Ciencias de la Tierra y el Espacio I. Origen del Sistema Solar

Transcripción

1 Ciencias de la Tierra y el Espacio I Origen del Sistema Solar

2 OBJETIVOS Después de esta clase el estudiante debe ser capaz de: Entender la estructura solar y los fenómenos relevantes para el clima espacial. Concepto de magnetósfera. Relación campo magnético terrestre-viento solar.

3 I- ABUNDANCIAS

4 I- ABUNDANCIAS

5 II- ENERGÍA El ciclo protón - protón Tasas de reacción para condiciones al interior del Sol: T~10 7 K ~ 10 5 kg/m 3 Válida para T < 2x10 7 K, M < 1.5 M

6 II- ENERGÍA La reacción triple para T > 10 8 K, > 10 8 kg m -3

7 FORMACIÓN DE ELEMENTOS MÁS PESADOS

8 EVOLUCIÓN DE UNA ESTRELLA DE 1 M

9 MODELO DE CÁSCARA DE CEBOLLA Estrellas de mas de 8 M alcanzan a formar Fe en su carozo central

10 LOS ELEMENTOS MAS PESADOS?

11 LOS ELEMENTOS MAS PESADOS?

12 LA MUERTE ESTELAR

13 LAS SUPERNOVAS

14 NEBULOSA Y PULSAR DEL CANGREJO Explosión de SN en 1054 AD

15 EL NACIMIENTO ESTELAR

16 EL NACIMIENTO ESTELAR DISCOS CIRCUMESTELARES

17 EL NACIMIENTO ESTELAR DISCOS Y PLANETAS?

18 CÓMO NACEN LAS ESTRELLAS? Por el colapso de una porción de una nube interestelar. Por qué colapsa? Gravedad vs. energía cinética (SN?, ondas de presión de estrellas O B?) E g = - f. GM 2 / R, para densidades uniformes f=3/5, si hay cierto grado de concentración f=1 Suponiendo N partículas que forman la nube con m la masa molecular media M = N.m E k (energía cinética) = 3/2 NkT = 3/2. M/m k T Para el colapso gravitacional E g > E k (condición de colapso) Si introducimos el concepto de densidad media ( ) M= 4/3 R 3 Imponiendo la condición de colapso Masa crítica de Jeans M>M J colapso

19 CÓMO SE FORMÓ EL SOL? A partir de una nube de gas y polvo (nebulosa primitiva) que al girar se fue aplanando hasta tener forma de disco. Por conservación del momento angular al ir achicándose, el disco comenzó a girar mas rápidamente. En el centro se formó el Sol y como subproducto los planetas.

20 LAS PROTOESTRELLAS NO SON TRANQUILAS a) Imagen en radio del flujo bipolar mas extenso conocido (10000 UA)

21 Observaciones Esquema de Nebulosa Solar con Flujo Bipolar

22 a) y b) la nebulosa solar se contrae y aplana hasta formar un disco en rotación. c) los granos de polvo forman estructuras que chocan entre si y permanecen juntas, aumentando de tamaño y formando objetos llamados planetesimales. e) los planetesimales continúan chocando y creciendo de tamaño. f) luego de cientos de millones de años se forman los planetas en órbitas circulares.

23 SECUENCIA EN IR El exceso de emisión comparado con la curva de Planck de un cuerpo negro disminuye a medida que la estrella queda sola b) Discos con envoltura: la envoltura reemite la radiación del disco y la estrella en longitudes de onda mas larga. c) Objetos con envoltura extendida, sistemas muy jóvenes donde todavía hay gas de la nebulosa primordial. d) Objetos casi en la Secuencia Principal, leve exceso infrarrojo. e) Estrella limpia de remanentes

24 ETAPAS EN LA FORMACIÓN PLANETARIA I 1. Los granos de polvo en la nebulosa primitiva forman núcleos de condensación, donde se comienza a acumular material ( small clumps ) 2. A medida que esos cúmulos van creciendo, su masa aumenta y su área superficial también, entonces el proceso se acelera. Se forman millones de objetos de formas irregulares y del tamaño de pocos km.: planetesimales. 3. Los planetesimales chocan y se mantienen unidos (merging) barriendo el material a su alrededor por atracción. La acreción de planetesimales crea objetos de mayor tamaño (cientos de km.) que por su autogravedad adquieren formas esféricas: embriones planetarios. 4. Estos embriones chocan entre si a baja velocidad siendo su colisión no catastrófica y quedan unos pocos protoplanetas. Los que terminan de barrer el material remanente, acertándolo o eyectándolo del Sistema Solar.

25 ETAPAS EN LA FORMACIÓN PLANETARIA II Los planetas gigantes se formaron por el mismo proceso? Muchos de los satélites regulares constituyen en su formación sistemas solares en miniatura a partir del gas que rodeaba os planetas exteriores

26 PEQUEÑO PARÉNTESIS La TEMPERATURA en el disco solar

27 ETAPAS EN LA FORMACIÓN PLANETARIA II Dependiendo de la temperatura se formaron diferentes materiales que luego serían los que constituirían los planetas: A la distancia de Mercurio solamente se formaron granos metálicos A 1 UA ya se puede considerar granos rocosos, silicatos Entre 4 y 5 UA se congela el agua: Línea de nieve Cuando el núcleo rocoso alcanzó masa suficiente comenzó a capturar el H y He que lo rodeaba. En ~ un millón de años Júpiter estaba formado. De acuerdo al modelo estándar los planetas gigantes se forman lejos de la estrella ( y en otros sistemas planetarios?)

28 LA ACRECIÓN ACELERADA Al poder acretar hielo, los planetas gigantes aumentaron rápidamente su masa y por lo tanto su atracción gravitatoria, lo que hace que algunos autores hablen de una formación directa, sin pasar por todas las etapas de acreción. Fueron sumamente eficientes en la captura del gas lo que explica su gran masa, tamaño, baja densidad y composición. El crecimiento rápido de Júpiter evitó la formación de planetesimales grandes en la zona de Marte y del cinturón de asteroides mediante la perturbación gravitatoria de planetesimales cercanos. Limpieza de remanentes!!!

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30 EL BOMBARDEO TARDÍO (Late heavy bombardment)

31 EL BOMBARDEO TARDÍO (una prueba cercana)

32 Conteo de cráteres estableció edades relativas que se transformaron en edades absolutas luego de la datación de las muestras El material fundido de las grandes cuencas se agrupa en edades Imbrium 3.85Ga Nectaris Ga La corteza de las zonas altas solidificó a ~4.45Ga Intenso nivel de impactos anterior a 3.8 Ga, o en los primeros 800Ma desde la formación de la Tierra-Luna

33 LA LIMPIEZA DE REMANENTES El bombardeo tardío hace 4 mil millones de años

34 EL SISTEMA SOLAR A PARTIR DEL 2006

35 Planetas Sistema Solar Planetas Enanos Cuerpos menores

36 3 conceptos equivalentes Un planeta es: por lejos el mayor objeto en su vecindad es el objeto gravitacionalmente dominante en su zona de influencia ha logrado limpiar de remanentes la vecindad de su órbita

37 The Nebular Theory of Solar System Formation Interstellar Cloud (Nebula) Gravitational Collapse Protosun Heating Fusion Protoplanetary Disk Condensation (gas to solid) Sun Metal, Rocks Gases, Ice Accretion Nebular Capture Leftover Materials Asteroids Terrestrial Planets Jovian Planets Leftover Materials Comets

38 LA FORMACIÓN DE LA TIERRA Y LA LUNA

39 Datos sobre la Luna La Tierra tiene un núcleo de hierro grande, pero la Luna no. La Tierra tiene una densidad mas alta que la Luna. La Luna tiene la misma razón de isotópos de Oxígeno que la Tierra La razón masa satélite/masa del planeta es la mas alta del Sistema Solar. Alto momento angular del sistema Tierra-Luna

40 LA HIPOTESIS DEL GIGANTESCO IMPACTO Impacto de una proto-tierra con un embrión planetario Hartmann and Davis (1975) El impact calentó el material suficiente para fundirlo consistente con un mar de magma Colisión no de frente Alto momento angular del sistema Tierra-Luna Colisión luego de la diferenciación del interior de la Tierra Diferencias en la composición química entre la Tierra y la Luna

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42 Canup (2004) Modelos exitosos: Impacto a ~45º Velocidad < 4 km/s Masa del impactor 0.11 a 0.14 M Tierra 95% Masa de la Tierra acretada luego del impacto Mayor parte de la masa de la Luna proviene del impactor

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