El origen del Sistema Solar.

 

 

  • EL SISTEMA SOLAR.

Nuestro sistema planetario se formó a partir de la materia que rodeaba al joven Sol. Dicha materia se habría unido en fragmentos cada vez mayores hasta conformar los actuales planetas.

La teoría más ampliamente aceptada de cómo se forman los planetas sostiene, a grandes rasgos, lo siguiente: el polvo cósmico que rodea a la estrella, y que no ha acabado de formar parte de ella, empieza a unirse en fragmentos de aproximadamente 10 km de diámetro llamados planetesimales. Gracias a su tamaño, los planetesimales atraen hacia si las partículas del entorno y aumentan rápidamente su tamaño. Dentro de esta dinámica, solo unos pocos planetesimales crecen y se convierten en oligarcas. Los oligarcas que están situados cerca del Sol chocan entre sí y se fusionan formando planetas rocosos; por su parte, aquellos que se hallan más lejos de la estrella crecen todavía más, al migrar y atraer un mayor número de planetesimales, además de rodearse de coberturas de gas. El proceso, en su conjunto, puede durar unas decenas de millones de años.

La distancia que separa el centro del Sistema Solar y el cinturón de Kuiper, donde se aloja Plutón, es tan enorme que no resulta práctico medirla en kilómetros, sino en unidades astronómicas (UA). Esta unidad de distancia equivale a la separación medida entre la Tierra y el Sol: 149.597.870 km.

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1. PLANETAS DE GAS Y PLANETAS DE ROCA.

Todo planeta tiene su origen en el disco protoplanetario que una vez rodeó a su estrella. La cercanía al astro central  determina qué procesos darán forma al planeta y, por tanto, su naturaleza: gigante gaseoso o planeta rocoso.

Si se pudiera viajar al pasado en el momento en el que nuestra estrella está formándose, veríamos que la rodea un disco turbulento de polvo y gas. En su centro, la protoestrella acumula masa mediante la acreción o absorción del material del disco a través de su campo magnético. En el disco, los planetas van tomando forma mediante un proceso similar. Su naturaleza dependerá de su ubicación respecto a la llamada línea de nieve. Más lejos de ella, elementos como el H, el He, o el C forman moléculas complejas en forma de H2O, CH4 o NH3. La temperatura es muy baja, lo suficiente para que estos compuestos se solidifiquen y el protoplaneta adquiera un tamaño que le permita atraer grandes cantidades de gas. En la zona interior de la línea, las altas temperaturas han evaporado los elemento ligeros y han dejado solo rocas y metales que forman gérmenes planetarios de menor tamaño. Estos crecen al chocar entre sí.

2. LA DINÁMICA DE UN CHOQUE PROTOPLANETARIO.

Los planetas rocosos, como la Tierra, adoptaron su forma final tras una fase de colisión y posterior fusión entre cuerpos protoplanetarios de una masa ya considerable.

  1. Dos cuerpos de tamaño similar chocan entre sí y la fuerza del impacto los deforma
  2. El calor hace que la materia se mezcle y se colapse por la fuerza gravitatoria.
  3. Los núcleos de Fe se desplazan hacia el centro de la masa conjunta.
  4. La prototierra empieza a girar con rapidez y los escombros la rodean.
  5.  Los escombros forman la Luna al cabo de 100 años, como mínimo.

3. EL SOL.

Una gigantesca bola de plasma alimentada por reacciones termonucleares, el Sol, proporciona a nuestro sistema planetario la práctica totalidad de su masa y energía.

El funcionamiento básico de nuestra estrella se sabe con detalle: las reacciones nucleares de fusión de su interior transforman H en He, en un proceso durante el cual se producen cantidades ingentes de energía.

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3.1. La superficie solar.

El Sol tiene una superficie visible llamada fotosfera, en la que llaman la atención unos gránulos o burbujas que miden hasta 1000 km de diámetro (el granulado de la superficie solar  es cada uno de las “losetas” que conforman en el dibujo granulado de la fotosfera es la parte superior de una columna convectiva); se trata de la parte superior de las columnas de convección, responsables de transmitir el calor desde el interior ardiente de la estrella. Además de la granulación, la superficie presenta otros fenómenos tales como las manchas solares (que son zonas con una temperatura inferior a la del centro. Están formadas por una parte oscura que se llama umbra y un contorno más claro llamado penumbra. Aunque surgen de forma constante, lo hacen más intensamente en ciclos de 11 años.) o las protuberancias (que son nubes de gas suspendidas sobre la superficie que siguen las líneas del campo magnético solar. Persisten días e incluso semanas, y suelen adoptar forma de bucle.). También podemos encontrar fáculas (que son zonas de fuerte luminosidad asociadas a la aparición de manchas solares) y erupciones masivas (que son protuberancias que a menudo superan en masa y tamaño al de Júpiter, por lo que se convierten durante su existencia en el segundo cuerpo más masivo del sistema solar.).

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3.2. Atmósfera.

La atmósfera solar incluye la fotosfera, la cromosfera y, rodeando a esta última, la corona. Las perturbaciones del campo magnético solar producen fenómenos radiativos en la cromosfera y en la corona, como las fulguraciones o las eyecciones de masa coronal. Más allá de la corona, el viento solar transporta partículas cargadas, cuyo alcance delimita una zona de influencia: la heliosfera que es una región del espacio de forma esférica, con centro en el Sol y un radio superior a un centenar de UA, delimitada por el alcance del viento solar. Más allá de sus límites se extiende el espacio interestelar.  El Sol e,ite constantemente un flujo de protones y otras partículas cargadas: el viento solar.  Este se extiende desde el Sol en todas direcciones y, al encontrarse con el H y el He de flujo interestelar, forma una gigantesca esfera. A unas 80-100 UA  experimentaríamos una súbita desaceleración , hasta velocidades subsónicas: es el llamado ” choque de terminación”. Estaríamos adentrándonos en la heliofunda, donde nuestra velocidad llegaría a ser nula. A unas 121 UA del Sol cruzaríamos la heliopausa, el límite exterior de la heliosfera, adentrándonos en el medio interestelar y evaporándonos.

3.3. Estructura del Sol.

  • Núcleo: Abarca un 20%-25% del radio total. Allí se producen las reacciones de fusión atómica que dan origen a la energía que emite. Su temperatura es de 15.5 millones de grados.
  • Capa radiativa: Se extiende desde núcleo hasta un 70%-85% del radio total y está formada básicamente por  iones de H y He. En su seno, los fotones son constantemente emitidos y absorbidos.
  • Capa convectiva: llega hasta casi el 100% del radio total. La energía pasa por ella hacia la fotosfera por medio de turbulentas corrientes de convección.
  • Fotosfera: Es la capa superficial de la estrella, y consiste en varios centenares de kilómetros de gas semitransparente. Irradia energía en forma de fotones u ondas electromagnéticas, que percibimos como luz.
  • Cromosfera y corona: Son las capas más exteriores y reciben y reflejan las perturbaciones del campo magnético que producen en la fotosfera. Aunque la cromosfera oscila entre los 3000ºC y los 35000ºC, la corona supera los 3 millones.

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4. ¿QUÉ ES UN PLANETA?

Los criterios para decidir si un cuerpo  es un planeta se basan en su masa y en la relación que mantienen con los cuerpos que lo rodean como con la estrella más próxima. La Unión Astronómica Internacional (UAI) lo define como un cuerpo celeste con una serie de características.

4.1 UN PLANETA ORBITA A TRAVÉS DEL SOL: En el sistema solar existen cuerpos similares a los planetas pero que no orbitan alrededor del Sol, por lo que no son considerados como tales, por ejemplo Ganímedes y Calisto, dos lunas de Júpiter cuyo tamaño es superior al de Mercurio, y también la mayor luna de Saturno, Titán.

4.2 UN PLANETA ES PRACTICAMENTE ESFÉRICO: Un cuerpo se vuelve esférico si tiene suficiente masa para que su gravedad y su presión interna estén en equilibrio. Aparte de los planetas, existen multitud de cuerpos menores de forma no esférica orbitando alrededor del Sol.

4.3UN PLANETA EJERCE DOMINACIÓN ORBITAL: Un planeta, por acción de su gravedad, limpia la vecindad de su órbita de competidores. En el lenguaje científico, se dice que tiene “dominación orbital”. Los cuerpos que incumplen esta regla, y solo esta, se denomina planetas enanos.

5. LA COMPOSICIÓN DE LOS PLANETAS.

Los planetas interiores están compuestos básicamente por rocas y metales; de ahi que se llamen planetas rocosos o telúricos. En cambio, los exteriores, son gas y hielo en su mayor parte, y se conocen como planetas o gigantes gaseosos.

Los planetas rocosos (Mercurio, Venus, La Tierra y Marte) cuentan con núcleos metálicos donde abunda Fe, los mantos y las cortezas de roca. Los gigantes gaseosos están compuestos básicamente de H o CH4, aunque también presentan pequeños núcleos sólidos que incluirían rocas y compuestos  de H, como el agua. Los planetas rocosos tiene una superficie  sólida bien definida mientras que en los gigantes gaseosos se produce una transición gradual del estado gaseoso a líquido y sólido a medida que se profundiza en su atmósfera. Otra consecuencia de sus diferentes composiciones atañe a su gravedad: pese a tener una masa mucho menor, la mayor densidad de los planetas rocosos hace que su gravedad sea similar a la de los gaseosos. En todo caso su composición obedece a su posición en el seno del disco protoplanetario: los rocosos ocupan la parte interna del sistema solar y se hallan relativamente cerca entre sí; los gaseosos están más dispersos y alejados del Sol.

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6. EL CINTURÓN DE ASTEROIDES

Es una zona del espacio entre Marte y Júpiter donde se localiza un gran número de asteroides. El mayor de ellos es 1 Ceres. Es el cinto principal de asteroides, ya que existen concentraciones de planetoides en áreas como, por ejemplo, el espacio entre Júpiter y Neptuno, donde se localizan los centaurus.

6.1 TIPOS DE ASTEROIDE SEGÚN SU ESTRUCTURA

6.1.1 Rocosos compactos: Compuestos por una masa homogénea de roca o por rocas y polvo densamente compactados.

6.1.2 Aglomeración de peñascos: En este caso, varias rocas peequeñas están débilmente unidas unas con otras por polvo compactado.

6.1.3 Flotilla de rocas: Formada por un grupo de rocas en equilibrio gravitatorio, las dos terceras partes de este asteroide son espacio vacío.

6.1.4 Núcleo sólido: Los asteroides de este tipo están formados por un fragmento rocoso central, al que rodea un halo de polvo.

Resultado de imaxes para: cinturon de asteroides national geographic7.LOS METEORITOS.

Son cuerpos de un tamaño inferior a los asteroides, pero mayor que el polvo interestelar. Su longitud oscila entre 100 y 50m. En su mayor parte, se desintegran al poco de entrar en la atmósfera. En caso contrario, impactan sobre la superficie terrestre a una velocidad de hasta 20km/s y dejas tras de sí unos restos llamados meteoritos, de los aproximadamente el 99,8% proviene del cinturón principal de asteroides.La mayoría de los meteoritos son rocosos y presentan una estructura granulada, lo que indica que se formaron por acreción de polvo en los primeros días del sistema solar; otros se desprendieron de los protoplanetas tras algún impacto, y una parte mínima proceden de la Luna o Marte. Estos modestos pedazos constituyen los únicos materiales planetarios extraterrestres que han llegado hasta nosotros.

7.1 METEOROIDES, METEOROS Y METEORITOS.

7.1.1 Meteoroide: es un fragmento rocoso y/o metálico desprendido de un cometa, asteroide, satélite o planeta antes de entrar en contacto con la atmósfera.

7.1.2 Meteoro: Trazo luminoso de un meteoroide al entrar en la atmósfera y sobrecalentarse por la fricción. Si su brillo supera al de un planeta se llaman “bolas de fuego”. Los más brillantes, por estallar en el aire, son “bólidos”.

7.1.3 Meteorito: Cuerpo con más masa suficiente para atravesar la atmósfera por completo e impactar sobre la superficie.

 

 

 

 

 

 

 

 

https://www.nationalgeographic.com.es/ciencia/actualidad/kepler-90-sistema-solar-muy-parecido-nuestro-con-planetas_12185/2  SISTEMA SIMILAR

https://www.nationalgeographic.com.es/ciencia/actualidad/oumuamua-probablemente-fue-expulsado-sistema-estelar-binario_12527   OMUAMA

https://www.nationalgeographic.com.es/buscador/?q=sistema+solar&_page=2  PAGINA NATIONAL GEOGRAPHIC

 

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