1)Propiedades dinámicas generales de nuestro Sistema Solar. 2)Propiedades de actuales regiones de formación Estelar. 3)Estadísticas de Sistemas Estelares.

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2 1)Propiedades dinámicas generales de nuestro Sistema Solar. 2)Propiedades de actuales regiones de formación Estelar. 3)Estadísticas de Sistemas Estelares Múltiples. 4)Estudio de materiales del Sistema Solar, provenientes de misiones espaciales o de laboratorio. 1)Colapso y formación Estelar en nubes de gas y polvo. 2)Formación, evolución y distribución del Disco Nebular. 3)Evolución de la estrella central. 4)Acreción de la materia nebular formando proto-planetas.

3 GAS: (99%) >> 99% H (atómico y molecular) >> 9% He >> 1% elementos más pesados POLVO: (1%) >> Fe, Si, grafito >>Temperatura: 10 K >>Masa: 10 5 – 10 6 M o >> Diámetro: ~ 50 pc. >> Densidad: 10 -19 g cm 3

4 >> A medida que el material continúa “cayendo” hacia el centro, la masa en la parte exterior se incrementa, esta masa en aumento comprime el material del interior de la protoestrella; la temperatura en dicho lugar aumenta. >> Si el interior es más denso y más caliente, la presión también se incrementa. >>Al contraerse, cada parte de la protoestrella cae hacia su centro por lo que “pierde” energía gravitatoria, por la conservación de la energía, la misma tiene que mostrarse en otra forma, y lo hace como energía térmica, parte de ésta es irradiada. >> La protoestrella es más luminosa que el Sol

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6 >> 10 5 – 10 6 años. >> Cuando el viento solar dispersa el polvo que rodea a la protoestrella, obtenemos la primera imagen visible de la formación Estelar.

7 >> La mitad de las estrellas que vemos en el cielo pertenecen a sistemas múltiples de estrellas. >> Los cúmulos Estelares son un grupo de estrellas que se formaron al mismo tiempo, en el mismo lugar y del mismo material. >> la nube molecular se fragmenta en dos o más piezas en órbita a un centro común, formando sistemas binarios o múltiples.

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10 >> Compuesto por gas y un 1% de polvo >> Temperaturas que van desde los 100 a 2000 K. >> El polvo tiene características interestelares, partículas típicas de 10 -5 a 10 -4 cm, ausentes cerca de la estrella central. >> En la parte interna de la nébula, las Partículas están compuestas por compuestos de oxígeno, magnesio, silicatos y hierro. >> en las partes externas (menos de 200 K), hielo de agua, hielo de amoníaco, metano..

11 >> Los elementos Refractores, como los silicatos, fueron los primeros en condensar. >>La relativa baja velocidad de los granos de silicato en órbitas casi idénticas resultó en colisiones de baja energía, promoviendo el crecimiento. >> Con las colisiones de baja energía se formaron objetos más grandes (planetesimales) >> En el interior, las partículas acretadas estaban compuestas por elementos refractores. >>A distancias mayores (5 UA) se pudo formar hielo de agua y de metano.

12 >> En la región de los planetas terrestres, además de objetos pequeños, hubo cerca de 100 planetesimales del tamaño de la Luna, 10 con masas comparables a la de Mercurio y algunos del tamaño de Marte. >> Durante el proceso de acreción la mayoría de éstos se incorporaron a Venus y a la Tierra. >> La escala de tiempo fue de unos 10 7 – 10 8 años.

13 >> El gas y el polvo que no formó parte de planetesimales, fue expulsado del Sistema Solar en la etapa T-Tauri. >> El vapor de agua expulsado por el viento (siendo ahora hielo de agua), incremento las densidades en la región, acelerando el proceso de acreción. >> Cuando el proto-Júpiter acretó suficientes planetesimales, la influencia gravitacional del planeta fue suficiente como para colectar gases (H, He) de la vecinidad. >>La formación de Júpiter tomo 10 6 años. >> En el exterior, donde las densidades eran menores y los períodos orbitales mayores, el proceso de acreción requirió mas tiempo. >> Urano y Neptuno quedaron desproporcionados en tamaño con respecto a Júpiter y Saturno.

14 >> Con la formación de un objeto masivo a 5 UA (Júpiter), las perturbaciones gravitacionales comenzaron a influenciar las orbitas de planetesimales en la zona. >> La mayoría de las órbitas de los objetos del presente cinturón de asteroides fueron modificándose, haciéndose cada vez más excéntricas hasta que fueron absorbidos por Júpiter o los otros planetas en desarrollo, arrastrados hacia el Sol, o eyectados del Sistema Solar. >> Aproximadamente el 3% de la masa cerca de la órbita de Marte y sólo el 0,02% de la masa de la región del cinturón permanecieron. >> El material que permaneció tenía una velocidad relativamente alta como para consolidarse en un objeto.

15 >> Urano y Neptuno lograron influenciar las órbitas de los planetesimales en su región, hasta la presente nube de Oort. >> Otros planetesimales formados mas allá de Neptuno, no fueron tan profundamente influenciados por las interacciones gravitacionales y como resultado todavía orbitan en el cinturón de kuiper. (ej: Plutón)

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20 >> Strategy for the Detection and Study of Other Planetary Systems and Extrasolar Planetary Materials. >> General Astrophysics >> 21 th Century Astronomy. www.planetarios.com www.circuloastronomico.cl www.hispaseti.org www.abyss.uoregon.edu www.wikipedia.com www.mipagina.cantv.net www.astronomynotes.com