Origen del Sistema Solar PDF

Origen del sistema solar Existen varias hipótesis que explican cómo se formó el sistema solar, entre ellas la hipótesis nebular, propuesta en 1644 por Descartes y perfeccionada por Kant y Laplace. Esta teoría sugiere que el sistema solar surgió a partir de una gran nube de gas y polvo en rotación,...

Origen del sistema solar Existen varias hipótesis que explican cómo se formó el sistema solar, entre ellas la hipótesis nebular, propuesta en 1644 por Descartes y perfeccionada por Kant y Laplace. Esta teoría sugiere que el sistema solar surgió a partir de una gran nube de gas y polvo en rotación, que al contraerse formó el Sol y los planetas. A lo largo del tiempo, esta hipótesis ha sido ampliada y complementada con otros modelos. Modelo de la nebulosa caliente: Este modelo postula que el sistema solar se originó a partir de una nebulosa muy caliente, donde la materia en forma de gas colapsó por acción de la gravedad. A medida que el centro de la nebulosa se calentaba, se formó el Sol, mientras que los discos de material más fríos en la periferia dieron origen a los planetas. Hipótesis de la nebulosa solar de mínima masa: Este modelo sugiere que la nebulosa original debía tener al menos la cantidad de masa suficiente para formar los planetas conocidos. Calcula que, para producir los planetas gigantes, la nebulosa original habría tenido una masa varias veces mayor que la del Sol. Esto ayuda a explicar cómo los planetas más alejados del Sol pudieron formarse a pesar de las bajas concentraciones de material en esas regiones. Hipótesis nebular: Como ya mencionamos, es el modelo más aceptado y postula que el sistema solar se formó hace unos 4.600 millones de años a partir de una nube gigante de gas y polvo que colapsó bajo su propia gravedad. Este colapso creó el Sol en su centro, mientras que el material restante formó un disco protoplanetario que dio origen a los planetas. Otras hipótesis sobre el origen: Hipótesis de Protoplanetas: Sostiene que el sistema solar se formó a partir de protoplanetas que colisionaron y se fusionaron para formar los planetas actuales. Estas colisiones eran clave en la formación de los grandes cuerpos celestes. Hipótesis de Captura: Sugiere que algunos planetas se formaron de manera independiente del Sol y posteriormente fueron capturados por su atracción gravitacional. Teoría de las Fuerzas Electromagnéticas: Postula que las interacciones electromagnéticas jugaron un papel significativo en la aglomeración de partículas durante la formación planetaria. Las etapas en la formación del sistema solar incluyen la acreción primaria, donde partículas de gas y polvo formaron planetesimales que crecieron por colisiones. Luego ocurrió el impacto gigante, donde colisiones entre protoplanetas más grandes, como la que formó la Luna, dieron lugar a lunas y planetas. Finalmente, en la acreción tardía, el material residual en el sistema solar fue capturado por los planetas, especialmente en las regiones exteriores, contribuyendo a su crecimiento final. INTRODUCCION. Existen varias hipótesis que explican cómo se formó el sistema solar, entre ellas tenemos la hipótesis nebular, propuesta originalmente en el año 1644 por Descartes, perfeccionada de manera independiente por diferentes científicos como Emmanuel Kant y Pierre Simon Laplace. La hipótesis de la acreción (o crecimiento) fue propuesta por el geofísico y astrónomo de origen soviético Otto Schmidt. Esta hipótesis define la acreción como un proceso en el cual un cuerpo va creciendo según se le va adicionando una cantidad de materia, ya sea gaseosa o en forma de partículas sólidas suspendidas, mediante colisiones y adhesiones a un cuerpo principal de otro más pequeños. Otras hipótesis son: los protoplanetas, la hipótesis de captura, la hipótesis de las fuerzas electromagnéticas; la más aceptada es la hipótesis nebular. RESUMEN COMPLETO Origen del Sistema Solar Estas exóticas nubes de gas y polvo se denominan nebulosas. Están formadas por restos de estrellas moribundas, pero si las observamos de cerca, vemos que en realidad son viveros estelares donde nacen estrellas, como nuestro Sol. Hace unos 4,500 millones de años, en nuestra galaxia, una nube gigantesca de gas y polvo comenzó a unirse gradualmente debido a la acción de la gravedad. Cuando la gravedad provocó el colapso de esa nube, se liberó una gran cantidad de energía, se calentó y, finalmente, en su centro, las reacciones nucleares empezaron a convertir el hidrógeno en helio, y nació una nueva estrella. El material restante comenzó a girar como un torbellino alrededor del recién nacido Sol, chocando y uniéndose, lo que con el tiempo esculpió los ocho planetas de nuestro sistema solar, entre ellos la Tierra. Hace unos 4,600 millones de años, existía una nube molecular en uno de los brazos espirales de la Vía Láctea, llamado Brazo de Orión. Las nubes moleculares son inmensas acumulaciones de gas y polvo a muy baja temperatura, con masas que pueden alcanzar millones de veces la masa solar y diámetros de cientos de años luz. Esta es una de tantas que viajan por los brazos espirales, pero en esta ocasión, nos llama la atención por lo que ocurriría a continuación. En aquella época, esa nube, que contenía hidrógeno, helio y polvo, vagaba por el espacio, igual que otras nubes en muchos otros lugares de la galaxia. Todo lo que somos ahora estaba disperso en esa nube de hidrógeno: éramos moléculas de polvo y gas viajando por el espacio. Pero algo ocurrió. Una estrella cercana de gran masa explotó en supernova, enviando una onda de choque hasta la nebulosa proto-solar, incrementando su momento angular. Entonces, una parte de la nube comenzó a contraerse, y la gravedad continuó el proceso. La contracción de la nube acumuló materia en su centro, formando grumos que se agruparon en grupos más grandes. La nube se fragmentó en varios grupos estelares, y en uno de ellos se formaría el Sol. Se sospecha que los otros evolucionaron más lejos, lo que hoy son el sistema de Alfa Centauri. El embrión que contenía al Sol era como un huevo de material llamado proto-Sol. A su alrededor, giraba un disco de gas y polvo que, debido a la contracción, se fue aplanando, incrementando su rotación y gravedad. A medida que ganaba más material, se iba calentando, hasta alcanzar el punto crítico de presión y temperatura en su centro. Por acumulación de masa, el proto-Sol comenzó a fusionar átomos de hidrógeno, generando núcleos de helio y liberando gran cantidad de energía. Así, el Sol alcanzó su forma actual. La mayor parte del material que no fue absorbido por la estrella se fue acoplando en fragmentos cada vez mayores, los planetesimales, el germen de los planetas. El viento solar arrastró las sustancias más livianas lejos del joven Sol, donde, gracias a las bajas temperaturas, los planetesimales adquirieron mayor masa y atrajeron grandes cantidades de gas, formando los gigantes gaseosos. Si Júpiter hubiera tenido algo más de masa, habrían comenzado las reacciones de fusión nuclear en su núcleo, y se habría formado una estrella. Sin embargo, no había suficiente material para que eso ocurriera. Los materiales más pesados acabaron más cerca de la estrella, formando planetesimales rocosos. Las colisiones y fusiones de estos materiales formaron los planetas. Se cree que este es el proceso habitual en la formación de planetas en estrellas lejanas, especialmente en estrellas con alta metalicidad, es decir, aquellas que contienen elementos más pesados que el hidrógeno y el helio, lo que es un claro indicio de la presencia de planetas orbitando a su alrededor. El sistema solar era un disco protoplanetario segmentado en anillos de polvo y rocas. En uno de ellos se formó Mercurio, en otro Venus, y así sucesivamente. En otro de esos anillos no hubo suficiente material para crear un planeta, y quedó configurado como el llamado cinturón de asteroides. Otros cuerpos helados tampoco lograron formar planetas grandes, por lo que asteroides y cometas, producto de colisiones anteriores, adquirieron órbitas más excéntricas y formaron el cinturón de Kuiper. En el anillo más exterior se creó la nube de Oort, un remanente del disco protoplanetario, a casi un año luz del Sol, con billones de cuerpos helados. Algunos cometas de largo período provienen de esta nube, siendo restos de materiales de la formación del sistema solar, razón por la cual el estudio de los cometas es tan importante. Las dos TEORÍAS PRINCIPALES del ORIGEN del SISTEMA SOLAR Hola curiosos y curiosas, ¡bienvenidos a Ciencias de la Ciencia! Ese pequeño lugar donde veremos que lo conocido es finito y lo desconocido, infinito. Hoy, junto a nuestro astrofísico José María Trigo, nos gustaría explicar las dos teorías principales del origen del Sistema Solar. ¿Queréis conocerlas? Pues vamos a curiosear. Para explicar el origen del Sistema Solar, os mostraremos los dos modelos principales, que de hecho resultan complementarios. La formación del Sistema Solar se suele explicar con el modelo de la nebulosa caliente. Este modelo sugiere que el Sol se formó en el colapso de una nebulosa de gas, algo que estamos observando en nebulosas de nuestro entorno, tal y como vemos en estas imágenes del telescopio espacial Hubble, de la fantástica Nebulosa del Águila. Las nubes moleculares que pueblan las galaxias están formadas por inmensas masas de gas que, al estar sometidas a la gravedad, pueden colapsar a escala local. En ese momento, como consecuencia de este colapso, se forman estrellas. ¿Cómo sucede esto? La energía potencial gravitatoria se transforma en calor por la fricción del gas cayendo hacia la protoestrella. Esa materia interestelar en proceso de condensación forma una nueva estrella, ya que en su núcleo se dan las condiciones para fusionar el hidrógeno, que es el componente mayoritario de su interior. Una vez formada la estrella, la luz fluye y se encarga de barrer el gas que queda. Al disminuir la temperatura del gas alrededor de la estrella, tendrá lugar la condensación de pequeños minerales a partir de la fase de vapor. De ese modo, ocurre la condensación de partículas y su posterior sedimentación en el plano perpendicular al eje de rotación de la estrella. Así es como se fueron formando los denominados planetesimales. Esta es la teoría más comúnmente aceptada sobre la formación de los planetas, conocida como la hipótesis de Laplace, que sostiene que los planetas se forman por la agregación de gas y polvo que condensan y se van uniendo para formar cuerpos cada vez más grandes, llamados planetesimales. Poco a poco, las partículas sólidas se van agregando hasta formar los planetas. La composición de estas partículas sólidas varía en función de la temperatura y la distancia al Sol. En las primeras fases de este proceso, la temperatura dentro de la nebulosa era suficientemente alta como para que ciertos óxidos resistentes al calor, como los minerales refractarios, así como metales y silicatos, estuvieran en fase de vapor en las zonas donde hoy en día encontramos a los planetas terrestres y el cinturón de asteroides. La condensación de estos minerales ocurrió hace unos 4,568 millones de años, lo cual es fundamental. Por ejemplo, los silicatos son el grupo de minerales más abundante en la Tierra, constituyendo el 92% de la corteza terrestre. Sabemos muchas de estas cosas por el estudio de los meteoritos, que nos proporcionan información clave sobre la composición del disco protoplanetario. En la teoría de la nebulosa caliente, se pueden hacer predicciones interesantes, dependiendo de la presión parcial del gas de la nebulosa. Estas predicciones permiten determinar las temperaturas a las cuales comienzan a condensarse los diferentes minerales, asumiendo que se alcanza el equilibrio. En las primeras etapas del Sol, durante la violenta fase llamada T Tauri, los materiales del disco protoplanetario fueron irradiados y calentados por intensas fulguraciones solares, liberaciones súbitas e intensas de radiación electromagnética. Este intenso viento estelar y el campo magnético asociado permitieron que parte de los materiales presentes en el disco no cayeran hacia el Sol, sino que viajaran a grandes distancias, hasta alcanzar las regiones de formación de planetesimales y cometas. De hecho, fue el equipo de Frankl que propuso que tanto los CAIs (inclusiones ricas en calcio y aluminio) como otros componentes podrían haberse formado en estas regiones sometidas al violento influjo del Sol. Hoy en día, muchos autores piensan que, aunque ese pudo ser el escenario, las CAIs y otros componentes podrían haberse formado varios millones de años más tarde, en ondas de choque producidas por el movimiento y la fricción de los materiales en el disco protoplanetario. El intenso viento solar y la generación de procesos de turbulencia permitieron la mezcla radial a gran escala de los componentes del disco protoplanetario. Esto fue corroborado con la presencia de CAIs en los materiales del cometa 81P/Wild 2, revelados por la misión Stardust de la NASA, en la que participó el Dr. Trigo. Llegados a este punto, es adecuado describir el modelo de nebulosa solar de mínima masa, la otra teoría principal. Este modelo surge para responder a la siguiente pregunta: ¿Cuánta masa inicial se necesitaba para formar nuestro Sistema Solar tal como lo conocemos? El colapso de una nube densa, la madre de nuestro Sol, pudo ocurrir en una escala de unos cien mil años. Tras su nacimiento, la estrella acumuló a su alrededor una estructura en forma de disco de gas y polvo, llamado disco protoplanetario, que contenía los materiales que se iban condensando y cayendo hacia la estrella. Este disco era relativamente frío, pero estaba sometido a la radiación de la estrella. A medida que la radiación de la estrella barría la mayor parte del gas, los materiales se estabilizaban y se formaban regiones en el disco donde se acumulaban materiales, formando anillos. De estos anillos se cree que surgieron los diferentes grupos de meteoritos, conocidos como condritas. En este contexto, el concepto de mínima masa solar se refiere a la cantidad mínima de hidrógeno y helio que, mezclada con polvo, pudo dar lugar a la masa involucrada en la formación de los planetas. Sin embargo, sabemos que el Sistema Solar primigenio fue mucho más masivo. Hace 4,000 millones de años, el cinturón de asteroides fue cientos de veces más masivo que hoy en día, lo cual provocó la migración de Júpiter y Saturno hacia el Sol por la influencia gravitatoria de este enorme anillo de cuerpos menores. Esta migración ha permitido modelar la distribución actual de los planetas y su masa, y también explica el gran bombardeo tardío, que ocurrió hace 3,800-4,100 millones de años, un periodo en el que la Luna y otros cuerpos del Sistema Solar interior sufrieron intensos impactos de grandes asteroides. Para concluir, según las estimaciones, la masa inicial de material en el disco protoplanetario fue entre un 5% y un 1% de la masa del Sol. Viaje al origen del Sistema Solar Hola, soy Dave Kaplan y esto es "En Teoría: ¿Qué sabemos de la Tierra?". Sorprendentemente, sabemos poco. Sabemos que los continentes se mueven y que las placas tectónicas le dan ciertas características a la superficie, pero no sabemos exactamente por qué sucede ni por qué no ocurre en otros planetas. La forma en que los científicos investigan el origen de la Tierra es a través de las evidencias descubiertas, sobre todo en el sistema solar. Les presentamos lo que ahora sabemos y cómo lo sabemos. Hasta hoy, sabemos que el sistema solar comenzó con una nube de gas que se movía alrededor de la galaxia. En un momento, una estrella cercana explotó, y la onda expansiva de la explosión provocó que el gas de la nube colapsara gravitacionalmente, formando el sol y un disco protoplanetario a su alrededor. En los primeros 100,000 años del sistema solar, el polvo chocaba entre sí formando pequeños grumos. Esta fue la etapa de acreción primaria. Para el final de ese periodo, ya se habían formado rocas de más de un kilómetro. Este proceso continuó durante unos 10 millones de años. En la parte interna del sistema solar, planetesimales rocosos se convirtieron en embriones de planetas, mientras que los planetas exteriores crecían más rápidamente, ya que hacía más frío y el polvo y los escombros al chocar se unían más fácilmente. En los siguientes 100 millones de años, se dio la etapa de impacto gigante. Objetos más grandes comenzaron a chocar entre sí, y los planetesimales se fueron convirtiendo en los planetas que hoy conocemos. En el sistema solar podemos ver cuatro planetas rocosos, dos gigantes gaseosos (Júpiter y Saturno), y dos gigantes helados (Urano y Neptuno). En medio del proceso, tal vez unos 60 millones de años después, se formó la Luna. La teoría actual dice que un objeto del tamaño de Marte chocó con la Tierra, generando escombros. Uno de ellos, en estado líquido y muy caliente, quedó orbitando la Tierra. Luego se enfrió, tomó una forma esférica y se convirtió en la Luna. Como consecuencia del impacto, surgió el sistema Tierra-Luna. En los siguientes 600 millones de años, se produjo la etapa de acreción tardía, donde objetos del tamaño de Plutón chocaban contra la Tierra y otros planetas, depositando metales. El metal, al ser un elemento muy pesado, se hundió hasta el centro. Pero en esta etapa de acreción tardía, si algo de metal chocaba contra la Tierra, parte de él se quedaba también en la superficie. Los oligoelementos de diferentes metales que hoy descubrimos se deben a esa etapa. Se especula que hace entre 600 y 800 millones de años ocurrió una etapa violenta: Júpiter y Saturno migraron hacia los planetas internos, limpiando el camino de rocas y polvo, y luego regresaron a sus posiciones actuales. Durante esta etapa, otros objetos interesantes pudieron haber chocado con la Tierra, por ejemplo, cometas que contenían agua. Así se explicaría la existencia de agua en nuestro planeta. Aproximadamente 1,600 millones de años después, el calor del centro de la Tierra intentaba escapar, y los elementos radiactivos hacían que el centro se calentara aún más. Ese calor cumple dos roles importantes. Primero, permite una actividad en el núcleo que mantiene el metal fundido ahí, lo que probablemente sea la fuente del campo magnético de la Tierra. También es importante porque, mientras el calor intentaba escapar, los continentes comenzaron a separarse. Como consecuencia, la superficie terrestre se rompió y surgieron las placas tectónicas. Estas placas comenzaron a desplazarse por el calor y crearon todo tipo de relieves, además de causar el movimiento de los continentes. Mucho después, otras formaciones aparecieron en la corteza terrestre. Todo ese calor saliendo generó plumas mantélicas, vulcanismo y puntos calientes, como se observa en el Parque Nacional de Yellowstone en Estados Unidos. No tenemos las fechas exactas de todo este proceso, pero esto es, aproximadamente, lo que creemos que sucedió. Todos estos fenómenos —las placas tectónicas, el campo magnético, la Luna— se volvieron muy importantes para la vida en la Tierra. Son los que hacen que nuestro planeta sea el lugar adecuado para el material orgánico, como nosotros. Aún no sabemos bien por qué, pero mientras intentamos averiguarlo, hemos aprendido cuáles son las propiedades necesarias para crear un planeta como la Tierra. Esto es muy importante ya que estamos buscando otros mundos en la galaxia, pero también es parte de nuestra historia: la historia que nos creó a nosotros. Este periodo es un poco desordenado y complicado, pero vale la pena entenderlo porque cuenta la historia de cómo llegamos a ser quienes somos. Soy Dave Kaplan y esto fue "En Teoría". El Origen de la Tierra. Clases de Astronomía para Secundaria con Julieta Fierro ¡Qué bueno que están en otra clase más de astronomía para secundaria, que hacemos con mucho cariño! Diego Dieta, muchas otras personas y yo trabajamos en la Facultad de Ciencias y en el Instituto de Astronomía de la UNAM. Hoy les voy a platicar sobre el origen de la Tierra. La Tierra no siempre ha sido este sitio benévolo donde vivimos. La vida surgió hace tan solo tres mil ochocientos millones de años, y antes era un mundo mucho más hostil. Todos nos preguntamos: ¿de dónde venimos?, ¿por qué estamos aquí?, ¿qué hacemos? Muchas de estas preguntas no tienen respuesta, pero hoy les voy a explicar cómo se piensa que fue el origen de la Tierra. Sin embargo, siempre habrá preguntas sobre qué hubo antes, por qué estamos aquí y por qué existimos. Es decir, las preguntas de la ciencia son inacabables. Imaginemos que la Tierra, como todos los planetas, se formó dentro de una nube de gas y polvo del medio interestelar. Esta nube se contrajo y formó estrellas. Por ejemplo, si yo giro este aparato, ustedes notarán que toma una forma más aplanada; lo mismo le sucedió a la nube que dio origen al sistema solar. En el centro se formó el Sol con la mayor parte de la materia, y alrededor quedó girando materia que posteriormente se integró para formar los planetas. Los planetas se formaron por agregación, es decir, pedazos de polvo y gas se fueron aglutinando para formar objetos cada vez más grandes, hasta llegar al tamaño de cuerpos como la Tierra. Cuando estos objetos agregan materia, se calientan. Por ejemplo, si tomo un objeto muy pesado, lo amarro con un hilo y lo dejo caer entre mis dedos, sentiré cómo se calientan. Es decir, la energía gravitacional se transforma en energía calorífica. De esta forma, la Tierra recién nacida estaba fundida, y entre más materia acumulaba, más se calentaba y se volvía más viscosa y líquida. Esto provocó que la Tierra se estratificara. Para ilustrarlo, tengo aquí un contenedor con agua, que es líquida y viscosa, similar a como era la Tierra primitiva. Diego va a añadir material pesado, como monedas, que se irán al fondo. Luego pondrá material más ligero, como un corcho, que flotará en la superficie. Así, la Tierra desarrolló un núcleo metálico, rocas fundidas y, en la superficie, los continentes. Más allá de esto está el agua, y posteriormente la atmósfera. Todos los planetas del sistema solar se formaron de la misma nube, pero ¿por qué hay mundos gigantes y gaseosos como Júpiter y Saturno, y mundos pequeños y rocosos como la Tierra, Venus, Marte y nuestra Luna? Esto se debe a que el Sol recién nacido estaba a una temperatura muy alta y evaporó toda la materia volátil a su alrededor, por eso los planetas cercanos al Sol son de roca. En cambio, los planetas más alejados tienen composiciones químicas parecidas al Sol, ricos en gases y agua. La Tierra, aunque perdió mucha de su agua por evaporación, la recuperó cuando millones de meteoritos y cometas cayeron sobre su superficie, trayendo consigo agua que ahora forma los océanos y ríos. La Tierra recién nacida no era como la conocemos hoy. Era un mundo caliente con una corteza ligeramente fría, y con el tiempo se fue estratificando. Para entender las proporciones de la Tierra, imaginemos un melón. Diego lo cortará por la mitad, y podemos observar que la Tierra tiene un núcleo metálico rico en níquel y hierro, rocas más ligeras, y finalmente una delgada corteza donde se encuentran las montañas. En la superficie se distribuyen el agua y el aire. ¿Cómo conocemos la edad de la Tierra? Para ello, vamos a otro lugar. Si tratamos de medir la edad de una roca común, como esta que encontramos cerca de la Ciudad de México, podríamos obtener una edad de unos mil quinientos años. Pero si examinamos meteoritos, que no se renuevan como la superficie terrestre, podemos medir el decaimiento de sus elementos radioactivos y así conocer su edad: 4,300 millones de años. Así que, lo más importante que deben recordar de esta clase es que nuestro mundo se formó dentro de una nube de gas y polvo, como miles de sistemas planetarios que se han descubierto. La Tierra es un mundo rocoso y pequeño porque se formó cerca del Sol, evaporando casi todas sus sustancias volátiles. Su edad es de aproximadamente 4,600 millones de años, y se espera que viva otro tanto. ¡Nos vemos en la próxima clase!