Usuario:A01333649/borrrador6

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La hipótesis nebular es el modelo más ampliamente aceptado en el campo de cosmogonía para explicar la formación y evolución del Sistema Solar. Se sugiere que el Sistema Solar se formó a partir de material nebulosa en el espacio. Hay pruebas de que se propuso por primera vez en 1734 por Emanuel Swedenborg.[1]​[2]​[3]​ Originalmente aplicado a nuestra propia Sistema solar, este proceso de formación de sistemas planetarios ahora se cree que estar en todo el universo.[4]​ La variante moderna ampliamente aceptada de la hipótesis nebular es la modelo de disco nebular solar (SNDM) o, simplemente, modelo nebular solar.[5]​Esta hipótesis nebular ofreció explicaciones para una variedad de propiedades del sistema solar, incluyendo las órbitas casi circulares y coplanares de los planetas, y su movimiento en la misma dirección que la rotación del Sol. Algunos elementos de la hipótesis nebular se repiten en las modernas teorías de formación planetaria, pero la mayoría de los elementos han sido sustituidos.

De acuerdo con la hipótesis nebular, las estrellas se forman en nubes masivas y densas de hidrógeno molecular - nube molecular gigante (NMG). Son gravitacionalmente inestable, y la materia se funde dentro de ellos para terrones más pequeños más densas, que luego giran, colapso, y formar estrellas. La formación estelar es un proceso complejo, que siempre produce una gaseosa disco protoplanetario alrededor de la joven estrella. Esto puede dar a luz a planetas en ciertas circunstancias, las cuales no son muy conocidos. Así, la formación de sistemas planetarios se cree que es un resultado natural de la formación de estrellas. Una estrella como el Sol suele tardar aproximadamente 1 millón de años en formarse, con el disco protoplanetario evolucionando hacia un sistema planetario en los próximos 10-100 millones años.[4]​

El disco protoplanetario es un disco de acreción que se alimenta de la estrella central. Inicialmente muy caliente, el disco más tarde se enfría en lo que se conoce como el estrellas T Tauri etapa; aquí, la formación de los pequeños granos o polvo hechos de rocas es posible y el hielo. Los granos, finalmente, pueden coagularse en-kilometros de tamaño planetesimales. Si el disco es lo suficientemente masiva, las acumulaciones fugitivos comienzan, lo que resulta de 300.000 años-formación 100000 mas rápida que la luna a Marte del tamaño de embrión planetario. Cerca de la estrella, los embriones planetarios pasan por una etapa de fusiones violentas, produciendo unos pocos planeta terrestres. La última etapa dura aproximadamente 100 millones a mil millones de años.[4]​

La formación de unplaneta gigante es un proceso más complicado. Se cree que ocurre más allá de la línea de congelación llamado, donde los embriones planetarios principalmente están hechos de diferentes tipos de hielo. Como resultado, son varias veces más masiva que en la parte interior del disco protoplanetario. Lo que sigue después de la formación del embrión no está completamente claro. Algunos embriones parecen seguir creciendo y, finalmente, llegar a 5-10 masas-el valor de umbral de la Tierra, que es necesario para comenzar la acumulación de hidrógeno - helio gas desde el disco. La acumulación de gas por el núcleo es inicialmente un proceso lento, que se prolonga durante varios millones de años, pero después de la formación de protoplaneta alcanza cerca de 30 masas terrestres se acelera y avanza de manera descontrolada. Júpiter - y Saturno - como se cree planetas para acumular la mayor parte de su masa durante sólo 10.000 años. La acumulación se detiene cuando se agota el gas. Los planetas se formaron pueden migrar a largas distancias durante o después de su formación. Gigantes de hielo, como Urano y Neptuno se cree que son núcleos fallidos, que formaron demasiado tarde cuando el disco casi había desaparecido.[4]​

Historia[editar]

Hay evidencia de que la hipótesis nebular fue propuesta por primera vez en 1734 por el Emanuel Swedenborg.[1]​[2]​ Immanuel Kant, que estaba familiarizado con el trabajo de Swedenborg, desarrolló la teoría más en 1755, cuando Kant publicó su "Historia Universal Natural y Teoría de los Cielos ", en la que argumentaba que las nubes gaseosas, nebulosas , giran lentamente, colapsan gradualmente y aplanan debido a la gravedad, formando eventualmente estrellass y planetas.[5]​

Un modelo similar fue desarrollado independientemente y propuso en 1796 por Pierre-Simon Laplace [5]​ en su Exposición du système du monde . Tuvo la visión de que el Sol tenía originalmente una atmósfera caliente extendido por todo el volumen del Sistema Solar. Su teoría contó con una contratación y refrigeración protosolar nube-la nebulosa protosolar. Como este enfrió y se contrajo, se aplana y se centrifugó más rápidamente, arrojando (o desprendimiento) una serie de anillos gaseosos de material; y según él, los planetas se condensaron a partir de este material. Su modelo era similar a la de Kant, excepto más detallada y en una escala más pequeña.[5]​ Mientras que el modelo nebular de Laplace dominada en el siglo 19, se encontró con una serie de dificultades. El problema principal era [impulso] [angular] distribución entre el Sol y los planetas. Los planetas tienen el 99% del momento angular, y este hecho no puede ser explicado por el modelo nebular.[5]​ Como resultado de esta teoría de la formación de planetas se abandonó en gran medida al comienzo del siglo 20.

La caída del modelo Laplaciano estimuló a los científicos a encontrar un reemplazo para él. Durante el siglo 20 se han propuesto muchas teorías como la 'teoría de planetesimales' 'de Thomas Chamberlin y Forest Moulton (1901),' 'modelo de marea' 'de Jeans (1917), modelo de acreción de Otto Schmidt (1944), teoría protoplaneta de William McCrea (1960) y, finalmente, teoría de la captura de Michael Woolfson.[5]​ En 1978 Andrew Prentice resucitó las ideas laplacianas iniciales sobre la formación de planetas y desarrolló la "teoría de Laplace moderna".[5]​ Ninguno de estos intentos tuvo un éxito completo y muchas de las teorías propuestas eran rechazadas.

El nacimiento de la moderna teoría ampliamente aceptada de la formación planetaria-modelo de disco nebular solar (SNDM): se puede remontar al astrónomo soviético Victor Safronov.[6]​Su libro Evolución de la nube protoplanetario y la formación de la Tierra y de los planetas ',[7]​ que fue traducido al Inglés en 1972, tuvo un efecto duradero en la manera como los científicos piensan acerca de la formación de los planetas.[8]​ En este libro se formularon casi todos los principales problemas del proceso de formación planetaria y algunos de ellos resueltos. Las ideas de Safronov se desarrollaron aún más en las obras de George Wetherill, que descubrió la " acreción desbocada".[5]​ Mientras que originalmente se aplicaba sólo a nuestra propia Sistema solar, la SNDM se pensó posteriormente por los teóricos para estar en el trabajo en todo el universo; como de planeta extrasolar, ya se han descubierto en nuestra galaxia.[9]​

Modelo nebular Solar: logros y problemas[editar]

Logros[editar]

El proceso de formación de estrellas se traduce naturalmente en la aparición de un disco de acreción alrededor de los objetos estelares jóvenes.[10]​ A la edad de aproximadamente 1 millón de años, el 100% de las estrellas pueden tener tales discos.[11]​ Esta conclusión es apoyada por el descubrimiento de los discos de gas y polvo alrededor de protoestrellas y estrella T Tauri, así como por consideraciones teóricas.[12]​ OLas observaciones de estos discos muestran que la polvo granos dentro de ellos crecen en tamaño en (miles de años) escalas de tiempo cortas, produciendo partículas de tamaño 1 centímetro.[13]​

El proceso de acreción, por el cual 1 kilometro planetesimal crecen en 1.000 kilometros cuerpos de tamaño, se entiende bien ahora.[14]​ Este proceso se desarrolla dentro de cualquier disco donde la densidad de número de planetesimales es suficientemente alta, y procede de una manera descontrolada. Crecimiento tarde ralentiza y continúa como acreción oligárquico. El resultado final es la formación de embriones planetarioes de diferentes tamaños, que dependen de la distancia de la estrella.[14]​ Varios simulaciones han demostrado que la fusión de embriones en la parte interior del disco protoplanetario conduce a la formación de unos pocos órganos tamaño de la Tierra. Así, el origen de planeta terrestres se considera ahora como un problema casi resuelto.[15]​

Problemas y críticas[editar]

La física de los discos de acreción se encuentra con algunos problemas.[16]​ La más importante es la forma en que el material, que se acreción por la protoestrella, pierde su momento angular. Una posible explicación sugerida por Hannes Alfvén fue que el momento angular se derramó por el viento solar durante su fase T Tauri. El impulso es, probablemente, transportado a las partes exteriores del disco, pero el mecanismo exacto de este transporte no se entiende bien. Otro proceso posible para arrojar momento angular es el frenado magnético, donde la rotación de la estrella se transfiere al disco que rodea a través del campo magnético de la estrella.[17]​ El proceso o procesos responsables de la desaparición de los discos también son poco conocidos.[18]​

La formación de planetesimales es el mayor problema sin resolver en el modelo de disco nebular. ¿Cómo de 1 cm de tamaño partículas se unen en 1 kilometro planetesimales es un misterio. Este mecanismo parece ser la clave de la cuestión de por qué algunas estrellas tienen planetas, mientras que otros no tienen nada a su alrededor, ni siquiera cinturones de polvo.[19]​

La formación de un planeta gigante es otro problema sin resolver. Las teorías actuales son incapaces de explicar cómo sus núcleos pueden formar suficientemente rápido para acumular cantidades significativas de gas desde el disco protoplanetario desapareciendo rápidamente.[14]​[20]​ El tiempo de vida medio de los discos, que son menos de diez millones de años, parece ser más corto que el tiempo necesario para la formación del núcleo. [11]​

Otro problema de la formación de planetas gigantes es su migración. Algunos cálculos muestran que la interacción con el disco puede causar una rápida migración hacia el interior, que, si no se detiene, los resultados en el planeta que alcanzan las "regiones centrales todavía como un objeto de sub-Joviana."[21]​

Una crítica importante se produjo en el siglo 19 a partir de James Clerk Maxwell, quien sostuvo que diferente rotación entre las partes interior y exterior de un anillo no podía permitir que la condensación del material.[22]​ También fue rechazada por el astrónomo Sir David Brewster, que declaró que "los que creen en la Teoría Nebular lo consideran como la certeza de que nuestra Tierra derivó su materia sólida y su atmósfera de un anillo tirado de la atmósfera solar, que luego se contrajo en una esfera terráqueo sólida, de la que la Luna fue arrojado por el mismo proceso ". Sostuvo que bajo tal punto de vista, "la Luna debe necesariamente haber llevado el agua y el aire de las partes acuosas y aéreas de la Tierra y debe tener una atmósfera."[23]​ Brewster afirmó que las creencias religiosas de Sir Isaac Newton habían considerado previamente las ideas nebulosas como tendiendo al ateísmo, y citó a él diciendo que "el crecimiento de los nuevos sistemas de los antiguos, sin la mediación de un poder divino, parecía lo aparentemente absurdo ".[24]​

La formación de estrellas y discos protoplanetarios[editar]

Protoestrellas[editar]

Artículo principal: Protoestrella
La luz visible (izquierda) e infrarroja (derecha) puntos de vista de la Nebulosa Trífida, una gigantesca nube de formación estelar de gas y polvo situada a 5.400 años-luz de distancia en la constelación de Sagitario

Las Estrellass se cree que se forman en el interior gigantescas nubes de frío hidrógeno molecular - nube molecular gigante es aproximadamente 300.000 veces la masa del Sol y 20 parsecs de diámetro.[4]​[25]​ Durante millones de años, las nubes moleculares gigantes son propensos a colapso y la fragmentación.[26]​Estos fragmentos forman entonces pequeños núcleos densos, que a su vez colapsan en estrellas.[25]​ Los núcleos varían en masa desde una fracción de varias veces la del Sol y se denominan proto-estelar (protosolar) nebulosas.[4]​ Ellos poseen diámetros de 0,01 a 0,1 pc (2.000-20.000 UA) y un número de densidad de partículas de aproximadamente 10.000 a 100.000 cm−3.[a]​[25]​[27]​

El colapso inicial de una nebulosa proto-estelar-solar masiva toma alrededor de 100.000 años.[4]​[25]​ Cada nebulosa comienza con una cierta cantidad de momento angular. Gas en la parte central de la nebulosa, con relativamente bajos momento angular, se somete a compresión rápido y forma un núcleo hidrostática caliente (no contratante) que contiene una pequeña fracción de la masa de la nebulosa inicial.[28]​ Este núcleo se forma la semilla de lo que será una estrella.[4]​[28]​ A medida que el colapso continúa, la conservación del momento angular significa que la rotación de la envoltura que cae se acelera,[18]​[29]​que impide en gran medida que el gas directamente acreción sobre el núcleo central. El gas es forzado en lugar de difundir hacia el exterior cerca de su plano ecuatorial, formando un disco, que a su vez acrece sobre el núcleo.[4]​[18]​[29]​El núcleo crece poco a poco en la masa hasta que se convierte en un joven caliente protoestrella.[28]​ En esta etapa, la protoestrella y su disco están fuertemente oscurecidas por la envoltura que cae y no son directamente observables.[10]​ De hecho de la envolvente restante opacidad es tan alta que incluso la radiación de ondas milimétricas tiene problemas para escapar de su interior.[4]​[10]​ Estos objetos se observan como condensaciones muy brillantes, que emiten principalmente de ondas milimétricas y de onda submilimétricas de radiación.[27]​ Se clasifican como espectral de protoestrellas clase 0.[10]​ El colapso es acompañado a menudo por flujo bipolares - jets - que emanan a lo largo de la rotación al eje del disco inferido. Los chorros se observan con frecuencia en regiones de formación estelar (ver Herbig-Haro (HH) objetos).[30]​ La luminosidad de protoestrellas de clase 0 se resalte una protoestrella masas solares puede irradiarse a velocidades de hasta 100 luminosidades solares.[10]​ La fuente de esta energía es colapso gravitacional, ya que sus núcleos no son todavía lo suficientemente caliente para comenzar fusión nuclear.[28]​[31]​

Imagen infrarroja del chorro molecular de una estrella recién nacida oculta lo contrario

A medida que continúa la infall de su material en el disco, la envolvente delgada y finalmente se convierte en transparente y la objeto estelar joven (YSO) se convierte en observable, inicialmente en infrarrojo lejano luz y más tarde en el visible.[27]​ Alrededor de este tiempo, la protoestrella empieza a fusible deuterio. Si la protoestrella es suficientemente masiva (por encima de 80 masas de Júpiter), la fusión del hidrógeno sigue. De lo contrario, si su masa es demasiado bajo, el objeto se convierte en un enano marrón.[31]​Este nacimiento de una nueva estrella se produce aproximadamente 100.000 años después comienza el colapso.[4]​ Objetos en esta etapa se conocen como protoestrellas de Clase I,[10]​que también son llamados jóvenes estrella T Tauri, evolucionaron protoestrellas, u objetos estelares jóvenes.[10]​ Por este tiempo la formación de la estrella ya ha acrecido la mayor parte de su masa: la masa total del disco y el sobre restante no exceder de 10-20% de la masa de la central de YSO.[27]​

En la siguiente etapa el sobre desaparece por completo, después de haber sido reunidos por el disco, y la protoestrella se convierte en una estrella T Tauri clásica.[b]​ Esto sucede después de aproximadamente 1 millón de años.[4]​ La masa del disco alrededor de una estrella T Tauri clásica es alrededor de 1-3% de la masa estelar, y se acreción a un ritmo de 10 -710-9 masas solares por año.[34]​Un par de chorros bipolares suele estar presente también.[35]​La acreción explica todas las propiedades peculiares de clásicas estrellas T Tauri: fuerte flujo en la línea de emisiones (hasta el 100% de la intrínseca luminosidad de la estrella), actividad magnética , fotométrica variabilidad y jets.[36]​Las líneas de emisión de hecho se forman cuando el gas acretado golpea la "superficie" de la estrella, lo que sucede en torno a sus polos magnéticos.[36]​ Los chorros son subproductos de acreción: llevan lejos momento angular excesivo. La etapa T Tauri clásica dura 10 millones de años.[4]​ El disco finalmente desaparece debido a la acumulación en la estrella central, la formación de planetas, la expulsión por aviones y fotoevaporación por la radiación ultravioleta de la estrella central y las estrellas cercanas.[37]​ Como resultado, la joven estrella se convierte en una débilmente forrada estrella T Tauri, que poco a poco, a lo largo de cientos de millones de años, se convierte en una estrella similar al Sol ordinaria.[28]​

Discos protoplanetarios[editar]

Discos de escombros detectados en HST imágenes de archivo de estrellas, HD 141943 y HD 191089 jóvenes, utilizando procesos mejorados de imagen (24 de abril de 2014).[38]​

Bajo ciertas circunstancias, el disco, que ahora puede ser llamado protoplanetario, puede dar a luz a un sistema planetario.[4]​ Los discos protoplanetarios se han observado en torno a una fracción muy elevada de estrellas en cúmulos jóvenes estrellas.[11]​[39]​Ellos existen desde el comienzo de la formación de una estrella, pero en las primeras etapas no son observables debido a la opacidad de la envoltura circundante.[10]​ El disco de una Clase 0 protoestrella se piensa que es masivo y caliente. Se trata de un disco de acreción, que alimenta la protoestrella central.[18]​[29]​ La temperatura puede superar fácilmente los 400 K dentro de 5 UA y 1000 K dentro de 1 UA.[40]​ El calentamiento del disco es causada principalmente por el viscosa disipación de turbulencia en ella y por el infall del gas de la nebulosa.[18]​[29]​ El alto temperatura en el disco interior causa la mayoría de los materiales volátiles de agua , orgánicos, y algunos rocas para evaporan, dejando sólo la mayoría de los elementos refractario como hierro. El hielo puede sobrevivir sólo en la parte exterior del disco. [40]​

Un disco protoplanetario se forma en el Nebulosa de Orion

Klahr, H.H.; Bodenheimer, P. (2003). «Turbulence in accretion disks: vorticity generation and angular momentum transport via the global baroclinic instability». The Astrophysical Journal 582 (2): 869-892. Bibcode:2003ApJ...582..869K. arXiv:astro-ph/0211629. doi:10.1086/344743. </ref>[18]​ El resultado de este proceso es el crecimiento tanto de la protoestrella y del disco radio, lo que puede llegar a 1.000 UA si el momento angular inicial de la nebulosa es lo suficientemente grande. [29]​ discos grandes son rutinariamente observado en muchas regiones de formación estelar, como la Nebulosa de Orion.[12]​

Artist's impression of the disc and gas streams around young star HD 142527.[41]​

La vida útil de los discos de acreción es de unos 10 millones de años.[11]​ Por el momento la estrella alcanza el estadio T-Tauri clásica, el disco se vuelve más delgada y se enfría [34]​ Los materiales menos volátiles comienzan a condensar cerca de su centro, formando 0,1-1 micras granos de polvo que contienen cristalinas silicatos.[13]​ El transporte del material desde el disco exterior puede mezclar estos recién formado granos de polvo con elementos primordiales los primordiales, que contienen materia orgánica y otros volátiles. Esta mezcla se puede explicar algunas peculiaridades en la composición de los cuerpos del sistema solar, tales como la presencia de interestelares granos en las primitivas meteorito s e inclusiones refractarias en los cometas.[40]​

Varios formación planetaria procesos, incluyendo exocometas y otros planetesimales, alrededor de Beta Pictoris, un tipo muy joven AV estrellas (NASA concepción del artista).

Las partículas de polvo tienden a pegarse entre sí en el entorno de disco denso, lo que lleva a la formación de partículas más grandes de hasta varios centímetros de tamaño.[42]​ Las firmas del procesamiento de polvo y coagulación se observan en los espectros infrarrojos de los discos jóvenes.[13]​ Además agregación puede conducir a la formación de planetesimales de medición 1 kilometros a través de o más grandes, que son los bloques de construcción de planetas.[4]​[42]​ . Formación Planetesimal es otro problema sin resolver de la física del disco, tan simple escollo vuelve ineficaz como las partículas de polvo crecen [19]​ La hipótesis favorita es la formación por la inestabilidad gravitacional. Las partículas de varios centímetros de tamaño o más grandes se asientan lentamente cerca del plano medio del disco, formando una muy delgada-menos de 100 km-y densa capa. Esta capa es gravitacionalmente inestable y puede fragmentarse en numerosos grumos, que a su vez colapso en planetesimales.[4]​[19]​

Formación planetaria también puede ser desencadenada por la inestabilidad gravitacional dentro del propio disco, lo que conduce a su fragmentación en grupos. Algunos de ellos, si son lo suficientemente densa, se Contraer, que puede conducir a una rápida formación de gigantes de gases de planetas e incluso enana marrón s en la escala de tiempo de 1.000 años.[43]​ Sin embargo, sólo es posible en discos más masivos masiva de 0,3 masas solares. En comparación masas de disco típicos son 0,01-0,03 masas solares. Debido a que los discos masivos son raros, se cree que este mecanismo de la formación de planetas a ser poco frecuentes.[4]​[16]​ Por otro lado, este mecanismo puede jugar un papel importante en la formación de enanas marrones.[44]​

Colisión de un asteroide-planetas construcción (concepto) del artista.

La Mejor disipación de los discos protoplanetarios se desencadena por un número de diferentes mecanismos. La parte interior del disco de acreción está bien por la estrella o expulsado por el chorros bipolares,[34]​[35]​mientras que la parte exterior se puede evaporar bajo una potente radiación UV de la estrella durante la etapa T Tauri[45]​o por estrellas cercanas.[37]​ El gas en la parte central o bien se puede acreción o expulsado por los planetas en crecimiento, mientras que las pequeñas partículas de polvo son expulsados ​​por el presión de radiación de la estrella central. ¿Cuál es finalmente la izquierda es o bien un sistema planetario, un disco remanente de polvo y sin planetas, o nada, si no lograron formar planetesimales. [4]​

Debido a que los planetesimales son tan numerosos, y se extendió por todo el disco protoplanetario, algunos sobreviven la formación de un sistema planetario. Asteroides se entienden s para quedar-en planetesimales, moler gradualmente unos a otros en pedazos cada vez más pequeños, mientras que cometa s son típicamente planetesimales de las partes más alejadas de un sistema planetario. Los meteoritos son muestras de planetesimales que alcanzan una superficie planetaria, y proporcionan una gran cantidad de información sobre la formación de nuestro Sistema Solar. Meteoritos de tipo primitivo son trozos de planetesimales de baja masa destrozadas, donde no térmico diferenciación se llevó a cabo, mientras que los meteoritos de tipo procesado son trozos de destrozadas planetesimales masivas.[46]​

Formación de los Planetas[editar]

Planetas[editar]

De acuerdo con el modelo de disco solar nebular, forma planeta rocoso s en la parte interior del disco protoplanetario, dentro de la línea de congelación, donde la temperatura es lo suficientemente alta como para evitar la condensación de hielo de agua y otras sustancias en granos.[47]​ Esto se traduce en la coagulación de granos puramente rocosas y más tarde en la formación de planetesimales rocosos.[c]​[47]​ Se considera que tales condiciones que existen en el interior 3.4 AU parte del disco de una estrella similar al Sol.[4]​

Después de pequeños planetesimales-cerca de 1 km de diámetro-se han formado por una manera u otra, acreción desbocada comienza.[14]​ Se llama fuera de control debido a que la tasa de crecimiento de la masa es proporcional a R4~M03.04, donde R y M son el radio y la masa de el cuerpo en crecimiento, respectivamente.[48]​ Es obvio que el específico (dividida por la masa) el crecimiento se acelera a medida que aumenta la masa. Esto conduce al crecimiento preferencial de los cuerpos más grandes a expensas de las más pequeñas. [14]​ La acreción desbocada dura entre 10.000 y 100.000 años, y termina cuando los cuerpos más grandes superan aproximadamente 1.000 km de diámetro. [14]​ La desaceleración de la acumulación es causada por perturbaciones gravitacionales de grandes cuerpos de los planetesimales restantes. [14]​ [48]​ Además, la influencia de los cuerpos más grandes se detiene el crecimiento de los cuerpos más pequeños.[14]​

La siguiente etapa es la llamada acreción oligárquica . [14]​ Se caracteriza por el predominio de varios cientos de los mayores cuerpos oligarcas, que siguen acreciente lentamente planetesimales. [14]​ No cuerpo que no sean los oligarcas puede crecer [48]​ en esta etapa la tasa de acreción es proporcional a R 2, que se deriva de la [sección [geométrico (geometría) |. cruz . -section]] de un oligarca <name = Thommes2003 / ref> La tasa de acreción específica es proporcional a M-1/3; y que disminuye con la masa del cuerpo. Esto permite que los oligarcas más pequeños a ponerse al día con los más grandes. Los oligarcas se mantienen a una distancia de aproximadamente 10·Hr (Hr = un(1-e)(M/3Ms)1/3 es la radiocolina, donde a es la semieje, e es el excentricidad orbital,yMs es la masa de la estrella central) entre sí por la influencia de los planetesimales restantes. [14]​ Sus excentricidades orbitales y las inclinaciones permanecen pequeña. Los oligarcas continúan acrecentando hasta planetesimales se agotan en el disco alrededor de ellos. [14]​ A veces oligarcas cercanos fusionar. La masa final de un oligarca depende de la distancia a partir de la densidad de la estrella y de la superficie de planetesimales y se llama la masa de aislamiento. [48]​ Para los planetas rocosos que es de hasta 0,1 de la masa de la Tierra, o una masa de Marte[4]​ el resultado final de la etapa oligárquica es la formación de alrededor de 100 Luna - a los embriones planetarios del tamaño de Marte espaciados uniformemente a aproximadamente 10·Hr. [15]​ Ellos se cree que residen dentro de las lagunas en el disco y ser separados por anillos de planetesimales restantes. Esta etapa se cree que durará unos cien mil años.[4]​[14]​

La última etapa de la formación de planetas rocosos es la etapa de fusión .[4]​ Comienza cuando sólo un pequeño número de planetesimales permanece y embriones convertirse en lo suficientemente masivas como para perturbar el uno al otro, lo que hace que sus órbitas se conviertan en caótica.[15]​ Durante esta etapa los embriones restantes expulsan planetesimales, y chocan entre sí. El resultado de este proceso, que dura de 10 a 100 millones de años, es la formación de un número limitado de órganos tamaño de la Tierra. Las simulaciones muestran que el número de planetas que sobreviven es en promedio del 2 al 5.[4]​[15]​[46]​[49]​ En el Sistema Solar que pueden ser representados por la Tierra y Venus.[15]​ La formación de ambos planetas requiere fusión de aproximadamente 10 a 20 embriones, mientras que un número igual de ellos fueron arrojados fuera del Sistema Solar. [46]​ Algunos de los embriones, que se originó en el cinturón de asteroides, se cree que han traído agua a la Tierra [47]​ Marte y Mercurio.. puede considerarse como embriones que sobrevivieron a esa rivalidad restante [46]​ Los planetas rocosos, que han logrado unirse, asentarse finalmente en órbitas más o menos estables, lo que explica por qué los sistemas planetarios son generalmente embalados hasta el límite; o, en otras palabras, ¿por qué ellos siempre parecen estar al borde de la inestabilidad.[15]​

Planetas Gigantes[editar]

El disco de polvo alrededor de Fomalhaut - la estrella más brillante en la constelación de Piscis Austrinus. Asimetría del disco puede ser causada por un planeta gigante (o planetas) que orbita la estrella.

La formación de planeta gigante s es un problema pendiente en la ciencia planetaria s. [16]​ En el marco del modelo nebular solar existen dos teorías para su formación. El primero de ellos es el "'modelo de inestabilidad del disco' ', donde los planetas gigantes se forman en los discos protoplanetarios masivos como consecuencia de su [[gravedad |] gravitacional]. Fragmentación (véase más arriba) [43]​ La segunda posibilidad es el "'modelo de acreción del núcleo' ', que también se conoce como el' 'modelo inestabilidad nucleada' '. [16]​ el último escenario se piensa que es el más prometedor, ya que puede explicar la formación de los planetas gigantes en discos relativamente baja masa (menos de 0,1 masas solares). En este modelo de formación de planeta gigante se divide en dos etapas: a) la acumulación de un núcleo de aproximadamente 10 masas terrestres y b) acreción de gas desde el disco protoplanetario.[4]​[16]​ Cualquier método también puede conducir a la creación de enanas marrones.[50]​ Búsquedas a partir de 2011 han encontrado que la acreción del núcleo es probable que el mecanismo de formación dominante.[50]​

La formación del núcleo planeta gigante se piensa proceder más o menos en la línea de la formación de planetas terrestres. [14]​ Se inicia con planetesimales que se someten a un crecimiento descontrolado, seguido de la etapa oligárquica más lento.[48]​ Las hipótesis no predicen una etapa de fusión, debido a la baja probabilidad de colisiones entre embriones planetarios en la parte externa de los sistemas planetarios. [48]​ Otra diferencia es la composición de la planetesimal s, que en el caso de los planetas gigantes se forman más allá de la Línea nevada y se componen principalmente de hielo del hielo para el rock relación es de aproximadamente 4 a 1 [20]​ Esto mejora la masa de planetesimales cuádruple. Sin embargo, la nebulosa mínimo de masas capaz de formación de planetas terrestres sólo puede formar 1-2 núcleos de masa tipo Tierra a la distancia de Júpiter (5 UA) dentro de los 10 millones de años. [48]​ Esta última cifra representa el promedio de vida de . [48]​ la migración protoplaneta, que permite que el embrión acreciente más planetesimales; discos gaseosos alrededor de estrellas similares al Sol [11]​ las soluciones propuestas incluyen la masa del disco-un aumento de diez veces bastaría mejorados; [20]​ y, finalmente, la mejora de acreción debido a un gas en los sobres gaseosos de los embriones.[20]​[51]​ Alguna combinación de las ideas antes mencionadas puede explicar la formación de los núcleos de los planetas gigantes gaseosos como Júpiter y tal vez incluso Saturno. [16]​ La formación de planetas como Urano y Neptuno es más problemático, ya que ninguna teoría ha sido capaz de proporcionar la formación de sus núcleos a una distancia de 20 a 30 UA de la estrella central. [4]​ Una de las Hipótesis es Que Ellos inicialmente acretaron en la región de Júpiter-Saturno, luego fuerón dispersados ​​y emigraron un su Descripción de la ubicación actual.[52]​

Una vez que los núcleos son de suficiente masa (5-10 masas terrestres), comienzan a recoger el gas del disco que rodea. [4]​ En un principio se trata de un proceso lento, el aumento de las masas básicas hasta 30 masas terrestres en un pocos millones de años.[20]​[51]​ Después de eso, las tasas de acreción aumentan dramáticamente y el 90% restante de la masa se ​​acumula en aproximadamente 10.000 años. [51]​ La acreción de gas se detiene cuando se agota. Esto sucede cuando se abre una brecha en el disco protoplanetario.[53]​ En este modelo los gigantes de hielo-Urano y Neptuno-se fallaron núcleos que comenzaron la acreción de gas demasiado tarde, cuando casi todo el gas ya había desaparecido. La etapa post-runaway-gas de acreción se caracteriza por la migración de los planetas gigantes de nueva formación y continuó la acreción de gas lento. [53]​ La migración es causada por la interacción del planeta se sienta en la brecha con el disco restante. Se detiene cuando el disco protoplanetario desaparece o cuando se alcanza el final del disco. El segundo caso corresponde a los llamados Júpiter calientes, que son propensos a haber dejado su migración cuando llegaron al agujero interior en el disco protoplanetario.[53]​

En la concepción de este artista, un planeta gira a través de un claro (gap) en polvo, disco de formación planetaria de una estrella cercana.

Planetas gigantes pueden influir significativamente en la formación planeta terrestre . La presencia de los gigantes tiende a aumentar excentricidades y inclinaciones de planetesimales y embriones de la región planeta terrestre (dentro de 4 UA en el Sistema Solar ).[46]​[49]​ Si los planetas gigantes se forman demasiado pronto, pueden retrasar o prevenir la acumulación de planeta interior. Si forman cerca del final de la etapa oligárquica, como se cree que han ocurrido en el Sistema Solar, van a influir en las fusiones de embriones planetarios, haciéndolos más violenta. [46]​ Como resultado, el número de planetas terrestres disminuirán y serán más masivas.[54]​ Además, el tamaño del sistema se reducirá, porque los planetas terrestres se forman más cerca de la estrella central. La influencia de los planetas gigantes del Sistema Solar, en particular la de Júpiter, se cree que ha sido limitado debido a que son relativamente alejado de los planetas terrestres.[54]​

The region of a planetary system adjacent to the giant planets will be influenced in a different way.[49]​ In such a region, eccentricities of embryos may become so large that the embryos pass close to a giant planet, which may cause them to be ejected from the system.[d]​[46]​[49]​[49]​ Si se eliminan todos los embriones, entonces no hay planetas se forman en esta región. [49]​ Una consecuencia adicional es que un gran número de pequeños planetesimales seguirá siendo, porque los planetas gigantes son incapaces de despejar todos hacia fuera sin la ayuda de embriones. La masa total de los planetesimales restantes será pequeño, porque la acción acumulativa de los embriones antes de su expulsión y planetas gigantes es todavía lo suficientemente fuerte como para eliminar el 99% de los pequeños cuerpos. [46]​ Tal región eventualmente evolucionar hacia una cinturón de asteroides, que es un análogo total del cinturón de asteroides en el Sistema Solar, que se encuentra de 2 a 4 UA del Sol.[46]​[49]​

Significado de acreción [editar]

El uso del disco de acreción plazo para la disco protoplanetario lleva a la confusión sobre el proceso de acreción planetaria. El disco protoplanetario se refiere a veces como un disco de acreción, porque mientras el joven T Tauri - como protoestrella todavía se está contrayendo, material gaseoso puede todavía estar cayendo sobre él, acreción en su superficie desde el interior del disco borde.[29]​

Sin embargo, que el significado no se debe confundir con el proceso de formación de los planetas de acreción. En este contexto, la acumulación se refiere al proceso de enfriado, solidificado granos de polvo y hielo que orbitan alrededor de la protoestrella en el disco protoplanetario, que chocan y se peguen entre sí y poco a poco cada vez mayor, hasta e incluyendo las colisiones de alta energía entre considerable planetesimales.[14]​

Además, los planeta gigantes probablemente tenían discos de acreción de los suyos, en el primer sentido de la palabra. Las nubes de hidrógeno y helio capturados contratado, giró hacia arriba, aplastada, y el gas se depositan sobre la superficie de cada gigante protoplaneta, mientras que los cuerpos sólidos dentro de ese disco de acreción en lunas regulares del planeta gigante.[55]​

Ver tambien[editar]

Notas[editar]

  1. ↑ Compárelo con la densidad del número de partículas del aire a nivel del mar—2.819 cm−3.
  2. ↑ Las estrellas T Tauri son estrellas jóvenes con masa de menos de alrededor de 2,5 masas solares que muestran un mayor nivel de actividad. Se dividen en dos clases: débilmente alineados y clásicas estrellas T Tauri.[32]​ Estos últimos tienen discos de acreción y continuar acrecentando gas caliente, que se manifiesta por fuertes líneas de emisión en su espectro. Los primeros no poseen discos de acreción. Classical estrellas T Tauri evolucionan hacia débilmente alineados estrellas T Tauri.[33]​
  3. ↑ Los planetesimal s cerca del borde exterior de la región-2.5 planeta terrestre a 4 UA del Sol-pueden acumular cierta cantidad de hielo. Sin embargo las rocas hará aún dominan, como en el cinturón principal exterior en el Sistema Solar.[47]​
  4. ↑ Como una variante que puede chocar con la estrella central o un planeta gigante.

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