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| Tot Astronomia en los Talleres para pensar con la astronomía |
Como nos gusta que los niños vean como se formó nuestro
Sistema Solar durante los Talleres para pensar mediante la astronomía que
realizamos en las escuelas. No fue hasta
finales del pasado año 2014 que hemos podido fotografiar como se forman sistemas planetarios en otras estrellas, y éstas
son las imágenes que enseñamos a los más jóvenes.
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| René Descartes |
Hasta finales del siglo XVII los astrónomos y cosmólogos se dedicaron a esclarecer los movimientos de
los astros y las leyes que los regulan.
El cómo y el porqué se mueven los planetas, la Luna, los cometas y
asteroides quedó demostrado por la Ley de la gravitación Universal de Newton y
las Leyes de Kepler. Pero hacía falta ir un paso más allá y preguntarse: ¿Cómo se
formó nuestro Sistema Solar?
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| Emmanuel Kant |
Todos los planetas giran recorriendo elipses situadas
prácticamente en el mismo plano y todos se mueven en el mismo sentido. La
coincidencia de estos dos hechos sugería un origen común de Sol y planetas,
como si de una masa giratoria pastosa giratoria (Sol) se hubieran desprendido
partículas (planetas) que al quedar girando no se habrían ido por la tangente
porque la atracción gravitatoria del Sol se lo ha impedido.
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| Laplace |
Esta idea fué explicada y desarrollada por muchos
científicos. Uno de ellos fue el filósofo, matemático, físico y cosmólogo
francés René Descartes. Durante el año 1633, cuando Descartes contaba 37 años
estuvo a punto de publicar un libro de cosmología llamado “Le Monde”, pero no
quiso publicarlo para evitar represalias, ya que este mismo año se condenó a
Galileo. El libro no fue editado hasta 1662, doce años después de su muerte.
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| Representación artística de la hipotesis de la nebulosa de Laplace |
Este sabio francés ya nos dice que de una nebulosa solar de gas y polvo se formó un disco plano en el que se concentró la materia en algunos puntos y concentrándose de forma arremolinada, más y más, hasta formar los planetas, que por este motivo tienen movimientos de rotación, con sus satélites, el que los tuviera.
Así pues, Descartes nos dió el germen de la teoría actual de
nuestro Sistema Solar, aunque habrá que
esperar más de cien años para poder
encontrar otra teoría sobre su formación.
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| Pequeña porción de Orión con gases que recuerdan a una nebulosa protosolar. Hubble. NASA |
El prusiano Immanuel Kant, considerado uno de los más grandes filósofos de la edad moderna contribuyó a la cosmología cuando aún era joven y desconocido. El año 1755 publicó una pequeña obra titulada “Historia natural general y teoría del cielo”, donde razonaba la explicación de cómo de una nebulosa se formaron el Sol y los planetas gracias a la fuerza gravitacional de Newton. La idea de Kant era buena aunque dejaba cosas sin explicación. No estaba claro como adquirió el movimiento de rotación la masa primitiva, ni tampoco el porqué la rotación del Sol sobre si mismo era tan lenta. Eran necesarios muchos más cálculos.
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| Hipotesis de Kant-Laplace en la que se representa un núcleo central de la nebulosa primitiva y 4 planetas en distintas fases de formación. |
En 1796, el matemático Pierre Simon, marqués de Laplace
expuso en su obra “Exposition du système du Monde” una teoría similar a la de
Kant pero mucho más razonada. En ella indica la existencia de una nebulosa
incandescente con una condensación central y rodeada de una atmosfera extensa y
tenue, dotada ya de un movimiento de rotación. Laplace, a quien se apodaba con
el nombre de “el Newton francés” daba por sentado que la nebulosa tenía una
temperatura alta y que giraba sobre ella misma, pero sin justificar de donde
venían estas dos propiedades
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| Remanente de supernova en la Nebulosa del Cangrejo |
La teoría Laplaciana fue retocada por otros muchos
autores: Roche, Faye, Georges Darwin, Pickering, Stratton y otros.
Así, pues, dilucidar el origen de nuestro sistema planetario
es una cuestión que ha ocupado la atención de muchos científicos. Después de
las teorías de Kant y Laplace se han
ideado otras como la de Bickerton , en 1818, aunque entrado ya el siglo XX aparecieron 4 nuevas teorías:
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| Nube en colapso gravitatorio. Los Pilares de la Creación en la Nebulosa del Águila |
- Planetas capturados por el Sol: El material de
los planetas vendría de la materia interestelar, de una edad diferente a la del
sol, que se habría formado mucho antes, por lo que sería mucho más viejo (teorías de See en 1910, Berkeland en 1912, de
Berlage en 1927, d’Alfvén en 1942 y de Schmidt en 1944).
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| Sistema NGC 1333 en Perseo, donde hay sistemas planetarios en formación con abundante vapor de agua. IRAS 4B |
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Sistema binario descompuesto: Nuestra estrella tuvo una compañera que se desintegró dispersando toda su
materia. Una parte de esta materia habría sido retenida por el Sol, formándose los
planetas (teorías de Lyttleton en 1940 y Hoyle en 1944).
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Hipotesis “planetesimal”: Los planetas nacieron con el Sol, cuando este ya hacía
tiempo que estaba formado (teorías de Chamberlin en 1901, Moulton en 1905, J.H.
Jeans en 1916 y Jeffrey en 1929).
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Nebulosa protosolar laplaciana: El Sol y los planetas se formaron de la misma materia
interestelar y tienen aproximadamente la misma edad (teoría de Carl F. von
Weizsäcker en 1944).
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| Representación de como una estrella modela su sistema planetario |
La clasificación de estas 4 teorías de la primera mitad
del siglo XX provienen de dos puntos de vista: según que la materia de los
planetas sea estelar o interestelar, y según que el Sol y los planetas tengan
la misma edad o no. Pero, ¿cuál de las cuatro hemos de escoger?
La teoría de Weizsäcker (1944) se enriqueció mucho con las contribuciones de Kuiper (1951),
Cameron (1962), Schatzman (1963), Safranov (1972) y otros, por lo que hoy, ya
se puede dar una explicación más coherente y segura de cómo fueron las cosas.
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| Representación de como la estrella limpia su entorno |
Así, pues, la historia de nuestro Sistema Solar se puede
resumir así:
Hay estrellas muy
masivas que por su enorme gravedad, en un momento de su vida, colapsan sobre sí
mismas y explotan como supernovas, formando una nebulosa rica en elementos
pesados. Estos remanentes se expanden a velocidades superiores a los 1.000
Km/s.
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| Inicio del proceso de acreción |
Más adelante en el
tiempo, esta nube de gas y polvo se enfría y la fuerza de gravedad hace que se
inicie un proceso de condensación y su duración depende de la cantidad de
materia que contenga la nube. Para una nube con la masa de nuestro Sol, el
colapso dura unos 10 millones de años y a medida que se produce el colapso, la temperatura
en el centro de la nube va aumentando como consecuencia del aumento de presión.
Tenemos lo que se llama una protoestrella: una masa de hidrógeno con un
tamaño de unas 50 veces el diámetro del Sol, con una temperatura superficial de
unos 3.000 K.
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| Los vientos solares y la presión de la radiación expelen los elementos livianos |
Hacia el centro,
los átomos del gas se compactan de tal forma, que la temperatura comienza a
incrementarse de manera brusca. Al alcanzar los 500.000
°C, la nube ya produce energía
pero todavía no se ha conformado la estrella central. Cuando se alcanza los 15
millones de grados, el hidrógeno se fusiona en helio: la estrella se enciende en el
centro de la nebulosa y comienza a modelar su sistema planetario. Los poderosos vientos de la estrella y la presión de
la radiación de la estrella, expele los gases y polvo de los restos residuales
de la nebulosa primitiva.
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| Etapa colisional de un sistema planetario |
Parte de la
sustancia de polvo que se evaporó en la fase de la formación del protosol,
retorna al disco en forma de gas y reinicia su proceso de condensación. Esta materia constituirá los condritos normales, que encontramos en
la actualidad en los meteoritos que impactan la Tierra.
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| En su comienzo, los planetas son masas de rocas incandescentes |
Por efecto gravitatorio, los
elementos pesados de la nebulosa original se condensan en la proximidad solar,
mientras que los elementos livianos se repliegan hacia el exterior del disco de
acreción. Mediante el proceso de acreción (unión por colisión), el polvo y gas de la nebulosa originaria forma grumos
de materia que debido a inestabilidades gravitacionales, constituyen pequeños
cuerpos de baja densidad, con tamaños menores a 10 Km, conocidos con el nombre
de planetesimales.
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| Imagen de Mercurio tomada por la sonda Messenger, con su corteza como planeta rocoso |
Los mecanismos de acreción continúan, dando origen a cuerpos mayores (de unos 100 Km). Algunos
de estos cuerpos formados por acreción,
pasan a constituir los núcleos de los planetas. La fuerza gravitatoria ejercida
por estos núcleos, captura los gases nebulares que posteriormente formarían los
planetas Júpiter y Saturno.
Se inicia la fase colisional en nuestro Sistema
Solar. Mientras los cuerpos se encuentran en estado plasmático, la colisión
agrega materia que asume la forma esférica.
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| Impresionante disco protoplanetario que rodea a la estrella HL Tauri, con las posiciones de algunos planetas, formándose en las regiones oscuras. ALMA/ESA |
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| La joven estrella HL Tauri y sus alrededores. ALMA/ESA |
Pero además de
saber cómo se originó nuestro sistema planetario, a finales de 2014 hemos podido ver con nuestros propios
ojos cómo se origina un sistema similar al nuestro en la estrella HL Tauri.
Desde el observatorio de Atacama en Chile, y a través de las 66 antenas de ALMA
se ha podido captar la imagen más detallada de un sistema protoplanetario en
formación, alrededor de la estrella HL Tauri.
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| Nuestro Sistema Solar |
Está a 450 años
luz de nosotros con un halo de de rocas y polvo alrededor de la estrella, y es
en sus huecos donde nacerán nuevos planetas. HL Tauri tiene 1 millón de años,
por lo quizá la formación de planetas se produce mucho antes de lo que nos
pensamos.
Desde los primeros
intentos de Descartes para explicar el origen de nuestro Sistema Solar hasta
las imágenes de HL Tauri han pasado “solo” 382 años. ¿Os imagináis que
concepción tendremos de él y del Universo cercano en el año 2.397?
Tot Astronomia
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2 comentarios:
Excelente publicación como siempre, reciban un afectuoso saludo.
Cielos Despejados
Saludos desde Lleida/Cataluña/España, Frank. Tot.
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