Web Analytics Made Easy - Statcounter

[HOME PAGE] [STORES] [CLASSICISTRANIERI.COM] [FOTO] [YOUTUBE CHANNEL]

Formaci?? i evoluci?? del sistema solar - Viquip??dia

Formaci?? i evoluci?? del sistema solar

De Viquip??dia

Article principal: Futur del sistema solar

Creaci?? art??stica d???un disc protoplanetari
Creaci?? art??stica d???un disc protoplanetari

Les teories pel que fa a la formaci?? i evoluci?? del Sistema Solar s??n complexes i variades, i en la seva elaboraci?? involucren diverses disciplines cient??fiques com l'astronomia, la f??sica, la geologia i la ci??ncia planet??ria. Al llarg de la hist??ria han aparegut diverses teories per?? la teoria moderna no va comen??ar a ser descrita fins ben entrat el segle XVIII.

Amb l'inici de l'era espacial, l'arribada de molta informaci?? sobre els diversos cossos que formen el sistema solar ha anat enriquint la nostra comprensi?? de com s'ha format i com ha evolucionat. Tamb?? els aven??os en f??sica nuclear han contribu??t de manera important al coneixement dels fen??mens estel??lars, i han generat les primeres teories sobre la seva formaci?? i destrucci??.

Taula de continguts

[edita] Formaci?? inicial

[edita] Nebulosa solar

Article principal: Formaci?? planet??ria

Foto des del Hubble d???un disc protoplanetari en la nebulosa d'Ori?? un conjunt estel??lar molt similar a la nebulosa inicial de la que es form?? el Sol
Foto des del Hubble d???un disc protoplanetari en la nebulosa d'Ori?? un conjunt estel??lar molt similar a la nebulosa inicial de la que es form?? el Sol

La hip??tesi actual de la formaci?? del Sistema Solar ??s la hip??tesi nebular, proposada per Emanuel Swedenborg el 1734 [1]. L???any 1755, Immanuel Kant, bon coneixedor dels treballs de Swedenborg, va contribuir a desenvolupar la teoria. El 1796 Pierre-Simon Laplace, de manera independent, va formular una teoria similar. [2]

La teoria nebular mant?? que fa 4600 milions d'anys, el Sistema Solar va ser format a partir de la for??a gravitat??ria d'un n??vol molecular gegant que va patir un esfondrament general. Aquest n??vol inicial probablement era d'uns quants anys llum de llargada, i va ser el bressol on van n??ixer unes quantes estrelles.[3]. Encara que inicalment es pensava que el proc??s havia succe??t amb una relativa tranquilitat, estudis m??s recents a partir d'antics meteorits han detectat traces d'elements que s'han format a partir de grans explosions estel??lars i, per tant, indica que en la zona on es va formar el Sol hi havia supernoves. L'ona de xoc d'aquestes supernoves podria haver provocat la formaci?? del Sol i en la nebulosa circumdant hi hauria regions amb una densitat molt elevada que provocarien un gran col??lapse.[4]

Una d'aquestes regions de gas explosiu, coneguda com nebulosa presolar[5], ??s la que formaria m??s endavant el Sol. Aquesta regi?? tenia un di??metre d'entre 7000 e 20000 UA[3][6] i una massa molt similar a la del Sol: entre 1,001 i 1,1 masses solars.[7] Es creu que la seva composici?? tamb?? era m??s o menys la del Sol actual, amb un 98% d'hidrogen i heli present des del Big Bang, i un 2% d'elements m??s pesats creats per anteriors generacions d'estrelles que morien i expulsaven el material un altre a l'espai interestelar (vegeu nucleos??ntesi).

Is??tops m??s abundants
en el Sistema solar[8]
Is??top Nuclis per
mili??
Hidrogen-1 705.700
Hidrogen -2 23
Heli-4 275.200
Heli-3 35
Oxigen-16 5.920
Carboni-12 3.032
Carboni-13 37
Ne??-20 1.548
Ne??-22 208
Ferro-56 1.169
Ferro-54 72
Ferro-57 28
Nitrogen-14 1.105
Silici-28 653
Silici-29 34
Silici-30 23
Magnesi-24 513
Magnesi-26 79
Magnesi-25 69
Sofre-32 396
Arg??-36 77
Calci-40 60
Alumini-27 58
N??quel-58 49
Sodi-23 33

Com la nebulosa es col??laps??, la conservaci?? del moment angular va provocar que s'increment??s la velocitat de rotaci??. I mentre el material de dins la nebulosa es condensava, els ??toms comen??aren a col??lidir amb una freq????ncia cada cop m??s gran, provocant l'alliberament d'energia en forma de calor. El centre, on es concentrava la major part de la massa, es tornava cada vegada m??s calent, i molt m??s que el disc que l'envoltava.[3] Per l'acci?? de les forces que actuaven conjuntament, com la gravetat, la pressi?? dels gasos, els camps magn??tics, i la rotaci??, la nebulosa que es contreia va comen??ar a aplanar-se i formar un disc protoplanetari d'un di??metre d'uns 200 AU[3] i amb una protoestrella calenta i densa al centre.[9]

La nebulosa es col??laps?? i la conservaci?? de moment angular provoc?? que s'increment??s la velocitat de rotaci??. Mentre el material de dins la nebulosa es condensava, els ??toms comen??aren a col??lissionar amb una freq????ncia cada cop m??s gran, provocant l'alliberament d'energia en forma de calor. En el centre, on es concentrava la major part de la massa, la temperatura anava pujant per damunt de la del disc que l'envoltava.[3] Per l'acci?? de les forces que actuaven conjuntament, com la gravetat, la pressi?? dels gasos, els camps magn??tics i la rotaci??, la nebulosa va comen??ar a aplanar-se i formar un disc protoplanetari d'un di??metre d'aproximadament uns 200 AU[3], amb una protoestrella molt calenta i densa en el centre.[10]

Els estudis d'estrelles joves de Tauri T que en aquest punt de la seva evoluci?? es considera que tenen un estat similar al del Sol, mostren que sovint estan acompanyades per discs de tipus preplanetari[7]. Aquests discs s'estenen al llarg de centenars d'AU i s??n m??s aviat freds, arribant nom??s a mil graus kelvin en el seu punt m??xim[11]. Despr??s de 100 milions d'anys, la temperatura i la pressi?? en el nucli del Sol eren tan elevades que l'hidrogen es comen??ava a fondre, generant una font d'energia interna que contrarrestava la for??a de contracci?? gravitat??ria fins arribar a l'equilibri hidrost??tic. En aquest punt el Sol es convertia en un estrella ja completament desenvolupada.[12]

Es creu que els planetes s'han format a partir d'aquest n??vol de gas i pols conegut com la nebulosa solar. El model que explica la formaci?? dels planetes ??s coneix amb el nom d'acreci??. Es creu que inicialment consistia en grans de pols en ??rbita al voltant de la protoestrella central, grans que s'anaren atraient m??tuament fins arribar a formar grups d'entre 1 i 10 quil??metres de di??metre. Aquests grups tamb?? col??lidiren entre ells per formar cossos m??s grans anomenats planetesimals, d'uns 5 km de grand??ria, que gradualment van anar incrementant en uns 15 cm cada any, durant els seg??ents milions d'anys.[13]

El sistema solar era massa calent i no permetia que subst??ncies vol??tils com l'aigua o el met?? es condensessin, aix?? que els planetesimals que apareixeren foren relativament petits, representant nom??s un 0'6% de la massa del disc[3]. A m??s estaven formats, en gran part, per compostos amb un punt de fusi?? alt, com silicats i metalls. Aquests cossos rocosos finalment es convertirien en els planetes terrestres. M??s enll??, els efectes gravitacionals de J??piter feien impossible que els objectes protoplanetaris s'ajuntessin generant el cintur?? d'asteroides.[14]

Encara m??s lluny, m??s enll?? de la l??nia de congelaci?? on els compostos vol??tils de gel podrien romandre s??lids, tant J??piter com Saturn agruparen m??s material que els planetes terrestres a mesura que aquells components eren m??s comuns i es convertiren en gegants gasosos. Ur?? i Nept?? captaren molt menys material i se'l considera uns gegants de gel perqu?? es creu que els seus nuclis estan formats principalment de gel, de compostos d'hidrogen.[15][16]

El vent solar del jove Sol va escampar tot el gas i la pols pel disc protoplanetari, diseminant-lo per l'espai interestelar, posant fi al creixement dels planetes. Les estrelles T Tauri tenen vents solars molt m??s forts que les estrelles m??s velles i estables.[17][18]

[edita] Problemes amb el model nebular

Un dels problemes del model de nebulosa solar ??s el que fa refer??ncia al moment angular. Amb la major part de la massa del sistema acumulant-se al voltant d'un n??vol en rotaci??, la hip??tesi prediu que la major part del moment angular del sistema s'hauria d'acumular en aquest mateix lloc. Tanmateix, la rotaci?? del sol ??s molt m??s lenta del pressupostat, i els planetes, malgrat comptar amb menys de l'1% de la massa total del sistema, compten amb m??s del 90% del seu moment angular. Una resoluci?? a aquest problema ??s que les part??cules de pols del disc original van generar fricci??, la qual cosa va disminuir la velocitat de rotaci?? en el centre.[19]

Els planetes situats en un "lloc incorrecte", per anomenar'ho d'alguna manera, s??n un altre problema per al model. Ur?? i Nept?? estan ubicats en una regi?? on la seva formaci?? ??s molt poc plausible degut a la baixa densitat de la nebulosa solar i els llargs temps orbitals a la seva regi??. Encara m??s, els ???J??piters??? calents que ara s'observen al voltant d'altres estrelles no es poden haver format en les seves posicions actuals si ??s que elles tamb?? es van formar a partir de "nebuloses solars". S'est?? debatent aquests tipus de problemes assumint que les interaccions amb la pr??pia nebulosa i amb restes planet??ries poden ocasionar migracions de planetes.

Els detalls de les caracter??stiques dels planetes s??n encara un tercer problema La hip??tesi de la nebulosa solar prediu que tots els planetes es formaran exactament en el pla de l'ecl??ptica. En canvi, les ??rbites dels planetes cl??ssics tenen diverses inclinacions respecte a l'ecl??ptica, tot i ser petites. Encara m??s; per als gegants gasosos es pot predir que les seves rotacions i sistemes lunars tampoc no estaran inclinats respecte del pla el??l??ptic, tenint Ur?? una inclinaci?? de 98??.

La Lluna, sent relativament gran en comparaci?? a la Terra, i altres llunes que es troben en ??rbites irregulars respecte al seu planeta s??n un altre problema. Ara es creu que aquestes observacions s'expliquen per esdeveniments que van oc??rrer despr??s de la formaci?? inicial del sistema solar.

[edita] Altres hip??tesis

Durant els ??ltims anys del segle XIX la hip??tesi nebular de Kant-Laplace va ser criticada per James Clerk Maxwell, que va provar que si la mat??ria dels planetes hagu??s estat alguna vegada distribu??da formant un disc al voltant del Sol, les forces de rotaci?? diferencial haurien impedit la condensaci?? de planetes individuals. Una altra objecci?? va ser que el Sol t?? un moment angular menor que el requerit pel model de Kant-Laplace. Durant unes quantes d??cades, molts astr??noms van preferir la hip??tesi de les col??lisions properes, que considerava que els planetes s'haurien format a causa de l'aproximaci?? d'una altra estrella al Sol. Aquesta proximitat hauria expulsat una gran quantitat de mat??ria tant del Sol com de l'altra estrella a causa de les forces de marea, i que en condensar-se hauria format els planetes.

La hip??tesi de les col??lisions properes tamb?? va ser criticada i, en la d??cada del 1940, el model nebular va ser millorat i va aconseguir una ??mplia acceptaci?? per part de la comunitat cient??fica. En la versi?? modificada, es va assumir que la massa del protoplaneta original era major i que la variaci?? del moment angular era deguda a forces magn??tiques. ??s a dir, el jove Sol va transferir una part del moment angular al disc protoplanetari i als planetesimals mitjan??ant ones d'Alv??n, com se suposa que els succeeix a les estrelles T Tauri.

El model nebular refinat va ser desenvolupat completament en base a les observacions del nostre propi sistema solar, ja que era l'??nic conegut fins a mitjans de la d??cada de 1990. Tot i aix??, es creia que era ??mpliament aplicable a altres sistemes planetaris, per la qual cosa els cient??fics estaven delerosos per trobar discs protoplanetaris o, fins i tot, planetes extrasolars al voltant d'altres estrelles. En l'actualitat s'ha observat nebuloses estel??lars i discs protoplanetaris en la nebulosa d'Ori?? i en altres regions amb estrelles en formaci?? emprant el telescopi espacial Hubble. Algunes d'aquestes ??rees tenen fins a 1000 UA de di??metre.

El novembre de 2006, el descobriment de m??s de 200 exoplanetes[20] va fer que el model nebular deix??s de ser coherent amb les dades experimentals. Per tant, ha de ser revisat per tenir en compte aquests sistemes planetaris, o un nou model ha de ser proposat. No existeix un consens sobre com explicar els "J??piter calents" observats, per?? la idea majorit??ria ??s la de la migraci?? planet??ria. Aquesta idea consisteix en que els planetes han de ser capa??os de migrar de les seves ??rbites inicials a estrelles m??s properes per algun dels diversos processos f??sics possibles, com la fricci?? orbital quan el disc protoplanetari encara ??s replet d'hidrogen i heli.

En els ??ltims anys s'ha desenvolupat un nou model de formaci?? de sistemes solars: la teoria de la captura. Aquesta teoria sost?? que la gravetat d'un objecte errant podria extreure mat??ria del Sol, que despr??s es condensaria i refredaria formant els planetes. Aquest model explica caracter??stiques del sistema solar no explicades pel model nebular. Tanmateix, la teoria de la captura ha estat criticada pel fet que suposa una edat diferent per al sol i per als planetes; actualment existeixen proves que demostren el Sol i la resta del sistema solar van formar-se aproximadament a la mateixa ??poca.

[edita] Estimaci?? d'edat

Usant dataci?? radiom??trica, els cient??fics estimen que el sistema solar t?? uns 4.600 milions d'anys d'antiguitat. Les roques m??s velles a la Terra tenen aproximadament 3.900 milions d'anys. Les roques tan velles s??n rares de trobar, ja que la superf??cie de la terra est?? sent constantment remodelada per l'erosi??, el vulcanisme i les plaques tect??niques. Per estimar l'edat del sistema solar, els cient??fics han d'usar meteorits, que es van formar durant la condensaci?? primerenca de la nebulosa solar. S'han trobat meteorits, com el de Canyon Diablo, de 4.600 milions d'anys d'antiguitat, per tant el sistema solar ha de tenir almenys aquesta edat.].[21]

[edita] Evoluci?? posterior

En principi es va creure que els planetes es van formar en les ??rbites actuals, com les veiem ara, o si m??s no a prop d'elles. Tanmateix, aquest punt de vista ha patit un canvi radical amb els coneixements apareguts a finals del segle XX i principis del XXI. Actualment es creu que inicialment el sistema solar era molt diferent amb cinc objectes, almenys tan massius com Mercuri, presents en la part interior (actualment n'hi ha quatre), i amb el sistema solar exterior molt m??s compacte del que ??s ara, aix?? com amb el cintur?? de Kuiper situat molt m??s endins del que comen??a ara.

Tamb?? hi ha la creen??a que els impactes s??n una part regular, si b?? poc freq??ent, del desenvolupament del sistema solar. A m??s de l'impacte que va formar la Lluna, es creu que el sistema Plut??-Caront va resultar d'una col??lisi?? entre objectes del cintur?? de Kuiper. I el mateix pel que fa a d'altres casos de llunes al voltant d'asteroides i altres objectes del cintur?? de Kuiper; tots s??n el resultat de col??lisions. Que continuen existint col??lisions est?? demostrat per l'impacte del cometa Shoemaker-Levy 9 amb J??piter el 1994, i per l'empremta de l'impacte del Meteor Crater en l'estat americ?? d'Arizona.

[edita] Sistema solar interior

D'acord amb el punt de vista acceptat actualment, el sistema solar interior es va acabar de completar despr??s d'un impacte gegant entre una "jove" Terra i un objecte de la mida de Mart que, se suposa, es va formar en un dels punts de Lagrange entre la Terra i el Sol (L4 o L5) i despr??s va anar a la deriva. D'aquest impacte en va resultar la formaci?? de la Lluna.

[edita] Cintur?? d???asteroides

D'acord amb la hip??tesi de la nebulosa solar, el cintur?? d'asteroides inicialment contenia mat??ria suficient per formar un planeta i, efectivament, un gran nombre de planetesimals es va formar aix??. Tanmateix, J??piter es va formar abans; a causa de la gran massa de J??piter, les resson??ncies orbitals d'aquest gran planeta regeixen les ??rbites del cintur?? d'asteriodes. Aquestes resson??ncies van dispersar els planetesimals lluny del cintur?? d'asteroides o els van mantenir en bandes orbitals estretes i van evitar que es consolidessin. El que queda s??n els darrers planetesimals creats inicialment durant la formaci?? del sistema solar.

Els efectes de J??piter han dispersat la major part del material original del cintur?? d'asteroides, deixant menys de l'equivalent a 1/10 part de la massa de la Terra. La p??rdua de massa ??s el principal factor que evita que el cintur?? d'asteroides es consolidi com un planeta. Els objectes amb una massa molt gran tenen un camp gravitacional prou elevat per evitar la p??rdua de grans quantitats de material com a resultat d'una col??lisi?? violenta. Aquest no ??s el cas al cintur?? d'asteroides. Com a resultat, molts objectes m??s grans s'han fragmentat i en determinats casos els objectes m??s nous han estat empesos cap a fora per col??lisions menys violentes. Es poden trobar evid??ncies d'impactes en les llunes que hi ha al voltant d'alguns asteroides, que actualment nom??s poden ser explicades si s??n consolidacions de material llan??at fora de l'objecte original per?? no amb la suficient energia perqu?? pugui allunyar-se d'ell.

[edita] Planetes exteriors

Article principal: Gegant gas??s

Els protoplanetes m??s grans van ser prou massius per acumular una part del gas del disc protoplanetari i es creu que les seves distribucions de massa es poden entendre a partir de les posicions que ocupaven en el disc, encara que aquesta explicaci?? ??s massa simple per poder ser aplicada en altres sistemes planetaris.

En ess??ncia, el primer planetesimal jovi?? que va assolir la massa cr??tica que es requereix per poder capturar gas d'heli i subseq??entment gas d'hidrogen ??s el m??s interior perqu??, si comparem amb les ??rbites m??s allunyades del Sol, aqu?? les velocitats orbitals s??n m??s altes, la densitat en el disc ??s major i les col??lisions succeeixen m??s sovint. Aix?? J??piter ??s el jovi?? m??s gran perqu?? va acumular gasos d'hidrogen i heli en un per??ode m??s llarg de temps, i Saturn ??s el seg??ent. En la composici?? d'aquests dos planetes predominen els gasos d'hidrogen i heli, aproximadament amb un 97% i un 90% de la massa, respectivament.

Els protoplanetes d'Ur?? i Nept?? van assolir la mida cr??tica necess??ria per arribar al col??lapse molt despr??s, i per aix?? van capturar menys hidrogen i heli, que actualment constitueixen nom??s 1/3 de les seva massa total.

Despr??s de la captura de gas, es creu que el sistema solar exterior s'ha acabat de formar per migracions planet??ries. De la mateixa manera com la gravetat dels planetes va pertorbar les ??rbites dels objectes del cintur?? de Kuiper, molts altres van ser dispersats cap a l'interior per Saturn, Ur?? i Nept??, mentre que J??piter els va expulsar completament fora del sistema solar. Finalment J??piter va migrar cap a l'interior mentre que Saturn, Ur?? i Nept?? van migrar cap a l'exterior.

El 2004 es va realitzar unes observacions importants que han ajudat a una millor comprensi?? de com aquest proc??s va conduir a la formaci?? de l'estructura actual del sistema solar. Els resultats generats per nous models per ordenador van mostrar que si J??piter hagu??s realitzat dues ??rbites al voltant del Sol per cada vegada que Saturn en complet??s una, el patr?? de migraci?? posaria J??piter i Saturn en una resson??ncia de 2:1 quan el per??ode orbital de J??piter arrib??s a ser exactament la meitat del de Saturn. Aix?? mateix aquest model situava Ur?? i Nept?? en ??rbites m??s el??l??ptiques, tenint una probabilitat que canviessin de lloc d'un 50%. La simulaci?? suposava que l'objecte que acabaria sent el m??s exterior, Nept??, podria llavors ser projectat cap a l'exterior, al cintur?? de Kuiper, com va succeir inicialment.

Despr??s que J??piter i Saturn passessin per la resson??ncia de 2:1, la interacci?? subseq??ent entre els planetes i el cintur?? de Kuiper pot explicar les caracter??stiques orbitals i les inclinacions de l'eix dels planetes gegants exteriors. Ur?? i Saturn van acabar on s??n a causa de les interaccions amb J??piter i entre ells mateixos, mentre que Nept?? va acabar en el seu lloc actual perqu?? ??s all?? on el cintur?? de Kuiper es va situar inicialment. La dispersi?? dels objectes del cintur?? de Kuiper pot explicar l'intens bombardeig tard?? que va succeir aproximadament fa uns 4.000 milions d'anys.[22]

[edita] Bombardeig tard??

Article principal: Gran bombardeig tard??

Molt temps despr??s que el vent solar neteg??s de gas el disc, una gran quantitat de planetesimals van quedar allunyades, sense ser integrades en cap altre cos planetari. En principi es va pensar que es situaven m??s enll?? dels planetes exteriors, on els temps de concentraci?? planetesimal eren tan llargs que feia impossible que el planeta es form??s abans de la dispersi?? gasosa. El planeta exterior m??s gran interactuava amb aquest "mar planetesimal", dispersant aquests petits cossos rocosos cap a l'interior, mentre que ell es despla??ava cap a l'exterior. I aquest proc??s es repet?? posteriorment quan aquesta interacci?? es produ?? amb els altres planetes; d'aquesta manera les ??rbites planet??ries es despla??aren cap a l'exterior i els planetesimals cap a l'interior.

Finalment, aquest moviment planetari va derivar en un despla??ament de la resson??ncia entre J??piter i Saturn (comentat m??s amunt) en una relaci?? de 2:1. Es creu que Nept?? i Ur?? van ser r??pidament empesos cap a fora, on van interactuar de manera molt intensa amb el mar de planetesimals. Per aquest motiu va augmentar la quantitat de planetesimals que van ser arrossegats cap a l'interior del Sistema Solar i d'aqu?? el gran increment de grans impactes observats en llunes i planetes. Aquest per??ode ??s conegut com el "Gran bombardeig tard??".

D'aquesta forma, els planetes joves, i de manera particular J??piter i Nept??, van deixar el disc lliure de restes planetesimals, "netejant l'entorn", ja sigui llan??ant-los cap als extrems del N??vol d'Oort fins a 50.000 UA de dist??ncia, o alterant cont??nuament les seves ??rbites tot col??lidint amb altres planetes; una altra opci?? va ser la d'aconseguir ??rbites m??s estables, com el cintur?? d'asteroides. Aquest per??ode de bambardeig pesat va durar uns quants centenars de milions d'anys i el resultat ??s visible en els cr??ters que es poden observar en molts cossos del Sistema Solar sense activitat geol??gica.

L'impacte dels planetesimals a la Terra es creu que va portar l'aigua i altres compostos hidrogenats. Alguns creuen que la vida mateixa va arribar a la Terra d'aquesta manera; ??s la hip??tesi coneguda com de la Panespermia. Les actuals ubicacions del cintur?? de Kuiper i el d'Asteroides, fonamentalment, poden ser el resultat d'aquest bombardeig pesat, en el qu?? es van transportar grans quantitats de massa a trav??s del Sistema Solar.

El bombardeig i les col??lisions ens planetesimals i protoplanetes tamb?? permeten explicar l'exist??ncia de llunes, ??rbites lunars i inclinacions axials inusuals, entre altres discrep??ncies existents en uns moviments que originalment s??n molt ordenats. I tamb?? d??na resposta a l'excessiva quantitat de cr??ters que hi ha a la Lluna i altres cossos grans, datats en aquest per??ode del sistema solar.

Se sospita que un brutal impacte d'un protoplaneta de la mida de Mart ??s el responsable de l'exist??ncia del sat??l??lit terrestre, inusualment gran, i que t?? una composici?? i una densitat similar a la del mantell terrestre. Aquest impacte, simult??niament, podria haver alterat l'eix de rotaci?? de la Terra fins als seus actuals 23'5?? respecte del seu pla orbital.

En el model de la nebulosa solar l'??nica forma en la qual els planetes poden obtenir llunes ??s capturant-les. Les dues petites i aplanades llunes de Mart s??n clarament asteroides, i altres exemples de sat??l??lits capturats abunden a l'entorn de J??piter.

Interaccions regulars de la poderosa gravetat de J??piter (vegeu resson??ncia orbital) tamb?? s??n responsables que alguna part del material que en algun moment va formar part del cintur?? d'asteroides s'apropi a un altra planeta terrestre important. La major part d'aquest material porta temps dins d'??rbites exc??ntriques i han col??lidit amb alguns moments. La massa total del cintur?? d'asteroides ??s actualment inferior a una d??cima part de la massa de la Lluna.

[edita] El Cintur?? de Kuiper i el n??vol d'Oort

El Cintur?? de Kuiper va ser inicialment una regi?? exterior constitu??da de cossos congelats als que els mancava una densitat m??ssica suficient per consolidar-se. Inicialment el seu l??mit intern podria haver estat a l'extrem d'Ur?? i Nept??, quan aquests es van formar, i m??s probablement en un rang de 15 a 20 UA, mentre que el l??mit extern es trobava a uns 30 UA. El cintur?? de Kuiper, en aquest per??ode, "degotava" objectes cap al sistema solar extern sent la causa de les primeres migracions planet??ries.

La resson??ncia orbital J??piter-Saturn, de 2:1, va provocar que Nept?? travess??s el cintur?? de Kuiper dispersant la majoria dels objectes. Molts d'aquests van ser dispersats cap endins, fins que van interactuar amb J??piter i es varen situar en ??rbites altament el??l??ptiques, o varen ser expulsats fora del sistema solar. Els objectes que assoliren ??rbites molt el??l??ptiques van formar el n??vol d'Oort. M??s cap a la zona interior, alguns objectes van ser dispersats per Nept?? i varen constituir un disc dispers, que a donat lloc a la baixa massa del cintur?? de Kuiper de l'actualitat. Tanmateix, un gran nombre d'objectes del cintur?? de Kuiper, incloent a Plut??, es van unir gravitacionalmente a l'??rbita de Nept??, i essent for??ats a ??rbites resonantes..[23]

L'evoluci?? del sistema solar exterior sembla haver estat influ??da per la pres??ncia de supernoves properes i, possiblement, tamb?? pel pas a trav??s de n??vols interestelars. Les superf??cies dels cossos en el sistema solar exterior podien rebre diverses influ??ncies com algun tipus d'aclimatament espacial causat pel vent solar, l'acci?? de micrometeorits i dels components neutrals del medi interestelar, i influ??ncies m??s moment??nies de supernoves i erupcions magn??tiques, tamb?? anomenades terratr??mols estel??lars. En algunes investigacions sobre aclimataci?? espacial i erosi?? espacial encara no s'han quantificat m??s espec??ficament les implicacions en relaci?? al sistema solar exterior.[24]

La mostra del Stardust, que va recollir mat??ria del cometa Wild 2, ha revelat tamb?? alguna evid??ncia que confirmaria que els materials de la formaci?? inicial del sistema solar van migrar des de la zona interior m??s c??lida cap a la regi?? del cintur?? de Kuiper. Tamb?? hi ha informaci?? sobre la pols que existia abans que es form??s el sistema solar.[25]

[edita] Llunes

[edita] Mecanismes de formaci??

Les llunes s??n els sat??l??lits naturals que hi ha al voltant de la majoria dels planetes i d'altres cossos del sistema solar. La seva exist??ncia ??s deguda a tres possibles causes:

  • per la formaci?? des d'un disc protoplanetari, mecanisme peculiar dels gegants gasosos;
  • per la formaci?? a partir de restes d'un planeta com a resultat d'un impacte prou fort en un angle superficial;
  • per la captura d'un objecte per la for??a de la gravetat.

Els gegants gasosos tendeixen a tenir sistemes de llunes interiors que es van originar a partir del disc protoplanetari. Aix?? es pot deduir per la gran mida de les llunes i la seva proximitat al planeta. Aquests caracter??stiques s??n impossibles d'assolir per la via de la captura i, d'altra banda, la naturalesa gasosa dels planetes no permet la formaci?? a partir de runes planet??ries com a conseq????ncia de grans col??lisions.

Les llunes exteriors dels gegants gasosos tendeixen a ser petites i tenir ??rbites que s??n el??l??ptiques amb inclinacions arbitr??ries. Aquestes caracter??stiques s??n apropiades per a llunes que s??n cossos capturats.

En el cas dels planetes interiors i d'altres cossos s??lids del sistema solar, les col??lisions semblen ser el principal mecanisme formador de llunes, amb un part del material expulsat per la col??lisi?? que acaba en l'??rbita del planeta i formen una o m??s llunes. Es creu que la Lluna es va formar d'aquesta forma.

[edita] Evoluci?? de les llunes

Despr??s de formar-se, les llunes continuaren evolucionant. L'efecte m??s com?? que han sofert ??s la modificaci?? de l'??rbita a causa de les marees. Aix?? ocorre a causa de la influ??ncia que una lluna crea en l'atmosfera i en els oceans d'un planeta i, en una menor mesura, en el planeta en si mateix.

Si el planeta rota m??s r??pid que l'??rbita de la lluna, l'augment de les marees es despla??ar?? constantment per davant del sat??l??lit. En aquest cas, aquest increment causar?? que el sat??l??lit s'acceleri i lentament s'allunyi del planeta, com ??s el cas de la nostra Lluna. D'altra banda, si la lluna orbita m??s r??pid que el gir del planeta, o gira en direcci?? contr??ria, l'augment ser?? inferior al moviment de la lluna i, amb el temps, l'??rbita lunar tendir?? a acostar-se al planeta. Per aquesta ra?? la lluna marciana Fobos va caient lentament cap a Mart, en un moviment en espiral.

Un planeta tamb?? pot crear un augment en les marees d'una lluna, i aquest fet disminuir?? la rotaci?? de la lluna fins que el seu per??ode de rotaci?? arribi a ser el mateix que el seu per??ode de revoluci??. Aix?? la lluna mantindr?? un dels seus costats mirant cap al planeta, com ??s el cas de la Lluna. Aix?? s'anomena rotaci?? sincr??nica i es pot observar en moltes altres llunes del sistema solar, com en el sat??l??lit Io de J??piter. En el cas de Plut?? i Caront, tant el planeta nan com el sat??l??lit estan sincronitzats cadascun per les marees de l'altre.

[edita] Refer??ncies

  1. ??? Swedenborg, Emanuel. 1734, (Principia) Latin: Opera Philosophica et Mineralia (English: Philosophical and Mineralogical Works), (Principia, Volume 1)
  2. ??? The Past History of the Earth as Inferred from the Mode of Formation of the Solar System. American Philosophical Society. (1909). Data d'acc??s: 2006-07-23.
  3. ??? 3,0 3,1 3,2 3,3 3,4 3,5 3,6 Lecture 13: The Nebular Theory of the origin of the Solar System. University of Arizona. Data d'acc??s: 2006-12-27.}
  4. ??? Jeff Hester (2004). New Theory Proposed for Solar System Formation. Arizona State University. Data d'acc??s: 2007-01-11.
  5. ??? Irvine, W. M.. The chemical composition of the pre-solar nebula. Amherst College, Massachusetts. Data d'acc??s: 2007-15-02.
  6. ??? J. J. Rawal (1985). Further Considerations on Contracting Solar Nebula. Nehru Planetarium, Bombay India. Data d'acc??s: 2006-12-27.
  7. ??? 7,0 7,1 Yoshimi Kitamura, Munetake Momose, Sozo Yokogawa, Ryohei Kawabe, Shigeru Ida and Motohide Tamura (2002). Investigation of the Physical Properties of Protoplanetary Disks around T Tauri Stars by a 1 Arcsecond Imaging Survey: Evolution and Diversity of the Disks in Their Accretion Stage. Institute of Space and Astronautical Science, Yoshinodai, National Astronomical Observatory of Japan, Department of Earth and Planetary Science, Tokyo Institute of Technology. Data d'acc??s: 2007-01-09.}
  8. ??? Arnett, David (1996). Supernovae and Nucleosynthesis, 1?? edici??, Princeton, New Jersey: Princeton University press. ISBN 0-691-01147-8. 
  9. ??? Jane S. Greaves (2005). Disks Around Stars and the Growth of Planetary Systems. Science Magazine. Data d'acc??s: 2006-11-16.
  10. ??? Jane S. Greaves (2005). Disks Around Stars and the Growth of Planetary Systems. Science Magazine. Data d'acc??s: 2006-11-16.
  11. ??? Manfred K??ker, Thomas Henning; G??nther R??diger (2003). Magnetic Star-Disk Coupling in Classical T Tauri Systems. Science Magazine. Data d'acc??s: 2006-11-16.
  12. ??? Michael Stix. The Sun: An Introduction. Springer.
  13. ??? Peter Goldreich; William R. Ward (1973). The Formation of Planetesimals. The American Astronomical Society. Data d'acc??s: 2006-11-16.
  14. ??? Jean-Marc Petit; Alessandro Morbidelli (2001). The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt. Centre National de la Recherche Scientifique, Observatoire de Nice,. Data d'acc??s: 2006-11-19.
  15. ??? M. J. Mumma, M. A. DiSanti, N. Dello Russo, K. Magee-Sauer, E. Gibb, R. Novak (2003). Remote infrared observations of parent volatiles in comets: a window on the early solar system. Laboratory for Extraterrestrial Physics, Catholic University of America, Dept. of Chemistry and Physics, Rowan University, Dept. of Physics, Iona College. Data d'acc??s: 2006-11-16.
  16. ??? By William B. (EDT) McKinnon, Timothy Edward Dowling, Fran Bagenal (2004). Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere, Cambridge University Press. 
  17. ??? Elmegreen, B. G. (1979). On the disruption of a protoplanetary disk nebula by a T Tauri like solar wind. Columbia University, New York. Data d'acc??s: 2006-11-19.
  18. ??? Heng Hao (2004). Disc-Protoplanet interactions. Harvard University. Data d'acc??s: 2006-11-19.
  19. ??? Angela Britto (2006). Historic and Current Theories on the Origins of the Solar System. Astronomy department, University of Toronto. Data d'acc??s: 2006-06-22.
  20. ??? The extrasolar planets encyclopedia
  21. ??? Joel Cracraft (1982). The Scientific Response to Creationism. Department of Astronomy, University of Illinois. Data d'acc??s: 2006-07-23.
  22. ??? Kathryn Hansen (2005). Orbital shuffle for early solar system. Geotimes. Data d'acc??s: 2006-06-22.
  23. ??? Renu Malhotra (1995). The origin of pluto's orbit: implications for the solar system beyond neptune. Lunar and Planetary Institute. Data d'acc??s: 2007-01-20.
  24. ??? Beth E. Clark: Interplanetary Weathering: Surface Erosion in Outer Space.
  25. ??? Emily Lakdawalla (2006). Stardust Results in a Nutshell: The Solar Nebula was Like a Blender. Data d'acc??s: 2007-01-02.

[edita] Bibliografia