Sistema Solar. Sistema Solar, Formación, Planetas, Satélites y Cuerpos menores

Transcripción

1 Sistema Solar Sistema Solar, Formación, Planetas, Satélites y Cuerpos menores FIA Astronomia Nelson Padilla (P. U. Catolica)

2 Cometas Los cometas son cuerpos hechos de hielo sucio (hielo H2O, CO2, metano, amoníaco, polvo). Al pasar cerca del Sol, material del núcleo se evapora formando la cola. Cola iónica: de iones, azulada Cola de polvo: de gas y polvo, muy extendida, amarilla. Pueden partirse al pasar cerca del Sol, dando orígen a lluvias de meteoros. Cometa Halley

3 Órbitas de cometas Las órbitas de los cometas no estan en el plano de la eclíptica y son elípticas. Esas órbitas los pueden llevar muy cerca del Sol.

4 Cometas Cuerpos menores del sistema como los cometas y los transneptunianos se encuentran en el Cinturón de Kuiper y en la Nube de Oort. La nube de Oort contiene decenas de miles de cometas que no han pasado por el sistema Solar interior.

5 Cometas La nube de Oort representa la conexión que nos queda con el Sistema Solar primitivo. Los cometas que vienen de ella son muestras de la materia original del Sistema Solar.

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7 Cometas Núcleo Coma Cola Cometa Los cometas son casi todo espacio vacío. Cometa Halley tomado por la nave europea Giotto.

8 Cometas Componentes de un cometa. El núcleo es un iceberg sucio, de hielo de: agua H2O, metano CH4, amoníaco NH3 y hielo seco CO2. Ese hielo se sublima al ser calentado por el Sol. Partes del núcleo son muy oscuras, cubiertas de polvo rico en carbono. FIA Astronomia Nelson Padilla(P. U. Catolica)

9 Cometa McNaught de la Nube de Oort en Febrero Los cometas pueden ser las fuentes principales de material organico y agua en el Sistema Solar interior. Cometas

10 Cometas Eventualmente, los cometas que ingresan al sistema solar interior se evaporan y disgregan. Cometa Hale-Bopp Los cometas pueden ser las fuentes principales de material organico y agua en el Sistema Solar interior.

11 Nave Rosetta - sonda Philae Cometa 67P/Churiumov-Guerasimenko Composición e isótopos de agua de la coma es diferente que de la tierra (agua proviene entonces de asteroides?) Este cometa no posee campo magnético (el campo no varía con la distancia al cometa, por lo que su origen es otro (viento solar por ejemplo). El campo magnético de los objetos del sistema solar no viene de los bloques que se unieron para formarlos.

12 Asteroides Traza de asteroide vista en una imagen del Telescopio Espacial

13 Asteroides Los asteroides son objetos rocosos pequeños y sin atmósfera que orbitan alrededor del sol. Se clasifican en 3 tipos de acuerdo a su composicion química: Tipo F: metálicos Tipo C: carbonaceos. Tipo S: silicatos (rocosos). Asteroide Gaspra 10x10x20km S-type Galileo photo

14 Cinturón de Asteroides El cinturón de asteroides se encuentra entre las órbitas de Marte y Jupiter. M J FIA Astronomia Nelson Padilla(P. U. Catolica)

15 Cinturón de Asteroides Los asteroides Troyanos están en la órbita de Júpiter, 60 grados delante y detrás del planeta.

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17 Tipos de Asteroides Distancias al Sol Dust line Ice line Cometas

18 Asteroides Asteroides Ida y Gaspra fotografiados por la nave Galileo en 1991 y Ida tiene unos 30 km de tamaño máximo, y Gaspra tiene 17 km. Están formados de rocas y metales, y han sido muy bombardeados. Ida tiene mayor densidad de cráteres, lo que sugiere una formación anterior a Gaspra.

19 Asteroides El tamaño de los asteroides se medía por su brillo o por ocultaciones de estrellas. Ahora tenemos fotos directas de varios. El más grande de ellos es Vesta, que mide unos 1000 km de diámetro. Algunas lunas planetarias son sólo asteroides capturados. E.g. Gaspra Deimos Phobos FIA Astronomia Nelson Padilla(P. U. Catolica)

20 Asteroides Teorías antiguas decían que los asteroides serían los restos de un planeta que había entre Júpiter y Marte. Sin embargo, si juntamos todos los cuerpos del cinturón de asteroides, su masa equivaldría solo a la de una pequeña luna, de unos 1500 km de diámetro, menos de la mitad de tamaño que la Luna que tiene D=3500 km. Eros FIA Astronomia Nelson Padilla(P. U. Catolica)

21 Asteroides Se descubrió que algunos asteroides tienen sus propias lunitas. Por ejemplo, Ida y Dactyl vistas en las fotos de la nave Galileo. FIA Astronomia Nelson Padilla(P. U. Catolica)

22 Meteoros Los meteoros son asteroides que ingresan a la atmósfera terrestre a alta velocidad, dejando una estela mientras son evaporados por el roce con el aire. No todos llegan a la superficie, la mayoría son totalmente quemados en la atmósfera. Esos meteoritos que llegan a la superficie muestran señales de haber sido derretidos por su ingreso a la atmósfera. En el continente Antártico se encuentran meteoritos con mucha facilidad.

23 Porqué se encuentran meteoritos en la Antártida? Porque los asteroides se mueven en un plano perpendicular a la eclíptica Porque es más difícil confundirlos con rocas locales. Porque el hielo no los destruye en el impacto. 23

24 Meteoros Los meteoros son de distintos tamaños. Mini cráteres en los cascos de los satélites y naves espaciales. Incluso las piedritas mas pequeñas tienen cráteres, los que nos ayudan a estudiar su historia.

25 Meteoritos Meteoritos de distintos tipos: Carbonaceos, Pedrosos (Stony), y Metálicos M C S S

26 Lluvias de Meteoros LLUVIA FECHAS ORIGEN Oriónidas Tauris del sur Leónidas 4 Oct - 14 Nov 7 Sept - 19 Nov 5-30 Nov Cometa Halley Cometa Encke Cometa Temple-Tuttle

27 NEOs Orbitas de los asteroides cercanos a la Tierra (NEOs) conocidos. Existen unos 2000 NEOs conocidos con tamaño mayor que 1 km. Tipos de Órbitas:

28 NEOs FIA Astronomia Nelson Padilla(P. U. Catolica)

29 Colisiones Cósmicas El cometa Shoemaker-Levy chocó con Júpiter en 1994.Antes del choque, las fuerzas tidales (de marea) del planeta lo partieron en pedazos. La colisión de los 12 pedazos mas grandes tuvo efectos observables desde la Tierra.

30 Colisiones cósmicas Meteoro de Chelyabinsk, Feb 2013 Tunguska, 1908 Efectos de las colisiones en la historia terrestre Cráteres (que más tarde se erosionan) Extinciones masivas (que dan lugar a otras especies) Quebec, hace 1,4 mill. de años Arizona, hace años

31 Frecuencia de Impactos Cada mes Cada año Cada década Cada siglo Cada milenio Cada 10000años Cada años Cada millón Cada 10millones Tunguska Extinción de los dinosaurios -!!!!!!!!!!! metros Frecuencia actual promedio de impactos de meteoritos de distintos tamaños en la superficie de la Tierra. FIA Astronomia Nelson Padilla(P. U. Catolica)

32 Impacto Tsunami debido al impacto de un asteroide de 4km de diámetro en el sur, hace de años, en el Plioceno (restos en el océano). En 20 horas la ola gigante llegó al otro extremo del océano

33 El próximo impacto?: Apophis pasará más o menos cerca en el 13/4/2036: 270m 10E7kg Visible! 3% probabilidad inicial de choque probabilidad actual: 1/

34 Sistema Solar Sistema Solar, Formación, Planetas, Satélites y Cuerpos menores FIA Astronomia Nelson Padilla (P. U. Catolica)

35 Formación de Sistemas Gran región de formación estelar próxima: nebulosa de Orión Discos planetarios en estrellas recién nacidas en la nebulosa de Orión: proplyds HST/NASA

36 HST/NASA

37 Nebulosa de Orión

38 Formación del sistema solar El Sistema Solar es muy regular, esto no se explica por las leyes de Kepler o Newton. Los modelos de formación deben explicar propiedades importantes: todos los planetas están relativamente aislados las órbitas están en el mismo plano las órbitas son casi circulares todos se mueven en el mismo sentido alrededor del Sol todos giran en el mismo sentido alrededor de sus ejes las lunas también se mueven en el mismo sentido existen cuerpos menores con órbitas elípticas el sistema está altamente diferenciado

39 Formación del sistema solar HST/NASA La nebulosa solar nube molecular (polvo y gas) colapso gravitatorio formación del disco Etapa T Tauri evaporación del disco Formación de planetas Condensación de protoplanetas Colisiones numerosas

40 La nebulosa Solar, TTau La nebulosa primordial gira, por lo que cuando se contrae adquiere una forma achatada, como un disco. Durante la etapa T Tauri, los vientos estelares despejan el material remanente de la nebulosa original. Los planetas mas interiores son mas influenciados por la radiación y vientos solares. Por ejemplo, sus atmósferas primordiales se evaporaron. La atmósfera actual de la Tierra no es la original, sino que es una atmósfera secundaria resultante de actividad volcánica. Los planetas exteriores no son tan influenciados por la estrella central, manteniendo sus masas y atmósferas primordiales.

41 Condensación de planetas Los protoplanetas se condensan en el disco que queda girando alrededor de la estrella joven. Esos protoplanetas son muy pequeños y numerosos al principio, pero a través de colisiones con material del disco se van haciendo mas grandes. A medida que crecen, limpian su órbita de otros cuerpos menores, los cuales son comidos o son expulsados del sistema. De los cientos de protoplanetas, solo unos 10 sobreviven. Finalmente, los planetas terminan aislados en órbitas aproximadamente circulares, donde las colisiones son muy raras.

42 En estrellas jóvenes podemos observar discos, los cuales se cree que darán orígen a sistemas planetarios como el del Sol. Por ejemplo, la estrella cercana Beta Pictoris tiene un disco mas grande que todo el sistema solar, visible en luz infraroja. Discos

43 Formación de sistemas planetarios

44 Imagen de disco protoplanetario tomada por ALMA en 2014

45 Restos de la formación del Sistema Solar La nube de Oort representa la conexión que nos queda con el Sistema Solar primitivo. Los cometas que vienen de ella son muestras de la materia original del Sistema Solar.

46 La nebulosa Solar

47 La nebulosa Solar La temperatura es el parámetro principal que diferencia la evolución de los planetas interiores y exteriores. La temperatura de la nebulosa solar decrece a medida que uno se aleja del Sol.

48 La nebulosa Solar esta hecha de H y He, con muy pocos elementos pesados (2%). Hace 4500 millones de años esos elementos pesados se condensaron como polvo en el disco interno, y como polvo + hielo en el disco externo. Formación del Sistema Solar La teoría dice que Júpiter se forma más allá de la línea de nieve, a unos > 5 AU. Protosol 2000K 300K 50K T ~ L 1/4 /d 1/2 Metales Rocas Hielo H2O Hielos: seco CO2, metano CH4, amoníaco NH3, N2 FIA Astronomia Nelson Padilla (P. U. Catolica)

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50 Componentes del sistema solar Sol Planetas terrestres Planetas jovianos Cuerpos menores Planetas menores lunas asteroides cometas polvo, gas meteoros NASA