Evolución Estelar y Formación del Sistema Solar: Un Viaje Cósmico
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Ciclo de Vida de una Estrella
Las estrellas se forman en las nebulosas de emisión, donde grandes cantidades de gases y polvo se concentran por atracción gravitatoria, constituyendo una protoestrella. Estos gases se componen principalmente de hidrógeno, lo que explica su alta proporción en la composición de una estrella joven. Cuando la protoestrella alcanza una densidad determinada, comienza la fusión del hidrógeno y la consiguiente síntesis de helio. La duración de este proceso se mide en millones de años.
Las estrellas con una masa menor que la del Sol ven cómo su temperatura disminuye gradualmente y se expanden hasta formar grandes estrellas denominadas gigantes rojas.
Las estrellas cuya masa es aproximadamente igual a la del Sol, o algo mayor, se convierten en una pequeña estrella denominada enana blanca.
Las estrellas de mayor masa también pasan por la etapa de gigante roja, pero expulsan sus capas exteriores en explosiones de gran violencia, tan potentes que la estrella emite durante la explosión tanta energía como todas las estrellas juntas. Se dice entonces que la estrella se ha convertido en una nova o en una supernova, según el nivel de energía que alcance.
Otros Cuerpos Celestes
Satélite: Astros que orbitan alrededor de los planetas.
Asteroides: Objetos de menor tamaño que planetas y satélites, que proceden de planetesimales que no lograron agregarse para formar un planeta.
Cometas: Objetos con un núcleo sólido formado por agua y amoníaco, que tienen una órbita muy excéntrica alrededor del Sol. Cuando se acercan a este, aumenta su temperatura y desprenden partículas de gas, que forman la cola del cometa.
Meteoritos: Fragmentos de planetas, cometas y asteroides a la deriva en el espacio. Pueden caer sobre la superficie de los planetas y su tamaño varía desde unos pocos gramos hasta algunas toneladas.
La Hipótesis Nebular
La hipótesis nebular sostiene que hace 5000 millones de años, donde ahora existe el sistema solar, se encontraba una nebulosa de emisión que comenzó a contraerse. El proceso condujo a la formación del Sol, que concentró la mayor parte de la materia. Sin embargo, un pequeño porcentaje quedó disperso a su alrededor y comenzó a formar agregaciones, de manera que la zona cercana al protosol acumuló miles de fragmentos de roca incandescente.
Los fragmentos mayores, denominados planetesimales, comenzaron a atraer, por la acción de su fuerza de gravedad, a otros fragmentos de menor tamaño, incrementando paulatinamente su tamaño hasta formar los planetas tal y como se conocen hoy en día.
La composición química de los planetesimales incluiría, además de átomos de hidrógeno y helio, elementos más pesados como el hierro y el silicio, que se encuentran en grandes cantidades en la composición química de la Tierra y de los restantes planetas rocosos.
Aciertos de la Hipótesis Nebular
- Los datos empíricos indican que el Sol se formó hace unos 5000 millones de años y los planetas hace 4800-4600 millones de años.
- Los datos sobre la composición química de los planetas concuerdan con las predicciones.
- El cinturón de asteroides se explica como un conjunto de planetesimales fallidos.
Inconvenientes de la Hipótesis Nebular
- Los cálculos matemáticos sobre la posible posición de los planetas, sus órbitas y rotaciones no concuerdan con los datos reales obtenidos de la observación astronómica.
- Los datos obtenidos por el telescopio espacial Hubble sobre planetas en formación en otros sistemas planetarios extrasolares parecen no concordar con las predicciones de la hipótesis nebular. Esto podría significar que la formación del Sol y de su sistema planetario siguió uno de varios procesos alternativos, o que la hipótesis nebular es incorrecta.