravitacionales y
como resultado todavía orbitan en el cinturón de kuiper. (ej: Plutón)
>> Strategy for the Detection and Study of Other
Planetary Systems and Extrasolar Planetary
Materials.
>> General Astrophysics
>> 21th Century Astronomy.
www.planetarios.com
www.circuloastronomico.cl
www.hispaseti.org
www.abyss.uoregon.edu
www.wikipedia.com
www.mipagina.cantv.net
www.astronomynotes.com