Formacion del protoplaneta terrestre

Cómo mantiene la gravedad a los planetas en órbita

Un protoplaneta es un gran embrión planetario que se originó dentro de un disco protoplanetario y que ha sufrido una fusión interna para producir un interior diferenciado. Se cree que los protoplanetas se forman a partir de planetesimales de un kilómetro de tamaño que perturban gravitatoriamente las órbitas de los demás y colisionan, fusionándose gradualmente en los planetas dominantes.

Según la hipótesis de los planetesimales de Chamberlin-Moulton y las teorías de Viktor Safronov, un disco protoplanetario de materiales como el gas y el crepúsculo orbitaría alrededor de una estrella al principio de la formación de un sistema planetario. La acción de la gravedad sobre dichos materiales forma trozos cada vez más grandes hasta que algunos alcanzan el tamaño de planetesimales[1][2].

Se cree que las colisiones de planetesimales crearon algunos cientos de embriones planetarios más grandes. En el transcurso de cientos de millones de años, colisionaron unos con otros. Se desconoce la secuencia exacta por la que los embriones planetarios colisionaron para formar los planetas, pero se cree que las colisiones iniciales habrían sustituido la primera «generación» de embriones por una segunda generación formada por menos embriones pero más grandes. Éstos, a su vez, habrían colisionado para crear una tercera generación de embriones menos numerosos pero aún más grandes. Finalmente, sólo quedaría un puñado de embriones, que colisionarían para completar el ensamblaje de los planetas propiamente dichos[3].

Cómo se desarrollaron los planetas

Cualquier teoría sobre cómo se formó el Sistema Solar debe tener en cuenta ciertos hechos bastante complicados. Sabemos que el Sol se encuentra en el centro del Sistema Solar y que los planetas orbitan a su alrededor, pero esto plantea cinco grandes problemas:

Teniendo en cuenta todas estas cuestiones, la ciencia ha sugerido cinco teorías clave consideradas «razonables», ya que explican muchos (pero no todos) de los fenómenos que presenta el Sistema Solar. Descubra más a continuación.

El problema es el de conseguir que la nube forme los planetas. Los planetas terrestres pueden formarse en un tiempo razonable, pero los planetas gaseosos tardan demasiado en formarse. La teoría no explica los satélites ni la ley de Bode, por lo que se considera la más débil de las aquí descritas.

Una nube interestelar densa produce un cúmulo de estrellas. Las regiones densas de la nube se forman y coalescen; como las pequeñas manchas tienen espines aleatorios, las estrellas resultantes tendrán bajas tasas de rotación. Los planetas son manchas más pequeñas capturadas por la estrella.

Las pequeñas manchas tendrían una rotación más alta que la que se observa en los planetas del Sistema Solar, pero la teoría lo explica haciendo que las «manchas planetarias» se dividan en planetas y satélites. Sin embargo, no está claro cómo llegaron los planetas a estar confinados en un plano o por qué sus rotaciones son en el mismo sentido.

Enumerar los cuatro planetas interiores

Contexto. No existen planetas dentro de la órbita de Mercurio y los planetas terrestres del sistema solar presentan una configuración localizada. Según el cálculo de la estructura térmica de los discos protoplanetarios, una línea de condensación de silicatos (~1300 K) se sitúa a unas 0,1 au del Sol, excepto en la fase inicial de la evolución del disco, y los planetesimales podrían haberse formado dentro de la órbita de Mercurio. Un estudio reciente de la evolución del disco que incluye vientos de disco impulsados magnéticamente mostró que el disco de gas obtiene una pendiente de densidad superficial positiva dentro de ~1 au desde la estrella central. En una región con un gradiente de presión positivo en el plano medio, los planetesimales sufren una deriva radial hacia el exterior.

Objetivos. Investigamos la deriva radial de los planetesimales y la migración de tipo I de los embriones planetarios en un disco que evoluciona viscosamente con vientos de disco impulsados magnéticamente. Mostramos un caso en el que no quedan planetas en la región cercana.

Métodos. Se simulan las derivas radiales de los planetesimales utilizando un modelo reciente de evolución del disco que incluye los efectos de los vientos del disco. También se examina la etapa tardía de la formación de planetas realizando simulaciones de cuerpo N de embriones planetarios.

Disco protoplanetario

Resumen: Los planetas terrestres se formaron cerca del Sol, donde las temperaturas eran muy adecuadas para la condensación de rocas y metales. Los planetas jovianos se formaron fuera de lo que se llama la línea de congelación, donde las temperaturas eran lo suficientemente bajas para la condensación del hielo.

En la sección anterior hemos hablado de la formación de una estrella mediante el colapso de una gran nube de gas. Cabe destacar que los ocho planetas de nuestro sistema solar forman dos grupos diferentes: los cuatro planetas más cercanos al Sol constituyen los planetas rocosos terrestres y los cuatro planetas más alejados del Sol constituyen los planetas gaseosos jovianos. ¿Por qué los objetos que se formaron a partir de la misma nube de gas tienen composiciones diferentes? La respuesta está en el lugar en el que se formaron estos objetos en relación con la estrella madre, nuestro Sol.

Tras el colapso de la nebulosa solar para formar nuestro Sol, se formó un disco de material alrededor de la nueva estrella. La temperatura de este disco protoplanetario no era uniforme. Dado que los diferentes materiales se condensan a diferentes temperaturas, nuestro sistema solar formó diferentes tipos de planetas. La línea divisoria de los diferentes planetas de nuestro sistema solar se llama línea de congelación. En la simulación de abajo,