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Hipótesis nebular

Agosto 11, 2021

La hipótesis nebular es el modelo más ampliamente aceptado en el campo de cosmología para explicar la formación y evolución del sistema solar. Se sugiere que el sistema solar se formó a partir de material nebuloso en el espacio. Hay pruebas de que se propuso por primera vez en 1734 por Emanuel Swedenborg.[1]​[2]​[3]​ Originalmente aplicado a nuestro propio sistema solar, este proceso de formación de sistemas planetarios ahora se cree que está en todo el universo.[4]​ La variante moderna ampliamente aceptada de la hipótesis nebular es el modelo de disco nebular solar (SNDM por sus siglas en inglés) 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 remplazados.

De acuerdo con la hipótesis nebular, las estrellas se forman de nubes masivas y densas de hidrógeno molecular - nube molecular gigante (NMG por sus siglas en inglés). Son gravitacionalmente inestables, y la materia se funde dentro de ellos para hacer cúmulos más pequeños y densos, que luego giran, colapsan, y forman estrellas. La formación estelar es un proceso complejo, que siempre produce un disco protoplanetario gaseoso alrededor de la joven estrella. Esto puede dar a luz a planetas en ciertas circunstancias, las cuales no son muy conocidas. 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 es muy caliente, más tarde el disco se enfría en lo que se conoce como la etapa de estrellas T Tauri; aquí, la formación de los pequeños granos de polvo hechos de rocas y hielo son posibles. Los granos, finalmente, pueden coagularse en-kilómetros de tamaño planetesimal. Si el disco es lo suficientemente masivo, las acumulaciones descontrolables comienzan, resultando en una rápida - de 100 000 a 300 000 años - formación de la Luna hasta embriones planetarios del tamaño de Marte. Cerca de la estrella, los embriones planetarios pasan por una etapa de fusiones violentas, produciendo unos pocos planetas terrestres. La última etapa dura aproximadamente de 100 millones hasta mil millones (un millón) de años.[4]​

La formación de un planeta gigante es un proceso más complicado. Se cree que ocurre más allá de la conocida línea de congelación, en donde los embriones planetarios principalmente están hechos de diferentes tipos de hielo. Como resultado, son varias veces más masivos 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 eventualmente alcanzan entre 5 y 10 masas de la Tierra - el valor del umbral de la Tierra, el cual es necesario para comenzar la acumulación de los gases hidrógeno - helio desde el disco. La acumulación de gas en 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 - se cree que son planetas que acumularon la mayor parte de su masa durante solo 10 000 años. La acumulación se detiene cuando se agota el gas. Los planetas formados pueden migrar largas distancias durante o después de su formación. Gigantes de hielo, como Urano y Neptuno se cree que son núcleos fallidos, que se formaron demasiado tarde cuando el disco casi había desaparecido.[4]​

Historia

Hay evidencia de que la hipótesis nebular fue propuesta por primera vez en 1734 por Emanuel Swedenborg.[1]​[6]​

Immanuel Kant, que estaba familiarizado con el trabajo de Swedenborg, desarrolló la teoría más adelante en 1755, cuando Kant publicó su "Historia Natural Universal y Teoría de los Cielos", en la que argumentaba que las nubes gaseosas, nebulosas, giran lentamente, colapsan gradualmente y se aplanan debido a la gravedad, formando eventualmente estrellass y planetas.[5]​

Un modelo similar fue desarrollado independientemente y propuesto en 1796 por Pierre-Simon Laplace[5]​ en su Exposición del sistema del mundo. Tuvo la visión de que el Sol tenía originalmente una atmósfera caliente extendida por todo el volumen del sistema solar. Su teoría contó con una contracción y refrigeración de la nube protosolar - la nebulosa protosolar. Como este enfrió y se contrajo, se aplanó y giró más rápido, arrojando (o desprendiendo) una serie de anillos gaseosos de material; y de acuerdo con él, los planetas se condensaron a partir de este material. Su modelo era similar al de Kant, excepto que era más detallado y en una menor escala.[5]​ Mientras que el modelo nebular de Laplace dominó en el siglo XIX, se encontraron con una serie de dificultades. El problema principal era la distribución del momento angular 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, esta teoría de la formación de planetas fue abandonada en gran medida al comienzo del siglo XX.

La caída del modelo de Laplace estimuló a los científicos a encontrar un reemplazo para este. Durante el siglo XX se propuesieron muchas teorías como la 'teoría de planetesimal' 'de Thomas Chamberlin y Forest Moulton (1901), el 'modelo de la marea' de Jeans (1917), el modelo de acreción de Otto Schmidt (1944), la teoría del protoplaneta de William McCrea (1960) y, finalmente, la 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 fueron completamente exitosas y muchas de las teorías propuestas eran rechazadas.

El nacimiento de la teoría moderna ampliamente aceptada de la formación planetaria - el modelo de disco nebular solar (SNDM por sus siglas en inglés): se puede remontar al astrónomo soviético Víctor Safronov.[7]​ Su libro 'Evolución de la nube protoplanetaria y la formación de la Tierra y los planetas',[8]​ traducida al inglés en 1972, tuvo un efecto duradero en la manera como los científicos pensaban acerca de la formación de los planetas.[9]​ En este libro casi todos los principales problemas del proceso de formación planetaria fueron formulados y algunos de ellos resueltos. Las ideas de Safronov se desarrollaron aún más en las obras de George Wetherill, quien descubrió la "acreción descontrolada".[5]​ Mientras que originalmente se aplicaba solo a nuestro sistema solar, la SNDM se pensó posteriormente por los teóricos para estar considerada como un trabajo para todo el universo; hasta el 29 de septiembre de 2014, 1822 planetas extrasolares se han descubierto en nuestra galaxia.[10]​

Modelo nebular solar: logros y problemas

Logros

El proceso de formación de estrellas resulta en la aparición de un disco de acreción alrededor de los objetos estelares jóvenes.[11]​ A la edad de aproximadamente 1 millón de años, el 100 % de las estrellas pueden tener tales discos.[12]​ Esta conclusión es apoyada por el descubrimiento de los discos de gas y polvo alrededor de las protoestrellas y de las estrellas T Tauri, así como por las consideraciones teóricas.[13]​ Las observaciones de estos discos muestran que los granos de polvo dentro de ellos crecen en tamaño en escalas de tiempo cortas (miles de años), produciendo partículas de tamaño de un centímetro.[14]​

El proceso de acreción, por el cual planetesimales de 1 kilómetro crecen hasta un tamaño de cuerpo de 1000 kilómetros, se entiende bien ahora.[15]​ Este proceso se desarrolla dentro de cualquier disco en donde el número de densidad planetesimal es suficientemente alta, y procede de una manera descontrolada. El crecimiento tardío retraza y continúa como acreción oligárquica. El resultado final es la formación de embriones planetarios de diferentes tamaños, que dependen de la distancia con la estrella.[15]​ Varias simulaciones han demostrado que la fusión de embriones en la parte interior del disco protoplanetario conduce a la formación de unos pocos cuerpos del tamaño de la Tierra. Así, el origen de los planetas terrestres se considera ahora como un problema casi resuelto.[16]​

Problemas y críticas

La física de los discos de acreción se encuentra con algunos problemas.[17]​ El más importante es como el material, el cual está acrecentado por la protoestrella, pierde su momento angular. Una posible explicación sugerida por Hannes Alfvén fue que el momento angular se perdió por el viento solar durante su fase T Tauri. El momento es, probablemente, transportado a las partes exteriores del disco, pero el mecanismo exacto de este transporte no se entiende bien. Otro proceso posible para perder el momento angular es el frenado magnético, donde la rotación de la estrella es transferido al disco que lo rodea a través del campo magnético de la estrella.[18]​ El proceso o procesos responsables de la desaparición de los discos también son poco conocidos.[19]​

La formación de planetesimales es el mayor problema sin resolver en el modelo de disco nebular. Cómo es que partículas de 1 cm de tamaño se unen en un planetesimal de 1 km, 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.[20]​

La formación de un planeta gigante es otro problema sin resolver. Las teorías actuales son incapaces de explicar cómo sus núcleos se pueden formar suficientemente rápido para acumular cantidades significativas de gas desde los discos protoplanetarios que están desapareciendo rápidamente.[15]​[21]​ 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.[12]​

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 que el planeta alcance las "regiones centrales que todavía están como un objeto sub-Joviano."[22]​

Una crítica importante se produjo en el siglo XIX por James Clerk Maxwell, quien sostuvo que la rotación diferente entre las partes interior y exterior de un anillo no podía permitir la condensación del material.[23]​ También fue rechazada por el astrónomo Sir David Brewster, que declaró que "los que creen en la Teoría Nebular" la consideran como una certeza de que nuestra Tierra derivó su materia sólida y su atmósfera de un anillo liberado de la atmósfera solar, que luego se contrajo en una esfera terráquea sólida, de la cual, la Luna fue formada 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."[24]​ Brewster afirmó que las creencias religiosas de Sir Isaac Newton habían considerado previamente las ideas nebulosas como tendiendo al ateísmo, y lo citó diciendo que "el crecimiento de los nuevos sistemas aparte los antiguos, sin la mediación de un poder divino, parecía aparentemente absurdo ".[25]​

La formación de estrellas y discos protoplanetarios

Protoestrellas

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 5400 años-luz de distancia en la constelación de Sagitario

Las estrellas se cree que se forman en el interior de las gigantescas nubes de hidrógeno molecular frío - la nube molecular gigante es aproximadamente 300 000 veces la masa del Sol y 20 parsecs de diámetro.[4]​[26]​ Durante millones de años, las nubes moleculares gigantes son propensas al colapso y a la fragmentación.[27]​Estos fragmentos forman entonces pequeños núcleos densos, que a su vez colapsan en estrellas.[26]​ Los núcleos varían en masa desde una fracción de varias veces la del Sol y se denominan nebulosas proto-estelares (protosolares).[4]​ Estos poseen diámetros de 0.01 a 0.1 pc (2000-20 000 UA) y un número de densidad de partículas de aproximadamente 10 000 a 100 000 cm−3.[a]​[26]​[28]​

El colapso inicial de una nebulosa proto-estelar-solar masiva toma alrededor de 100 000 años.[4]​[26]​ Cada nebulosa comienza con una cierta cantidad de momento angular. El gas en la parte central de la nebulosa, con relativamente bajos momentos angulares, se somete rápidamente a compresión y forma un núcleo hidrostático caliente (no contratante) que contiene una pequeña fracción de la masa de la nebulosa inicial.[29]​ Este núcleo formará la semilla de lo que será una estrella.[4]​[29]​ A medida que el colapso continúa, la conservación del momento angular significa que la rotación de la envoltura que cae se acelera,[19]​[30]​ impidiendo en gran medida que el gas directamente se acrecione sobre el núcleo central. El gas es forzado a difundirse en lugar de ir hacia el exterior cerca de su plano ecuatorial, formando un disco, que a su vez acrecione sobre el núcleo.[4]​[19]​[30]​ El núcleo crece poco a poco en la masa hasta que se convierte en una joven protoestrella caliente.[29]​ En esta etapa, la protoestrella y su disco están fuertemente oscurecidas por la envoltura que cae y no son directamente observables.[11]​ De hecho la opacidad envolvente restante es tan alta que incluso la radiación de ondas milimétricas tiene problemas para escapar de su interior.[4]​[11]​ Estos objetos se observan como condensaciones muy brillantes, que emiten principalmente ondas milimétricas y onda submilimétricas de radiación.[28]​ Se clasifican como espectros de protoestrellas clase 0.[11]​ El colapso es acompañado a menudo por los flujos 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).[31]​ La luminosidad de las protoestrellas de clase 0 es alta - una masa de protoestrella solar puede radiar a más de 100 luminosidades solares.[11]​ La fuente de esta energía es el colapso gravitacional, ya que sus núcleos no son todavía lo suficientemente calientes para comenzar la fusión nuclear.[29]​[32]​

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

A medida que continúa la conversión del material en el disco, la envoltura eventualmente se vuelve delgada y finalmente se convierte en transparente y el objeto estelar joven (YSO) se convierte en observable, inicialmente en luz de infrarrojo lejano y más tarde en el visible.[28]​ Alrededor de este tiempo, la protoestrella empieza a fusionar 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 baja, el objeto se convierte en una enana marrón.[32]​Este nacimiento de una nueva estrella se produce aproximadamente 100 000 años después de comenzar el colapso.[4]​ Objetos en esta etapa se conocen como protoestrellas de Clase I,[11]​que también son llamados jóvenes estrella T Tauri, evolucionaron protoestrellas, u objetos estelares jóvenes.[11]​ Por este tiempo la formación de la estrella ya ha acrecido la mayor parte de su masa: la masa total del disco y el sobrante restante no exceden del 10-20 % de la masa central de YSO.[28]​

En la siguiente etapa el sobrante desaparece por completo, después de haber sido reunido 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 acreciona a un ritmo de 10 -710-9 masas solares por año.[35]​Un par de chorros bipolares suele estar presente también.[36]​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.[37]​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.[37]​ 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.[38]​ 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.[29]​

Discos protoplanetarios

 
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).[39]​

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.[12]​[40]​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.[11]​ 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.[19]​[30]​ La temperatura puede superar fácilmente los 400 K dentro de 5 UA y 1000 K dentro de 1 UA.[41]​ El calentamiento del disco es causada principalmente por la viscosa disipación de turbulencia en ella y por el infall del gas de la nebulosa.[19]​[30]​ La alta temperatura en el disco interior la mayoría de los materiales volátiles como agua, orgánicos, y algunos rocas se evaporan, dejando solo la mayoría de los elementos refractarios como hierro. El hielo puede sobrevivir solo en la parte exterior del disco.[41]​

 
Un disco protoplanetario se forma en la nebulosa de Orión

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>[19]​ El resultado de este proceso es el crecimiento tanto de la protoestrella y del disco radio, lo que puede llegar a 1000 UA si el momento angular inicial de la nebulosa es lo suficientemente grande. [30]​ discos grandes son rutinariamente observado en muchas regiones de formación estelar, como la nebulosa de Orión.[13]​

Impresión artística del disco y corrientes de gas alrededor de la joven estrella HD 142527.[42]​

La vida útil de los discos de acreción es de unos 10 millones de años.[12]​ Por el momento la estrella alcanza el estadio T-Tauri clásica, el disco se vuelve más delgada y se enfría[35]​ Los materiales menos volátiles comienzan a condensar cerca de su centro, formando 0,1-1 micras granos de polvo que contienen cristalinas silicatos.[14]​ 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 primitivos meteoritos e inclusiones refractarias en los cometas.[41]​

 
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.[43]​ Las firmas del procesamiento de polvo y coagulación se observan en los espectros infrarrojos de los discos jóvenes.[14]​ Además agregación puede conducir a la formación de planetesimales de medición 1 kilómetros a través de o más grandes, que son los bloques de construcción de planetas.[4]​[43]​ Formación Planetesimal es otro problema sin resolver de la física del disco, tan simple escollo vuelve ineficaz como las partículas de polvo crecen[20]​ 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]​[20]​

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 1000 años.[44]​ Sin embargo, solo 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]​[17]​ Por otro lado, este mecanismo puede jugar un papel importante en la formación de enanas marrones.[45]​

 
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,[35]​[36]​mientras que la parte exterior se puede evaporar bajo una potente radiación UV de la estrella durante la etapa T Tauri[46]​o por estrellas cercanas.[38]​ 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 cometas 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.[47]​

Formación de los planetas

Planetas

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.[48]​ Esto se traduce en la coagulación de granos puramente rocosas y más tarde en la formación de planetesimales rocosos.[c]​[48]​ 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.[15]​ 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 del cuerpo en crecimiento, respectivamente.[49]​ 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.[15]​ La acreción desbocada dura entre 10 000 y 100 000 años, y termina cuando los cuerpos más grandes superan aproximadamente 1000 km de diámetro.[15]​ La desaceleración de la acumulación es causada por perturbaciones gravitacionales de grandes cuerpos de los planetesimales restantes.[15]​[49]​ Además, la influencia de los cuerpos más grandes se detiene el crecimiento de los cuerpos más pequeños.[15]​

La siguiente etapa es la llamada acreción oligárquica .[15]​ Se caracteriza por el predominio de varios cientos de los mayores cuerpos oligarcas, que siguen acreciente lentamente planetesimales.[15]​ No cuerpo que no sean los oligarcas puede crecer[49]​ 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.[15]​ Sus excentricidades orbitales y las inclinaciones permanecen pequeña. Los oligarcas continúan acrecentando hasta planetesimales se agotan en el disco alrededor de ellos.[15]​ 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.[49]​ 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.[16]​ 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]​[15]​

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.[16]​ 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]​[16]​[47]​[50]​ En el sistema solar que pueden ser representados por la Tierra y Venus.[16]​ 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.[47]​ Algunos de los embriones, que se originó en el cinturón de asteroides, se cree que han traído agua a la Tierra[48]​ Marte y Mercurio.. puede considerarse como embriones que sobrevivieron a esa rivalidad restante[47]​ 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.[16]​

Planetas gigantes

 
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.[17]​ 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)[44]​ La segunda posibilidad es el "'modelo de acreción del núcleo' ', que también se conoce como el' 'modelo inestabilidad nucleada' '.[17]​ 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]​[17]​ Cualquier método también puede conducir a la creación de enanas marrones.[51]​ Búsquedas a partir de 2011 han encontrado que la acreción del núcleo es probable que el mecanismo de formación dominante.[51]​

La formación del núcleo planeta gigante se piensa proceder más o menos en la línea de la formación de planetas terrestres.[15]​ Se inicia con planetesimales que se someten a un crecimiento descontrolado, seguido de la etapa oligárquica más lento.[49]​ 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.[49]​ 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[21]​ Esto mejora la masa de planetesimales cuádruple. Sin embargo, la nebulosa mínimo de masas capaz de formación de planetas terrestres solo puede formar 1-2 núcleos de masa tipo Tierra a la distancia de Júpiter (5 UA) dentro de los 10 millones de años.[49]​ Esta última cifra representa el promedio de vida de .[49]​ la migración protoplaneta, que permite que el embrión acreciente más planetesimales; discos gaseosos alrededor de estrellas similares al Sol[12]​ las soluciones propuestas incluyen la masa del disco-un aumento de diez veces bastaría mejorados;[21]​ y, finalmente, la mejora de acreción debido a un gas en los sobres gaseosos de los embriones.[21]​[52]​ 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.[17]​ 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 fueron dispersados y emigraron un su Descripción de la ubicación actual.[53]​

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.[21]​[52]​ Después de eso, las tasas de acreción aumentan dramáticamente y el 90 % restante de la masa se acumula en aproximadamente 10 000 años.[52]​ La acreción de gas se detiene cuando se agota. Esto sucede cuando se abre una brecha en el disco protoplanetario.[54]​ 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.[54]​ 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.[54]​

 
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 ).[47]​[50]​ 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.[47]​ Como resultado, el número de planetas terrestres disminuirán y serán más masivas.[55]​ 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.[55]​

The region of a planetary system adjacent to the giant planets will be influenced in a different way.[50]​ 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]​[47]​[50]​ Si se eliminan todos los embriones, entonces no hay planetas se forman en esta región.[50]​ 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.[47]​ 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.[47]​[50]​

Significado de acreción

El uso del término "disco de acreción" para el disco protoplanetario conduce a confusión sobre el proceso de acreción planetario. El disco protoplanetario a veces se denomina disco de acreción, porque mientras la joven protoestrella similar a T Tauri todavía se está contrayendo, es posible que aún caiga material gaseoso sobre él, acumulándose en su superficie desde el borde interno del disco.[30]​ En un disco de acreción, hay un flujo neto de masa desde radios más grandes hacia radios más pequeños.

Sin embargo, ese significado no debe confundirse con el proceso de acreción que forma los planetas. En este contexto, la acreción se refiere al proceso de granos solidificados y enfriados de polvo y hielo que orbitan alrededor de la protoestrella en el disco protoplanetario, chocando y pegándose y creciendo gradualmente, hasta, e incluyendo, las colisiones de alta energía entre planetesimales considerables.[15]​

Además, los planetas gigantes probablemente tenían sus propios discos de acreción, en el primer significado de la palabra.[56]​ Las nubes de gas de hidrógeno y helio capturadas se contrajeron, giraron, aplanaron y depositaron sobre la superficie de cada protoplaneta gigante, mientras que los cuerpos sólidos dentro de ese disco se acumularon en las lunas regulares del planeta gigante.[57]​

Véase también

Notas

  1. Compárelo con la densidad del número de partículas del aire a nivel del mar:ː2,8 × 1019 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.[33]​ 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.[34]​
  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.[48]​
  4. Como una variante que puede chocar con la estrella central o un planeta gigante.

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  •   Datos: Q13599969

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Agosto 11, 2021
hipótesis, nebular, hipótesis, nebular, modelo, más, ampliamente, aceptado, campo, cosmología, para, explicar, formación, evolución, sistema, solar, sugiere, sistema, solar, formó, partir, material, nebuloso, espacio, pruebas, propuso, primera, 1734, emanuel, . La hipotesis nebular es el modelo mas ampliamente aceptado en el campo de cosmologia para explicar la formacion y evolucion del sistema solar Se sugiere que el sistema solar se formo a partir de material nebuloso en el espacio Hay pruebas de que se propuso por primera vez en 1734 por Emanuel Swedenborg 1 2 3 Originalmente aplicado a nuestro propio sistema solar este proceso de formacion de sistemas planetarios ahora se cree que esta en todo el universo 4 La variante moderna ampliamente aceptada de la hipotesis nebular es el modelo de disco nebular solar SNDM por sus siglas en ingles o simplemente modelo nebular solar 5 Esta hipotesis nebular ofrecio explicaciones para una variedad de propiedades del sistema solar incluyendo las orbitas casi circulares y coplanares de los planetas y su movimiento en la misma direccion que la rotacion del Sol Algunos elementos de la hipotesis nebular se repiten en las modernas teorias de formacion planetaria pero la mayoria de los elementos han sido remplazados De acuerdo con la hipotesis nebular las estrellas se forman de nubes masivas y densas de hidrogeno molecular nube molecular gigante NMG por sus siglas en ingles Son gravitacionalmente inestables y la materia se funde dentro de ellos para hacer cumulos mas pequenos y densos que luego giran colapsan y forman estrellas La formacion estelar es un proceso complejo que siempre produce un disco protoplanetario gaseoso alrededor de la joven estrella Esto puede dar a luz a planetas en ciertas circunstancias las cuales no son muy conocidas Asi la formacion de sistemas planetarios se cree que es un resultado natural de la formacion de estrellas Una estrella como el Sol suele tardar aproximadamente 1 millon de anos en formarse con el disco protoplanetario evolucionando hacia un sistema planetario en los proximos 10 100 millones anos 4 El disco protoplanetario es un disco de acrecion que se alimenta de la estrella central Inicialmente es muy caliente mas tarde el disco se enfria en lo que se conoce como la etapa de estrellas T Tauri aqui la formacion de los pequenos granos de polvo hechos de rocas y hielo son posibles Los granos finalmente pueden coagularse en kilometros de tamano planetesimal Si el disco es lo suficientemente masivo las acumulaciones descontrolables comienzan resultando en una rapida de 100 000 a 300 000 anos formacion de la Luna hasta embriones planetarios del tamano de Marte Cerca de la estrella los embriones planetarios pasan por una etapa de fusiones violentas produciendo unos pocos planetas terrestres La ultima etapa dura aproximadamente de 100 millones hasta mil millones un millon de anos 4 La formacion de un planeta gigante es un proceso mas complicado Se cree que ocurre mas alla de la conocida linea de congelacion en donde los embriones planetarios principalmente estan hechos de diferentes tipos de hielo Como resultado son varias veces mas masivos que en la parte interior del disco protoplanetario Lo que sigue despues de la formacion del embrion no esta completamente claro Algunos embriones parecen seguir creciendo y eventualmente alcanzan entre 5 y 10 masas de la Tierra el valor del umbral de la Tierra el cual es necesario para comenzar la acumulacion de los gases hidrogeno helio desde el disco La acumulacion de gas en el nucleo es inicialmente un proceso lento que se prolonga durante varios millones de anos pero despues de la formacion de protoplaneta alcanza cerca de 30 masas terrestres se acelera y avanza de manera descontrolada Jupiter y Saturno se cree que son planetas que acumularon la mayor parte de su masa durante solo 10 000 anos La acumulacion se detiene cuando se agota el gas Los planetas formados pueden migrar largas distancias durante o despues de su formacion Gigantes de hielo como Urano y Neptuno se cree que son nucleos fallidos que se formaron demasiado tarde cuando el disco casi habia desaparecido 4 Indice 1 Historia 2 Modelo nebular solar logros y problemas 2 1 Logros 2 2 Problemas y criticas 3 La formacion de estrellas y discos protoplanetarios 3 1 Protoestrellas 3 2 Discos protoplanetarios 4 Formacion de los planetas 4 1 Planetas 4 2 Planetas gigantes 5 Significado de acrecion 6 Vease tambien 7 Notas 8 ReferenciasHistoria EditarHay evidencia de que la hipotesis nebular fue propuesta por primera vez en 1734 por Emanuel Swedenborg 1 6 Immanuel Kant que estaba familiarizado con el trabajo de Swedenborg desarrollo la teoria mas adelante en 1755 cuando Kant publico su Historia Natural Universal y Teoria de los Cielos en la que argumentaba que las nubes gaseosas nebulosas giran lentamente colapsan gradualmente y se aplanan debido a la gravedad formando eventualmente estrellass y planetas 5 Un modelo similar fue desarrollado independientemente y propuesto en 1796 por Pierre Simon Laplace 5 en su Exposicion del sistema del mundo Tuvo la vision de que el Sol tenia originalmente una atmosfera caliente extendida por todo el volumen del sistema solar Su teoria conto con una contraccion y refrigeracion de la nube protosolar la nebulosa protosolar Como este enfrio y se contrajo se aplano y giro mas rapido arrojando o desprendiendo una serie de anillos gaseosos de material y de acuerdo con el los planetas se condensaron a partir de este material Su modelo era similar al de Kant excepto que era mas detallado y en una menor escala 5 Mientras que el modelo nebular de Laplace domino en el siglo XIX se encontraron con una serie de dificultades El problema principal era la distribucion del momento angular 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 esta teoria de la formacion de planetas fue abandonada en gran medida al comienzo del siglo XX La caida del modelo de Laplace estimulo a los cientificos a encontrar un reemplazo para este Durante el siglo XX se propuesieron muchas teorias como la teoria de planetesimal de Thomas Chamberlin y Forest Moulton 1901 el modelo de la marea de Jeans 1917 el modelo de acrecion de Otto Schmidt 1944 la teoria del protoplaneta de William McCrea 1960 y finalmente la teoria de la captura de Michael Woolfson 5 En 1978 Andrew Prentice resucito las ideas laplacianas iniciales sobre la formacion de planetas y desarrollo la teoria de Laplace moderna 5 Ninguno de estos intentos fueron completamente exitosas y muchas de las teorias propuestas eran rechazadas El nacimiento de la teoria moderna ampliamente aceptada de la formacion planetaria el modelo de disco nebular solar SNDM por sus siglas en ingles se puede remontar al astronomo sovietico Victor Safronov 7 Su libro Evolucion de la nube protoplanetaria y la formacion de la Tierra y los planetas 8 traducida al ingles en 1972 tuvo un efecto duradero en la manera como los cientificos pensaban acerca de la formacion de los planetas 9 En este libro casi todos los principales problemas del proceso de formacion planetaria fueron formulados y algunos de ellos resueltos Las ideas de Safronov se desarrollaron aun mas en las obras de George Wetherill quien descubrio la acrecion descontrolada 5 Mientras que originalmente se aplicaba solo a nuestro sistema solar la SNDM se penso posteriormente por los teoricos para estar considerada como un trabajo para todo el universo hasta el 29 de septiembre de 2014 1822 planetas extrasolares se han descubierto en nuestra galaxia 10 Modelo nebular solar logros y problemas EditarLogros Editar El proceso de formacion de estrellas resulta en la aparicion de un disco de acrecion alrededor de los objetos estelares jovenes 11 A la edad de aproximadamente 1 millon de anos el 100 de las estrellas pueden tener tales discos 12 Esta conclusion es apoyada por el descubrimiento de los discos de gas y polvo alrededor de las protoestrellas y de las estrellas T Tauri asi como por las consideraciones teoricas 13 Las observaciones de estos discos muestran que los granos de polvo dentro de ellos crecen en tamano en escalas de tiempo cortas miles de anos produciendo particulas de tamano de un centimetro 14 El proceso de acrecion por el cual planetesimales de 1 kilometro crecen hasta un tamano de cuerpo de 1000 kilometros se entiende bien ahora 15 Este proceso se desarrolla dentro de cualquier disco en donde el numero de densidad planetesimal es suficientemente alta y procede de una manera descontrolada El crecimiento tardio retraza y continua como acrecion oligarquica El resultado final es la formacion de embriones planetarios de diferentes tamanos que dependen de la distancia con la estrella 15 Varias simulaciones han demostrado que la fusion de embriones en la parte interior del disco protoplanetario conduce a la formacion de unos pocos cuerpos del tamano de la Tierra Asi el origen de los planetas terrestres se considera ahora como un problema casi resuelto 16 Problemas y criticas Editar La fisica de los discos de acrecion se encuentra con algunos problemas 17 El mas importante es como el material el cual esta acrecentado por la protoestrella pierde su momento angular Una posible explicacion sugerida por Hannes Alfven fue que el momento angular se perdio por el viento solar durante su fase T Tauri El momento es probablemente transportado a las partes exteriores del disco pero el mecanismo exacto de este transporte no se entiende bien Otro proceso posible para perder el momento angular es el frenado magnetico donde la rotacion de la estrella es transferido al disco que lo rodea a traves del campo magnetico de la estrella 18 El proceso o procesos responsables de la desaparicion de los discos tambien son poco conocidos 19 La formacion de planetesimales es el mayor problema sin resolver en el modelo de disco nebular Como es que particulas de 1 cm de tamano se unen en un planetesimal de 1 km es un misterio Este mecanismo parece ser la clave de la cuestion de por que algunas estrellas tienen planetas mientras que otros no tienen nada a su alrededor ni siquiera cinturones de polvo 20 La formacion de un planeta gigante es otro problema sin resolver Las teorias actuales son incapaces de explicar como sus nucleos se pueden formar suficientemente rapido para acumular cantidades significativas de gas desde los discos protoplanetarios que estan desapareciendo rapidamente 15 21 El tiempo de vida medio de los discos que son menos de diez millones de anos parece ser mas corto que el tiempo necesario para la formacion del nucleo 12 Otro problema de la formacion de planetas gigantes es su migracion Algunos calculos muestran que la interaccion con el disco puede causar una rapida migracion hacia el interior que si no se detiene los resultados que el planeta alcance las regiones centrales que todavia estan como un objeto sub Joviano 22 Una critica importante se produjo en el siglo XIX por James Clerk Maxwell quien sostuvo que la rotacion diferente entre las partes interior y exterior de un anillo no podia permitir la condensacion del material 23 Tambien fue rechazada por el astronomo Sir David Brewster que declaro que los que creen en la Teoria Nebular la consideran como una certeza de que nuestra Tierra derivo su materia solida y su atmosfera de un anillo liberado de la atmosfera solar que luego se contrajo en una esfera terraquea solida de la cual la Luna fue formada 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 aereas de la Tierra y debe tener una atmosfera 24 Brewster afirmo que las creencias religiosas de Sir Isaac Newton habian considerado previamente las ideas nebulosas como tendiendo al ateismo y lo cito diciendo que el crecimiento de los nuevos sistemas aparte los antiguos sin la mediacion de un poder divino parecia aparentemente absurdo 25 La formacion de estrellas y discos protoplanetarios EditarProtoestrellas Editar Articulo principal Protoestrella La luz visible izquierda e infrarroja derecha puntos de vista de la nebulosa Trifida una gigantesca nube de formacion estelar de gas y polvo situada a 5400 anos luz de distancia en la constelacion de Sagitario Las estrellas se cree que se forman en el interior de las gigantescas nubes de hidrogeno molecular frio la nube molecular gigante es aproximadamente 300 000 veces la masa del Sol y 20 parsecs de diametro 4 26 Durante millones de anos las nubes moleculares gigantes son propensas al colapso y a la fragmentacion 27 Estos fragmentos forman entonces pequenos nucleos densos que a su vez colapsan en estrellas 26 Los nucleos varian en masa desde una fraccion de varias veces la del Sol y se denominan nebulosas proto estelares protosolares 4 Estos poseen diametros de 0 01 a 0 1 pc 2000 20 000 UA y un numero de densidad de particulas de aproximadamente 10 000 a 100 000 cm 3 a 26 28 El colapso inicial de una nebulosa proto estelar solar masiva toma alrededor de 100 000 anos 4 26 Cada nebulosa comienza con una cierta cantidad de momento angular El gas en la parte central de la nebulosa con relativamente bajos momentos angulares se somete rapidamente a compresion y forma un nucleo hidrostatico caliente no contratante que contiene una pequena fraccion de la masa de la nebulosa inicial 29 Este nucleo formara la semilla de lo que sera una estrella 4 29 A medida que el colapso continua la conservacion del momento angular significa que la rotacion de la envoltura que cae se acelera 19 30 impidiendo en gran medida que el gas directamente se acrecione sobre el nucleo central El gas es forzado a difundirse en lugar de ir hacia el exterior cerca de su plano ecuatorial formando un disco que a su vez acrecione sobre el nucleo 4 19 30 El nucleo crece poco a poco en la masa hasta que se convierte en una joven protoestrella caliente 29 En esta etapa la protoestrella y su disco estan fuertemente oscurecidas por la envoltura que cae y no son directamente observables 11 De hecho la opacidad envolvente restante es tan alta que incluso la radiacion de ondas milimetricas tiene problemas para escapar de su interior 4 11 Estos objetos se observan como condensaciones muy brillantes que emiten principalmente ondas milimetricas y onda submilimetricas de radiacion 28 Se clasifican como espectros de protoestrellas clase 0 11 El colapso es acompanado a menudo por los flujos bipolares jets que emanan a lo largo de la rotacion al eje del disco inferido Los chorros se observan con frecuencia en regiones de formacion estelar ver Herbig Haro HH objetos 31 La luminosidad de las protoestrellas de clase 0 es alta una masa de protoestrella solar puede radiar a mas de 100 luminosidades solares 11 La fuente de esta energia es el colapso gravitacional ya que sus nucleos no son todavia lo suficientemente calientes para comenzar la fusion nuclear 29 32 Imagen infrarroja del chorro molecular de una estrella recien nacida oculta lo contrario A medida que continua la conversion del material en el disco la envoltura eventualmente se vuelve delgada y finalmente se convierte en transparente y el objeto estelar joven YSO se convierte en observable inicialmente en luz de infrarrojo lejano y mas tarde en el visible 28 Alrededor de este tiempo la protoestrella empieza a fusionar deuterio Si la protoestrella es suficientemente masiva por encima de 80 masas de Jupiter la fusion del hidrogeno sigue De lo contrario si su masa es demasiado baja el objeto se convierte en una enana marron 32 Este nacimiento de una nueva estrella se produce aproximadamente 100 000 anos despues de comenzar el colapso 4 Objetos en esta etapa se conocen como protoestrellas de Clase I 11 que tambien son llamados jovenes estrella T Tauri evolucionaron protoestrellas u objetos estelares jovenes 11 Por este tiempo la formacion de la estrella ya ha acrecido la mayor parte de su masa la masa total del disco y el sobrante restante no exceden del 10 20 de la masa central de YSO 28 En la siguiente etapa el sobrante desaparece por completo despues de haber sido reunido por el disco y la protoestrella se convierte en una estrella T Tauri clasica b Esto sucede despues de aproximadamente 1 millon de anos 4 La masa del disco alrededor de una estrella T Tauri clasica es alrededor de 1 3 de la masa estelar y se acreciona a un ritmo de 10 710 9 masas solares por ano 35 Un par de chorros bipolares suele estar presente tambien 36 La acrecion explica todas las propiedades peculiares de clasicas estrellas T Tauri fuerte flujo en la linea de emisiones hasta el 100 de la intrinseca luminosidad de la estrella actividad magnetica fotometrica variabilidad y jets 37 Las lineas de emision de hecho se forman cuando el gas acretado golpea la superficie de la estrella lo que sucede en torno a sus polos magneticos 37 Los chorros son subproductos de acrecion llevan lejos momento angular excesivo La etapa T Tauri clasica dura 10 millones de anos 4 El disco finalmente desaparece debido a la acumulacion en la estrella central la formacion de planetas la expulsion por aviones y fotoevaporacion por la radiacion ultravioleta de la estrella central y las estrellas cercanas 38 Como resultado la joven estrella se convierte en una debilmente forrada estrella T Tauri que poco a poco a lo largo de cientos de millones de anos se convierte en una estrella similar al Sol ordinaria 29 Discos protoplanetarios Editar Discos de escombros detectados en HST imagenes de archivo de estrellas HD 141943 y HD 191089 jovenes utilizando procesos mejorados de imagen 24 de abril de 2014 39 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 fraccion muy elevada de estrellas en cumulos jovenes estrellas 12 40 Ellos existen desde el comienzo de la formacion de una estrella pero en las primeras etapas no son observables debido a la opacidad de la envoltura circundante 11 El disco de una Clase 0 protoestrella se piensa que es masivo y caliente Se trata de un disco de acrecion que alimenta la protoestrella central 19 30 La temperatura puede superar facilmente los 400 K dentro de 5 UA y 1000 K dentro de 1 UA 41 El calentamiento del disco es causada principalmente por la viscosa disipacion de turbulencia en ella y por el infall del gas de la nebulosa 19 30 La alta temperatura en el disco interior la mayoria de los materiales volatiles como agua organicos y algunos rocas se evaporan dejando solo la mayoria de los elementos refractarios como hierro El hielo puede sobrevivir solo en la parte exterior del disco 41 Un disco protoplanetario se forma en la nebulosa de OrionKlahr 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 lt ref gt 19 El resultado de este proceso es el crecimiento tanto de la protoestrella y del disco radio lo que puede llegar a 1000 UA si el momento angular inicial de la nebulosa es lo suficientemente grande 30 discos grandes son rutinariamente observado en muchas regiones de formacion estelar como la nebulosa de Orion 13 Reproducir contenido multimedia Impresion artistica del disco y corrientes de gas alrededor de la joven estrella HD 142527 42 La vida util de los discos de acrecion es de unos 10 millones de anos 12 Por el momento la estrella alcanza el estadio T Tauri clasica el disco se vuelve mas delgada y se enfria 35 Los materiales menos volatiles comienzan a condensar cerca de su centro formando 0 1 1 micras granos de polvo que contienen cristalinas silicatos 14 El transporte del material desde el disco exterior puede mezclar estos recien formado granos de polvo con elementos primordiales los primordiales que contienen materia organica y otros volatiles Esta mezcla se puede explicar algunas peculiaridades en la composicion de los cuerpos del sistema solar tales como la presencia de interestelares granos en las primitivos meteoritos e inclusiones refractarias en los cometas 41 Varios formacion planetaria procesos incluyendo exocometas y otros planetesimales alrededor de Beta Pictoris un tipo muy joven AV estrellas NASA concepcion del artista Las particulas de polvo tienden a pegarse entre si en el entorno de disco denso lo que lleva a la formacion de particulas mas grandes de hasta varios centimetros de tamano 43 Las firmas del procesamiento de polvo y coagulacion se observan en los espectros infrarrojos de los discos jovenes 14 Ademas agregacion puede conducir a la formacion de planetesimales de medicion 1 kilometros a traves de o mas grandes que son los bloques de construccion de planetas 4 43 Formacion Planetesimal es otro problema sin resolver de la fisica del disco tan simple escollo vuelve ineficaz como las particulas de polvo crecen 20 La hipotesis favorita es la formacion por la inestabilidad gravitacional Las particulas de varios centimetros de tamano o mas 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 20 Formacion planetaria tambien puede ser desencadenada por la inestabilidad gravitacional dentro del propio disco lo que conduce a su fragmentacion en grupos Algunos de ellos si son lo suficientemente densa se Contraer que puede conducir a una rapida formacion de gigantes de gases de planetas e incluso enana marron s en la escala de tiempo de 1000 anos 44 Sin embargo solo es posible en discos mas masivos masiva de 0 3 masas solares En comparacion masas de disco tipicos son 0 01 0 03 masas solares Debido a que los discos masivos son raros se cree que este mecanismo de la formacion de planetas a ser poco frecuentes 4 17 Por otro lado este mecanismo puede jugar un papel importante en la formacion de enanas marrones 45 Colision de un asteroide planetas construccion concepto del artista La mejor disipacion de los discos protoplanetarios se desencadena por un numero de diferentes mecanismos La parte interior del disco de acrecion esta bien por la estrella o expulsado por el chorros bipolares 35 36 mientras que la parte exterior se puede evaporar bajo una potente radiacion UV de la estrella durante la etapa T Tauri 46 o por estrellas cercanas 38 El gas en la parte central o bien se puede acrecion o expulsado por los planetas en crecimiento mientras que las pequenas particulas de polvo son expulsados por el presion de radiacion de la estrella central Cual 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 extendio por todo el disco protoplanetario algunos sobreviven la formacion de un sistema planetario Asteroides se entienden s para quedar en planetesimales moler gradualmente unos a otros en pedazos cada vez mas pequenos mientras que cometas son tipicamente planetesimales de las partes mas alejadas de un sistema planetario Los meteoritos son muestras de planetesimales que alcanzan una superficie planetaria y proporcionan una gran cantidad de informacion sobre la formacion de nuestro sistema solar Meteoritos de tipo primitivo son trozos de planetesimales de baja masa destrozadas donde no termico diferenciacion se llevo a cabo mientras que los meteoritos de tipo procesado son trozos de destrozadas planetesimales masivas 47 Formacion de los planetas EditarPlanetas Editar De acuerdo con el modelo de disco solar nebular forma planeta rocoso s en la parte interior del disco protoplanetario dentro de la linea de congelacion donde la temperatura es lo suficientemente alta como para evitar la condensacion de hielo de agua y otras sustancias en granos 48 Esto se traduce en la coagulacion de granos puramente rocosas y mas tarde en la formacion de planetesimales rocosos c 48 Se considera que tales condiciones que existen en el interior 3 4 AU parte del disco de una estrella similar al Sol 4 Despues de pequenos planetesimales cerca de 1 km de diametro se han formado por una manera u otra acrecion desbocada comienza 15 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 del cuerpo en crecimiento respectivamente 49 Es obvio que el especifico dividida por la masa el crecimiento se acelera a medida que aumenta la masa Esto conduce al crecimiento preferencial de los cuerpos mas grandes a expensas de las mas pequenas 15 La acrecion desbocada dura entre 10 000 y 100 000 anos y termina cuando los cuerpos mas grandes superan aproximadamente 1000 km de diametro 15 La desaceleracion de la acumulacion es causada por perturbaciones gravitacionales de grandes cuerpos de los planetesimales restantes 15 49 Ademas la influencia de los cuerpos mas grandes se detiene el crecimiento de los cuerpos mas pequenos 15 La siguiente etapa es la llamada acrecion oligarquica 15 Se caracteriza por el predominio de varios cientos de los mayores cuerpos oligarcas que siguen acreciente lentamente planetesimales 15 No cuerpo que no sean los oligarcas puede crecer 49 en esta etapa la tasa de acrecion es proporcional a R 2 que se deriva de la seccion geometrico geometria cruz section de un oligarca lt name Thommes2003 ref gt La tasa de acrecion especifica es proporcional a M 1 3 y que disminuye con la masa del cuerpo Esto permite que los oligarcas mas pequenos a ponerse al dia con los mas 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 si por la influencia de los planetesimales restantes 15 Sus excentricidades orbitales y las inclinaciones permanecen pequena Los oligarcas continuan acrecentando hasta planetesimales se agotan en el disco alrededor de ellos 15 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 49 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 oligarquica es la formacion de alrededor de 100 Luna a los embriones planetarios del tamano de Marte espaciados uniformemente a aproximadamente 10 Hr 16 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 durara unos cien mil anos 4 15 La ultima etapa de la formacion de planetas rocosos es la etapa de fusion 4 Comienza cuando solo un pequeno numero de planetesimales permanece y embriones convertirse en lo suficientemente masivas como para perturbar el uno al otro lo que hace que sus orbitas se conviertan en caotica 16 Durante esta etapa los embriones restantes expulsan planetesimales y chocan entre si El resultado de este proceso que dura de 10 a 100 millones de anos es la formacion de un numero limitado de organos tamano de la Tierra Las simulaciones muestran que el numero de planetas que sobreviven es en promedio del 2 al 5 4 16 47 50 En el sistema solar que pueden ser representados por la Tierra y Venus 16 La formacion de ambos planetas requiere fusion de aproximadamente 10 a 20 embriones mientras que un numero igual de ellos fueron arrojados fuera del Sistema Solar 47 Algunos de los embriones que se origino en el cinturon de asteroides se cree que han traido agua a la Tierra 48 Marte y Mercurio puede considerarse como embriones que sobrevivieron a esa rivalidad restante 47 Los planetas rocosos que han logrado unirse asentarse finalmente en orbitas mas o menos estables lo que explica por que los sistemas planetarios son generalmente embalados hasta el limite o en otras palabras por que ellos siempre parecen estar al borde de la inestabilidad 16 Planetas gigantes Editar El disco de polvo alrededor de Fomalhaut la estrella mas brillante en la constelacion de Piscis Austrinus Asimetria del disco puede ser causada por un planeta gigante o planetas que orbita la estrella La formacion de planeta gigante s es un problema pendiente en la ciencia planetaria s 17 En el marco del modelo nebular solar existen dos teorias para su formacion 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 Fragmentacion vease mas arriba 44 La segunda posibilidad es el modelo de acrecion del nucleo que tambien se conoce como el modelo inestabilidad nucleada 17 el ultimo escenario se piensa que es el mas prometedor ya que puede explicar la formacion de los planetas gigantes en discos relativamente baja masa menos de 0 1 masas solares En este modelo de formacion de planeta gigante se divide en dos etapas a la acumulacion de un nucleo de aproximadamente 10 masas terrestres y b acrecion de gas desde el disco protoplanetario 4 17 Cualquier metodo tambien puede conducir a la creacion de enanas marrones 51 Busquedas a partir de 2011 han encontrado que la acrecion del nucleo es probable que el mecanismo de formacion dominante 51 La formacion del nucleo planeta gigante se piensa proceder mas o menos en la linea de la formacion de planetas terrestres 15 Se inicia con planetesimales que se someten a un crecimiento descontrolado seguido de la etapa oligarquica mas lento 49 Las hipotesis no predicen una etapa de fusion debido a la baja probabilidad de colisiones entre embriones planetarios en la parte externa de los sistemas planetarios 49 Otra diferencia es la composicion de la planetesimal s que en el caso de los planetas gigantes se forman mas alla de la Linea nevada y se componen principalmente de hielo del hielo para el rock relacion es de aproximadamente 4 a 1 21 Esto mejora la masa de planetesimales cuadruple Sin embargo la nebulosa minimo de masas capaz de formacion de planetas terrestres solo puede formar 1 2 nucleos de masa tipo Tierra a la distancia de Jupiter 5 UA dentro de los 10 millones de anos 49 Esta ultima cifra representa el promedio de vida de 49 la migracion protoplaneta que permite que el embrion acreciente mas planetesimales discos gaseosos alrededor de estrellas similares al Sol 12 las soluciones propuestas incluyen la masa del disco un aumento de diez veces bastaria mejorados 21 y finalmente la mejora de acrecion debido a un gas en los sobres gaseosos de los embriones 21 52 Alguna combinacion de las ideas antes mencionadas puede explicar la formacion de los nucleos de los planetas gigantes gaseosos como Jupiter y tal vez incluso Saturno 17 La formacion de planetas como Urano y Neptuno es mas problematico ya que ninguna teoria ha sido capaz de proporcionar la formacion de sus nucleos a una distancia de 20 a 30 UA de la estrella central 4 Una de las Hipotesis es Que Ellos inicialmente acretaron en la region de Jupiter Saturno luego fueron dispersados y emigraron un su Descripcion de la ubicacion actual 53 Una vez que los nucleos 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 basicas hasta 30 masas terrestres en un pocos millones de anos 21 52 Despues de eso las tasas de acrecion aumentan dramaticamente y el 90 restante de la masa se acumula en aproximadamente 10 000 anos 52 La acrecion de gas se detiene cuando se agota Esto sucede cuando se abre una brecha en el disco protoplanetario 54 En este modelo los gigantes de hielo Urano y Neptuno se fallaron nucleos que comenzaron la acrecion de gas demasiado tarde cuando casi todo el gas ya habia desaparecido La etapa post runaway gas de acrecion se caracteriza por la migracion de los planetas gigantes de nueva formacion y continuo la acrecion de gas lento 54 La migracion es causada por la interaccion 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 Jupiter calientes que son propensos a haber dejado su migracion cuando llegaron al agujero interior en el disco protoplanetario 54 En la concepcion de este artista un planeta gira a traves de un claro gap en polvo disco de formacion planetaria de una estrella cercana Planetas gigantes pueden influir significativamente en la formacion planeta terrestre La presencia de los gigantes tiende a aumentar excentricidades y inclinaciones de planetesimales y embriones de la region planeta terrestre dentro de 4 UA en el sistema solar 47 50 Si los planetas gigantes se forman demasiado pronto pueden retrasar o prevenir la acumulacion de planeta interior Si forman cerca del final de la etapa oligarquica como se cree que han ocurrido en el sistema solar van a influir en las fusiones de embriones planetarios haciendolos mas violenta 47 Como resultado el numero de planetas terrestres disminuiran y seran mas masivas 55 Ademas el tamano del sistema se reducira porque los planetas terrestres se forman mas cerca de la estrella central La influencia de los planetas gigantes del sistema solar en particular la de Jupiter se cree que ha sido limitado debido a que son relativamente alejado de los planetas terrestres 55 The region of a planetary system adjacent to the giant planets will be influenced in a different way 50 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 47 50 Si se eliminan todos los embriones entonces no hay planetas se forman en esta region 50 Una consecuencia adicional es que un gran numero de pequenos planetesimales seguira siendo porque los planetas gigantes son incapaces de despejar todos hacia fuera sin la ayuda de embriones La masa total de los planetesimales restantes sera pequeno porque la accion acumulativa de los embriones antes de su expulsion y planetas gigantes es todavia lo suficientemente fuerte como para eliminar el 99 de los pequenos cuerpos 47 Tal region eventualmente evolucionar hacia una cinturon de asteroides que es un analogo total del cinturon de asteroides en el sistema solar que se encuentra de 2 a 4 UA del Sol 47 50 Significado de acrecion EditarEl uso del termino disco de acrecion para el disco protoplanetario conduce a confusion sobre el proceso de acrecion planetario El disco protoplanetario a veces se denomina disco de acrecion porque mientras la joven protoestrella similar a T Tauri todavia se esta contrayendo es posible que aun caiga material gaseoso sobre el acumulandose en su superficie desde el borde interno del disco 30 En un disco de acrecion hay un flujo neto de masa desde radios mas grandes hacia radios mas pequenos Sin embargo ese significado no debe confundirse con el proceso de acrecion que forma los planetas En este contexto la acrecion se refiere al proceso de granos solidificados y enfriados de polvo y hielo que orbitan alrededor de la protoestrella en el disco protoplanetario chocando y pegandose y creciendo gradualmente hasta e incluyendo las colisiones de alta energia entre planetesimales considerables 15 Ademas los planetas gigantes probablemente tenian sus propios discos de acrecion en el primer significado de la palabra 56 Las nubes de gas de hidrogeno y helio capturadas se contrajeron giraron aplanaron y depositaron sobre la superficie de cada protoplaneta gigante mientras que los cuerpos solidos dentro de ese disco se acumularon en las lunas regulares del planeta gigante 57 Vease tambien EditarCinturon de Asteroides Cometa Exocometa Formacion y evolucion del sistema solar Historia de la Tierra Estrella T TauriNotas Editar Comparelo con la densidad del numero de particulas del aire a nivel del mar ː2 8 1019 cm 3 Las estrellas T Tauri son estrellas jovenes con masa de menos de alrededor de 2 5 masas solares que muestran un mayor nivel de actividad Se dividen en dos clases debilmente alineados y clasicas estrellas T Tauri 33 Estos ultimos tienen discos de acrecion y continuar acrecentando gas caliente que se manifiesta por fuertes lineas de emision en su espectro Los primeros no poseen discos de acrecion Classical estrellas T Tauri evolucionan hacia debilmente alineados estrellas T Tauri 34 Los planetesimal s cerca del borde exterior de la region 2 5 planeta terrestre a 4 UA del Sol pueden acumular cierta cantidad de hielo Sin embargo las rocas hara aun dominan como en el cinturon principal exterior en el sistema solar 48 Como una variante que puede chocar con la estrella central o un planeta gigante Referencias Editar a b Swedenborg Emanuel 1734 Principia Latin Opera Philosophica et Mineralia English Philosophical and Mineralogical Works I http www newchurchhistory org articles glb2007 baker pdf See also footnote 569 in The Swedenborg Epic Bookman New York a b c d e f g h i j k l m n n o p q r s t u v w x y 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