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Teoria de los planetesimales
La teoría planetesimal fue propuesta por
La cuestión del origen del sistema solar es una fuente de especulación desde hace más de cien años; pero, a pesar de la atención que se le ha dedicado, todavía no se ha obtenido una respuesta realmente satisfactoria. Actualmente hay tres hipótesis principales que parecen contener un gran elemento de verdad, medido por la aproximación de sus consecuencias a los hechos del estado actual del sistema, pero ninguna de ellas es totalmente satisfactoria. Se trata de la hipótesis nebular de Laplace, la hipótesis planetesimal de Chamberlin y Moulton y la teoría de la captura de See. La teoría de la fricción de las mareas de Darwin apenas es una hipótesis distinta, pero se menciona por separado debido a su aplicación a todas las demás. Las principales características de estas hipótesis se expondrán en el presente trabajo.
La hipótesis de Laplace: Según Laplace, el sistema solar consistía antiguamente en una masa de gas muy aplanada, que se extendía más allá de la órbita de Neptuno y giraba como un cuerpo rígido. Como consecuencia de la radiación de energía, esta masa se contrajo lentamente, y al hacerlo ganó tanta velocidad angular que la fuerza centrífuga en el ecuador llegó a ser mayor que la gravedad, y quedó un anillo de materia a lo largo del ecuador. Una mayor contracción desprendería una serie de anillos. Se espera que éstos se rompan de tal manera que cada uno de ellos produzca un planeta gaseoso. Éste podría evolucionar posteriormente de la misma manera que la nebulosa original, produciendo así satélites. Las críticas a esta hipótesis en su forma original son muy conocidas, y sólo se resumirán aquí.
Planetesimales y protoplanetas
Cuando nace una estrella como el Sol, se forma alrededor de ella un disco de gas llamado “disco protoplanetario”. El disco protoplanetario contiene partículas sólidas (polvo) del orden de una micra, y los planetas se forman mediante la acreción de este polvo. Los objetos celestes producidos en este proceso, que tienen un tamaño de varios kilómetros, se llaman “planetesimales”. Existe la teoría de que los planetesimales se forman a través de la gravedad del polvo. Hemos visualizado una simulación numérica del proceso de formación de planetas basada en esta teoría.
El polvo se concentra en una fina capa debido a la influencia de la gravedad de la estrella principal, las colisiones entre los cúmulos de polvo y la fricción entre el gas y el polvo que constituyen el disco. A medida que la capa se hace más fina, el polvo más denso se agrupa, por lo que los efectos de la gravedad del polvo aumentan. Las partes en las que el polvo está más concentrado que el entorno atraen el polvo cercano. Por eso se forman los patrones de rayas en el disco. Este fenómeno se llama “inestabilidad gravitatoria”. En estas zonas rayadas, la concentración de polvo se acelera; el polvo se convierte en aglomeraciones que crean cuerpos celestes conocidos como planetesimales. A medida que esos planetesimales recogen el polvo circundante, el patrón de rayas del disco desaparece con el tiempo. En el cálculo, los planetesimales crecieron en tamaño hasta unos 10 kilómetros. Después, los planetesimales colisionan repetidamente entre sí y evolucionan hasta convertirse en planetas.
Tamaño del planetesimal
Este artículo necesita citas adicionales para su verificación. Por favor, ayude a mejorar este artículo añadiendo citas de fuentes fiables. El material sin fuente puede ser cuestionado y eliminado.Buscar fuentes: “Chamberlin-Moulton planetesimal hypothesis” – news – newspapers – books – scholar – JSTOR (October 2009) (Learn how and when to remove this template message)
La hipótesis planetesimal de Chamberlin-Moulton fue propuesta en 1905 por el geólogo Thomas Chrowder Chamberlin y el astrónomo Forest Ray Moulton para describir la formación del Sistema Solar. Se propuso como sustituto de la versión laplaciana de la hipótesis nebular que había prevalecido desde el siglo XIX.
La hipótesis se basaba en la idea de que una estrella pasó lo suficientemente cerca del Sol al principio de su vida como para que se formaran protuberancias de marea en su superficie, lo que, junto con el proceso interno que da lugar a las prominencias solares, hizo que el material fuera expulsado repetidamente del Sol. Debido a los efectos gravitatorios del paso de la estrella, dos brazos en forma de espiral se habrían extendido desde el sol, y aunque la mayor parte del material habría retrocedido, parte de él permanecería en órbita. Este material en órbita se enfriaría y se condensaría en numerosos cuerpos pequeños que denominaron planetesimales y algunos protoplanetas más grandes. Su teoría proponía que, a medida que estos objetos colisionaban con el tiempo, se formaban los planetas y sus lunas, y los cometas y asteroides eran los restos que quedaban. Se pensó que las “nebulosas espirales” fotografiadas en el Observatorio Lick podían ser vistas de otros soles que estaban experimentando este proceso. Ahora se sabe que estas nebulosas son galaxias y no sistemas solares en desarrollo.
Ejemplo de planetesimal
Este artículo necesita citas adicionales para su verificación. Por favor, ayude a mejorar este artículo añadiendo citas de fuentes fiables. El material sin fuente puede ser cuestionado y eliminado.Buscar fuentes: “Planetesimal” – noticias – periódicos – libros – scholar – JSTOR (septiembre de 2019) (Aprende cómo y cuándo eliminar este mensaje de la plantilla) Discos de escombros detectados en imágenes de archivo del HST de estrellas jóvenes, HD 141943 y HD 191089, utilizando procesos de imagen mejorados (24 de abril de 2014).[1]
Los planetesimales /plænɪˈtɛsɪməlz/ son objetos sólidos que se cree que existen en los discos protoplanetarios y en los discos de escombros. Según la hipótesis de los planetesimales de Chamberlin-Moulton, se cree que se forman a partir de granos de polvo cósmico [dudoso – discutir] Se cree que se formaron en el sistema solar hace unos 4.600 millones de años y ayudan a estudiar su formación.
Una teoría ampliamente aceptada sobre la formación de los planetas, las llamadas hipótesis planetesimales, la de Chamberlin-Moulton y la de Viktor Safronov, afirma que los planetas se forman a partir de granos de polvo cósmico que chocan y se pegan para formar cuerpos cada vez más grandes. Una vez que un cuerpo alcanza un kilómetro de tamaño, los granos que lo componen pueden atraerse directamente a través de la gravedad mutua, lo que ayuda enormemente a seguir creciendo hasta convertirse en protoplanetas del tamaño de una luna. En cambio, los cuerpos más pequeños deben recurrir al movimiento browniano o a la turbulencia para provocar las colisiones que conducen a la adhesión. La mecánica de las colisiones y los mecanismos de adherencia son intrincados[2][3] Otra posibilidad es que los planetesimales se formen en una capa muy densa de granos de polvo que sufre una inestabilidad gravitatoria colectiva en el plano medio de un disco protoplanetario, o mediante la concentración y el colapso gravitatorio de enjambres de partículas más grandes en inestabilidades de flujo. Muchos planetesimales acaban por desintegrarse durante las colisiones violentas, como es el caso de 4 Vesta[4] y 90 Antiope[5], pero algunos de los más grandes pueden sobrevivir a estos encuentros y convertirse en protoplanetas y, posteriormente, en planetas.
