Origen y Evolución del Sistema Solar

Abundancias solares

Abundancias en el Sol y meteoritos

Formación de Helio en el interior de las estrellas La cadena protón-protón (p-p) Tasas de reacción para condiciones al interior del Sol: T~107K  ~ 105 kg/m3 Válida para T < 2x107K, M < 1.5 M

Formación de Carbono La reacción triple  4He 8Be 4He para T > 108 K  > 108 kg m-3 8Be 12C 4He

Evolución de una estrella de 1 M

Formación de elementos más pesados 12C + 4He 16O +  16O + 4He 20Ne +  20Ne + 4He 24Mg +  En capa de cenizas de C 12C + 12C 20Ne + 4He 24Mg +  23Na + p+ En el núcleo de estrellas mas masivas que el Sol Quema de C 28Si +  7(4He) 28Si + 7(4He) 56Ni 56Fe 16O + 16O 28Si + 4He 32S +  31P + p+ 31S + n0 Quema de Si Quema de O

Energía de ligadura por nucleón (B/A)

Liberación de Energía en Fusión Fisión Q > 0 si A < 56 Q > 0 si A > 90 Para 60 < A < 90, Qfisión > 0 pero muy pequeña

La cáscara de cebolla Estrellas de mas de 8 M alcanzan a formar Fe en su carozo central

La explosión de Supernovas

Nebulosa y pulsar del Cangrejo Explosión de SN en 1054 AD

¿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?) Eg= - f . GM2/ 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 Ek (energía cinética) = 3/2 NkT = 3/2. M/m k T Para el colapso gravitacional Eg > Ek (condición de colapso) Si introducimos el concepto de densidad media () M= 4/3  R3  Imponiendo la condición de colapso Masa crítica de Jeans M>MJ colapso

Nubes moleculares frías y densas Nebulosa Saco de Carbón

¿Cómo nacen las estrellas? Utilizando el criterio de Jeans el colapso gravitatorio se da para 100 masas solares, lo cual es mucho para una sola estrella. Conclusión: las estrellas se forman en grupos. De la nube primordial se forman decenas o cientos de estrellas Tiempo del proceso: algunos millones de años Free-fall timescale

Formación de estrellas en una nube molecular

Las protoestrellas no son tranquilas a) Imagen en radio del flujo bipolar mas extenso conocido (10000 UA)

¿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.

Regiones de formación planetaria Nebulosa de Orión (cerca de las 3 Marías)

Discos protoplanetarios

Nebulosa Solar con Flujo Bipolar

Discos

Detección de discos por exceso 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

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 .

Core accretion model Coagulation of dust: from sub-micron to few hundreds of meters Run-away growth of largest bodies to ~100 km size planetesimals Self-regulated ‘oligarchic’ growth Forming of a protoplanet Clearing of neighborhood of protoplanet: no further accretion of planetesimals (isolation mass) Formation of rocky core of about 10 M Rocky core accretes gas to form Gas Giant Planet

https://www.youtube.com/watch?v=3YmeajE-TT8

Formación planetaria Etapas: 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.

Formación planetaria (continuación) ¿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

¿Cómo influyó la temperatura?

Los planetas gigantes 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?)

La eficiencia para capturar gas 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!!!

Los planetesimales perturbados por Júpiter penetraron la zona de los asteroides produciendo perturbaciones e incluso colisiones con los asteroides.

La limpieza de remanentes El bombardeo tardío hace 4 mil millones de años

Tres etapas de la formación Planetesimales – objetos de hasta unos ~100 km de diámetro de formas irregulares Embriones planetarios – objetos de algunos cientos de km que conviven en su zona con objetos similares Proto-planetas y planetas – lograron limpiar los remanentes de la formación en su zona de influencia gravitacional

Sistema Solar Planetas “Planetas Enanos” Cuerpos menores

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

El Sistema Solar a partir del 2006

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

La formación de la Tierra y la Luna

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

The Origin of Earth’s Moon Early (unsuccessful) hypotheses: Break-up of Earth during early period of fast rotation Fission hypothesis: Problems: No evidence for fast rotation; moon’s orbit not in equatorial plane capture hypothesis: Capture of moon that formed elsewhere in the solar system Condensation hypothesis: Problem: Requires succession of very unlikely events Condensation at time of formation of Earth Problem: Different chemical compositions of Earth and moon

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

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

El bombardeo tardío

Características de la Superficie Lunar Dos tipos de terrenos drámaticamente diferentes: Zonas altas y claras: Terreno montañoso, repleto de cráteres Terra (pl. de Terrae) Zonas bajasy oscuras: ~ 3 km más bajas que las zonas altas; superficies mas suaves. Maria (pl. de mare): Cuencas inundadas de flujos de lava, basaltos volcánicos. Maria tiene ~200 veces menos cráteres que las zonas altas Datación relativa: Maria mas jóvenes que zonas altas

Las muestras de las Misiones Apollo

Lugares de descenso de las Apollo Misiones Apollo y Luna Muestraron los dos terrenos Mare con edades 3.1-3.8 Ga Terrae todos entre 3.8-4.0 Ga Meteoritos Lunares Confirman que estas edades son representativas de la mayor parte de la Luna. Lowlands (maria) Highlands

Late Heavy Bombardment 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 3.9-3.92 Ga La corteza de las zonas altas solidificó a ~4.45Ga Hubo un intenso nivel de impactos anterior a 3.8 Ga, o en los primeros 800Ma desde la formación de la Tierra-Luna Late Heavy Bombardment

LHB: Final de la acreción o cataclismo Es el abrupto final del proceso de acreción de los planetas terrestres (Hartmann 1975, Bottke et al. 2003) Se produjo un pico en la tasa de impacto ~800 Ma luego de la formación de la Luna-Tierra (Tera et al. 1974) ¿Caída continua o pico?

El modelo de Niza (A Nice model) Gomes et al. (2005) https://www.youtube.com/watch?v=VXeOh3xmrQM