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La hipótesis nebular es el modelo más ampliamente aceptado en el campo de cosmogonía para explicar la formación y evolución del Sistema Solar. Se sugiere que el Sistema Solar se formó a partir de material nebulosa en el espacio. Hay pruebas de que se propuso por primera vez en 1734 por Emanuel Swedenborg.[1][2][3] Originalmente aplicado a nuestra propia Sistema solar, este proceso de formación de sistemas planetarios ahora se cree que estar en todo el universo.[4] La variante moderna ampliamente aceptada de la hipótesis nebular es la modelo de disco nebular solar (SNDM) o, simplemente, modelo nebular solar.[5]Esta hipótesis nebular ofreció explicaciones para una variedad de propiedades del sistema solar, incluyendo las órbitas casi circulares y coplanares de los planetas, y su movimiento en la misma dirección que la rotación del Sol. Algunos elementos de la hipótesis nebular se repiten en las modernas teorías de formación planetaria, pero la mayoría de los elementos han sido sustituidos.
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De acuerdo con la hipótesis nebular, las estrellas se forman en nubes masivas y densas de hidrógeno molecular - nube molecular gigante (NMG). Son gravitacionalmente inestable, y la materia se funde dentro de ellos para terrones más pequeños más densas, que luego giran, colapso, y formar estrellas. La formación estelar es un proceso complejo, que siempre produce una gaseosa disco protoplanetario alrededor de la joven estrella. Esto puede dar a luz a planetas en ciertas circunstancias, las cuales no son muy conocidos. Así, la formación de sistemas planetarios se cree que es un resultado natural de la formación de estrellas. Una estrella como el Sol suele tardar aproximadamente 1 millón de años en formarse, con el disco protoplanetario evolucionando hacia un sistema planetario en los próximos 10-100 millones años.[4]
El disco protoplanetario es un disco de acreción que se alimenta de la estrella central. Inicialmente muy caliente, el disco más tarde se enfría en lo que se conoce como el estrellas T Tauri etapa; aquí, la formación de los pequeños granos o polvo hechos de rocas es posible y el hielo. Los granos, finalmente, pueden coagularse en-kilometros de tamaño planetesimales. Si el disco es lo suficientemente masiva, las acumulaciones fugitivos comienzan, lo que resulta de 300.000 años-formación 100000 mas rápida que la luna a Marte del tamaño de embrión planetario. Cerca de la estrella, los embriones planetarios pasan por una etapa de fusiones violentas, produciendo unos pocos planeta terrestres. La última etapa dura aproximadamente 100 millones a mil millones de años.[4]
La formación de unplaneta gigante es un proceso más complicado. Se cree que ocurre más allá de la línea de congelación llamado, donde los embriones planetarios principalmente están hechos de diferentes tipos de hielo. Como resultado, son varias veces más masiva que en la parte interior del disco protoplanetario. Lo que sigue después de la formación del embrión no está completamente claro. Algunos embriones parecen seguir creciendo y, finalmente, llegar a 5-10 masas-el valor de umbral de la Tierra, que es necesario para comenzar la acumulación de hidrógeno - helio gas desde el disco. La acumulación de gas por el núcleo es inicialmente un proceso lento, que se prolonga durante varios millones de años, pero después de la formación de protoplaneta alcanza cerca de 30 masas terrestres se acelera y avanza de manera descontrolada. Júpiter - y Saturno - como se cree planetas para acumular la mayor parte de su masa durante sólo 10.000 años. La acumulación se detiene cuando se agota el gas. Los planetas se formaron pueden migrar a largas distancias durante o después de su formación. Gigantes de hielo, como Urano y Neptuno se cree que son núcleos fallidos, que formaron demasiado tarde cuando el disco casi había desaparecido.[4]