Hipótesis nebular
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La hipótesis nebular ye'l modelu más llargamente aceptáu nel campu de cosmoloxía pa esplicar la formación y evolución del sistema solar. Suxúrese que'l sistema solar formar a partir de material nebuloso nel espaciu. Hai pruebes de que se propunxo per primer vegada en 1734 por Emanuel Swedenborg.[1][2][3] Orixinalmente aplicáu al nuesu propiu sistema solar, esti procesu de formación de sistemes planetarios agora créese qu'esta en tol universu.[4] La variante moderna llargamente aceptada de la hipótesis nebular ye'l modelu de discu nebular cortil (SNDM poles sos sigles n'inglés) o, a cencielles, modelu nebular cortil.[5]Esta hipótesis nebular ufiertó esplicaciones pa una variedá de propiedaes del sistema solar, incluyendo les órbites casi circulares y coplanares de los planetes, y el so movimientu na mesma direición que la rotación del Sol. Dellos elementos de la hipótesis nebular repitir nes modernes teoríes de formación planetaria, pero la mayoría de los elementos fueron remplazados.
Acordies cola hipótesis nebular, les estrelles formar de nubes masives y trupes d'hidróxenu molecular - nube molecular xigante (NMG poles sos sigles n'inglés). Son gravitacionalmente inestables, y la materia fúndese dientro d'ellos pa faer cúmulos más pequeños y mestos, que depués xiren, colapsen, y formen estrelles. La formación estelar ye un procesu complexu, que siempres produz un discu protoplanetario gaseosu alredor de la nueva estrella. Esto puede dar a lluz a planetes en ciertes circunstancies, que nun son bien conocíes. Asina, la formación de sistemes planetarios créese que ye un resultáu natural de la formación d'estrelles. Una estrella como'l Sol suel tardar aproximao 1 millón d'años en formase, col discu protoplanetario evolucionando escontra un sistema planetariu nos próximos 10-100 millones años.[4]
El discu protoplanetario ye un discu d'acreción que s'alimenta de la estrella central. Primeramente ye bien caliente, más tarde el discu esfrecer no que se conoz como la etapa d'estrelles T Tauri; equí, la formación de los pequeños granos de polvu fechos de roques y xelu son posibles. Los granos, finalmente, pueden coagularse en-quilómetros de tamañu planetesimal. Si'l discu ye lo suficientemente masivu, les acumuladures descontrolables empiecen, resultando nuna rápida - de 100 000 a 300 000 años - formación de la Lluna hasta embriones planetarios del tamañu de Marte. Cerca de la estrella, los embriones planetarios pasen por una etapa de fusiones violentes, produciendo unos pocos planetes terrestres. La última etapa dura aproximao de 100 millones hasta mil millones (un millón) d'años.[4]
La formación d'unplaneta xigante ye un procesu más complicáu. Créese qu'asocede más allá de la conocida llinia de conxelación, onde los embriones planetarios principalmente tán fechos de distintos tipos de xelu. Como resultancia, son delles vegaes más masivos que na parte interior del discu protoplanetario. Lo que sigue dempués de la formación del embrión nun ta dafechu claro. Dellos embriones paecen siguir creciendo y eventualmente algamen ente 5 y 10 mases de la Tierra - el valor del estragal de la Tierra, que ye necesariu pa empezar l'acumuladura de los gases hidróxenu - heliu dende'l discu. L'acumuladura de gas nel nucleu ye primeramente un procesu lentu, que s'enllarga mientres dellos millones d'años, pero dempués de la formación de protoplaneta algama cerca de 30 mases terrestres acelérase y avanza de manera desafranada. Xúpiter - y Saturnu - créese que son planetes qu'atroparon la mayor parte de la so masa mientres solu 10 000 años. L'acumuladura detiense cuando s'escosa'l gas. Los planetes formaos pueden migrar llargues distancies mientres o dempués de la so formación. Xigantes de xelu, como Uranu y Neptunu créese que son nucleos fallíos, que se formaron demasiáu tarde cuando'l discu casi sumiera.[4]