T.P N°6 - Trabajo Práctico PDF

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Didáctica de las Ciencias Naturales Trabajo Práctico N°6 Ardaist, Ma. Josefina 1) La hipótesis actual sobre la formación del sistema solar es la hipótesis nebular, propuesta por primera vez por Emanuel Swedenborg.1 En 1775 Immanuel Kant, quien estaba familiarizado con el trabajo de Swedenborg, desarrolló la teoría más ampliamente. Una teoría similar fue formulada independientemente por Pierre-Simon Laplace.2 en 1796. La teoría nebular sostiene que hace 4,6 mil millones de años el sistema solar se formó por un colapso gravitacional de una nube molecular gigante. Esta nube inicial tenía probablemente varios años luz de largo y fue la sede del nacimiento de varias estrellas. Aunque el proceso era visto como relativamente tranquilo, estudios recientes de antiguos meteoritos revelan restos de elementos solamente formados en los núcleos de estrellas muy grandes que explotan, indicando que el ambiente en el que el Sol se formó estaba dentro del alcance de algunas supernovas cercanas. La onda de choque de estas supernovas pudo haber desencadenado la formación del Sol a través de la creación de regiones de sobredensidad en la nebulosa circundante, causando el colapso de ellas. En un artículo aparecido en 2009 se ha sugerido que nuestro Sol nació formando parte de un cúmulo estelar con una masa de entre 500 y 3000 masas solares y un radio de entre 1 y 3 pársecs, una de estas regiones de gas colapsante (conocida como nebulosa protosolar) pudo haber formado lo que llegó a ser el sol. Existen otras teoría en torno a la “nebular”, tales como: Teoría de Kant y Laplace, Teoría de los protoplanetas, Teoría de las Fuerzas Electromagnéticas, Teoría de Emilt Belot, Teoría de Acreción, y otras teorías modernas. 4) Las teorías concernientes a la formación y evolución del Sistema Solar son variadas y complejas, involucrando varias disciplinas científicas, desde la astronomía y la física hasta la geología y la ciencia planetaria. A través de los siglos se han desarrollado muchas teorías sobre su formación, pero no fue sino hasta el siglo XVIII que el desarrollo de la teoría moderna tomó forma. Con la llegada de la era espacial las imágenes y estructuras de otros mundos en el sistema solar refinaron nuestra comprensión, mientras que los avances en física nuclear nos dieron un primer vistazo a los procesos sostenidos por las estrellas y nos guiaron hacia las primeras teorías sobre su formación y posteriormente, sobre su destrucción. La hipótesis actual sobre la formación del sistema solar es la hipótesis nebular, explicada anteriormente, de esta nube y su gas y polvo (la "nebulosa solar") se piensa que se formaron varios planetas. El método actualmente aceptado por el cual los planetas se formaron es conocido como acrecentamiento, en el que los planetas comenzaron como granos de polvo en órbita alrededor de la protoestrella central, que inicialmente se formaron por el contacto directo entre grupos de entre uno y diez kilómetros de diámetro, que a su vez colisionaron para formar cuerpos más largos (planetesimales), gradualmente incrementados por colisiones adicionales de 15 cm por año durante el transcurso de los siguientes pocos millones de años. El sistema solar interior se encuentran los planetas mas rocosos, que son los más cercanos al sol, ellos son Mercurio, Venus, Tierra y Marte; y por otro lado Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno son los planetas gaseosos y más alejados del sol, o planetas exteriores. 5) La formación estelar es un proceso complejo, que siempre produce un disco protoplanetario gaseoso alrededor de la joven estrella. Esto puede dar a luz a planetas en ciertas circunstancias, las cuales no son muy conocidas. 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. El disco protoplanetario es un disco de acreción que se alimenta de la estrella central. Inicialmente es muy caliente, más tarde el disco se enfría en lo que se conoce como la etapa de estrellas T Tauri; aquí, la formación de los pequeños granos de polvo hechos de rocas y hielo son posibles. Los granos, finalmente, pueden coagularse en-kilómetros de tamaño planetesimal. Si el disco es lo suficientemente masivo, las acumulaciones descontrolables comienzan, resultando en una rápida - de 100 000 a 300 000 años - formación de la Luna hasta embriones planetarios del tamaño de Marte. Cerca de la estrella, los embriones planetarios pasan por una etapa de fusiones violentas, produciendo unos pocos planetas terrestres. La última etapa dura aproximadamente de 100 millones hasta mil millones (un millón) de años. La formación de un planeta gigante es un proceso más complicado. Se cree que ocurre más allá de la conocida línea de congelación, en donde los embriones planetarios principalmente están hechos de diferentes tipos de hielo. Como resultado, son varias veces más masivos 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 eventualmente alcanzan entre 5 y 10 masas de la Tierra - el valor del umbral de la Tierra, el cual es necesario para comenzar la acumulación de los gases hidrógeno - helio desde el disco. La acumulación de gas en 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 - se cree que son planetas que acumularon la mayor parte de su masa durante solo 10 000 años. La acumulación se detiene cuando se agota el gas. Los planetas formados pueden migrar largas distancias durante o después de su formación. Gigantes de hielo, como Urano y Neptuno se cree que son núcleos fallidos, que se formaron demasiado tarde cuando el disco casi había desaparecido. Protoestellas Las estrellas se cree que se forman en el interior de las gigantescas nubes de hidrógeno molecular frío, durante millones de años, las nubes moleculares gigantes son propensas al colapso y a la fragmentación.Estos fragmentos forman entonces pequeños núcleos densos, que a su vez colapsan en estrellas. Los núcleos varían en masa desde una fracción de varias veces la del Sol y se denominan nebulosas proto-estelares (protosolares). Estos poseen diámetros de 0.01 a 0.1 pc (2000-20 000 UA) y un número de densidad de partículas de aproximadamente 10 000 a 100 000 cm−3.a2628. El colapso inicial de una nebulosa proto-estelar-solar masiva toma alrededor de 100 000 años.4 Cada nebulosa comienza con una cierta cantidad de momento angular. El gas en la parte central de la nebulosa, con relativamente bajos momentos angulares, se somete rápidamente a compresión y forma un núcleo hidrostático caliente (no contratante) que contiene una pequeña fracción de la masa de la nebulosa inicial.Este núcleo formará la semilla de lo que será una estrella.A medida que el colapso continúa, la conservación del momento angular significa que la rotación de la envoltura que cae se acelera,1930 impidiendo en gran medida que el gas directamente se acrecione sobre el núcleo central. El gas es forzado a difundirse en lugar de ir hacia el exterior cerca de su plano ecuatorial, formando un disco, que a su vez acrecione sobre el núcleo. El núcleo crece poco a poco en la masa hasta que se convierte en una joven protoestrella caliente. En esta etapa, la protoestrella y su disco están fuertemente oscurecidas por la envoltura que cae y no son directamente observables. Los planetesimales son objetos sólidos que se estima que existen en los discos

protoplanetarios, en esa primitiva nebulosa de gases y polvo en forma de disco, las partículas sólidas más masivas actuarían como núcleo de condensación de las más pequeñas, dando lugar a objetos sólidos cada vez más grandes que, en el curso de millones de años, acabarían creando los planetas. Etapas del sol. El Sol se formó hace unos 4500 millones de años a partir de nubes de gas y polvo que contenían residuos de generaciones anteriores de estrellas. Gracias a la metalicidad de dicho gas, de su disco circumestelar surgieron, más tarde, los planetas, asteroides y cometas del Sistema Solar. El Sol permanece en fase de protoestrella (durante la cual su temperatura no es todavía suficiente para encender las reacciones nucleares en el centro) por algunos millones de años, hasta que comienzan las reacciones nucleares. Luego alcanza la secuencia principal donde comienza a quemar hidrógeno. En el interior del Sol se producen reacciones de fusión en las que los átomos de hidrógeno se transforman en helio, produciéndose la energía que irradia. Actualmente, el Sol se encuentra en plena secuencia principal, fase en la que seguirá unos 5000 millones de años más quemando hidrógeno de manera estable. Una vez que agote el suplemento de hidrógeno, el núcleo solar contendrá sólo helio. La fusión del H continuará en la capa que rodea al núcleo, el cual va creciendo. Cuando el Sol alcance el final de la fase de gigante roja habrán pasado uno o dos millones de años desde que dejó la secuencia principal. La fusión del He proporciona menos energía que la del H, es decir que la reserva de He se agota mucho más rápido que la de H. Por eso esta fase es corta respecto de toda la vida de la estrella y se observan pocas gigantes rojas. 6) El sistema solar está compuesto por el Sol, ocho planetas, un planetoide y sus satélites. No sólo están estos cuerpos, sino que también existen asteroides, cometas, meteoritos, polvo y gas interplanetario. Sol: Una estrella de tipo espectral G2 que contiene más del 99% de la masa del sistema. Se encuentra primero en el sistema solar. Planetas: divididos en planetas interiores Mercurio, Venus, La Tierra y Marte, y planetas exteriores o gigantes entre estos últimos Júpiter y Saturno se denominan gigantes gaseosos mientras que Urano y Neptuno suelen nombrarse como gigantes helados. Todos los planetas están nombrados en su ordenamiento luego del sol. Planetas enanos: esta nueva categoría inferior a planeta la creó la Unión Astronómica Internacional en agosto de 2006. Se trata de cuerpos cuya masa les permite tener forma esférica, pero no es la suficiente para haber atraído o expulsado a todos los cuerpos a su alrededor, ellos son: Plutón, Haumea, Makemake, y Eris. Satélites: cuerpos mayores orbitando los planetas, algunos de gran tamaño, y son unos 166 entre los planetas y planetas enanos, algunos son: la luna (en la tierra), Deimos y Fobos (en Marte), 40 más 23 sin nombres en Júpiter, tales como Adrastea, Aitné, Amaltea, Ananké, etc., 35 más 21 sin nombres en Saturno, 27 en Urano, 13 en Neptuno, 3 en Plutón y 1 en Eris. Asteroides: cuerpos menores concentrados mayoritariamente en el cinturón de asteroides entre las órbitas de Marte y Júpiter; su escasa masa no les permite tener forma regular. Ellos son: Hildas, Trojans, Greeks. Cometas: la Nube de Oort se cree que es la fuente de los cometas. Los cometas son cuerpos celestes que describen órbitas de gran excentricidad (es decir, son muy "estiradas") y de largo período. A diferencia de los asteroides, están compuestos por materiales que se subliman (es

decir que pasan del estado sólido al gaseoso) al acercarse al Sol. Ya a gran distancia de nuestra estrella (de 5 a 10 UA) esos materiales crean una atmósfera de gas y polvo denominada "coma". Ellos son: Halley, Shoemaker-Levy 9, Hale-Bopp, Tempel 1, Wild 2, son los más conocidos a lo largo de la historia. 8) Los asteroides están formados por un conglomerado de “escombros” de la nube primordial, que con el paso del tiempo han ido evolucionando por diversos factores, como es la radiación solar, los choques con otros asteroides, formación de pequeños cráteres, etc. Todos los asteroides tienen una fuerza gravitatoria muy baja y unas densidades muy por debajo que la densidad de los meteoritos recogidos en Tierra, esto indica que la mayoría de los asteroides tienen una alta porosidad. Según la porosidad los podemos dividir en tres tipos: -Asteroides sólidos. -Asteroides con una macroporosidad alrededor del 20% con alta probabilidad de fragmentación. -Asteroides con macroporosidad mayor del 30% que sería el caso de estructuras tipo “pilas de escombros”. 9) Bien sabemos que la tierra se originó a partir del fenómeno llamado “Bing Bang” hace unos 13.000 millones de años, y se cree que la luna tuvo origen, en lo que se domina “teoría del gran impacto” que es una de las más aceptadas para explicar dicho origen; esta postula que se originó como resultado de una colisión entre la joven Tierra y un protoplaneta del tamaño de Marte, que recibe el nombre de Tea (o Theia) u ocasionalmente Orpheus u Orfeo. 10) Precisamente, los meteoritos son un registro invaluable de la historia de nuestro sistema solar, ya que con el estudio de ellos, se pueden aprender detalles de cómo nuestro sistema solar evolucionó desde una nube de gas y polvo cósmico hace unos 4.500 millones de años hasta un conjunto de planetas y pequeños cuerpos celestes gravitando el sol. El estudio de los meteoritos también permite evaluar y mitigar los riesgos asociados a impactos en la tierra. Estos eventos catastróficos han ocurrido en el pasado y la posibilidad de que puedan ocurrir en un futuro cercano existe y es latente. 11) Heliopausa es el punto en el que el viento solar se une al medio interestelar o al viento estelar procedente de otras estrellas. Sería el límite de la Heliosfera. Es un límite teórico aproximadamente circular o en forma de lágrima, que señala el límite de influencia del Sol. Se localiza en el punto en el que la pérdida de presión del viento solar, causada por la dispersión inherente a su difusión radial, iguala a la presión exterior del medio interestelar. Una buena visualización casera de este efecto se obtiene en un fregadero donde el chorro de agua crea una zona de difusión laminar en torno al punto en el que toca el fondo. El tamaño de esta zona varía según el caudal y la presión del agua encharcada. Señala la frontera entre el sistema solar y el espacio interestelar, y se desconoce su distancia real del Sol, aunque se supone que ésta es menor en la dirección de movimiento del Sol en la galaxia, y se sabe que se encuentra más allá de la órbita de Plutón. Los cometas, sin embargo, atraviesan este límite, ya que sus órbitas son muy excéntricas, extendiéndose hasta 50 000 UA o más. 12) Elementos que permiten las observaciones: desde el telescopio de Galileo, han ido evolucionando los elementos que le permitieron al hombre poder estudiar el sistema social,

tales como: SPUTNIK 1, EL HUBBLE, VOYAGER 1 Y 2, MISIÓN GALILEO,MARINER 4, VIKING 1 Y 2, MARPHUS FAINER, SPIRIT Y OPPORTUNITY, GASPRA, PIONEER, SONDA CASSINI, SONDA JUNO, MISIÓN KEPLE. 13) Los agujeros negros son parte del universo y algunas creencias circulan alrededor de ellos. La más común es que son orificios enormes en medio del cosmos que ‘tragan’ todo a su paso, llevándolo hacia un infinito profundo que nadie conoce. La explicación emitida por la NASA es que realmente los agujeros negros no son agujeros en sí y no están vacíos. Son restos fríos de estrellas muy antiguas que contienen gran cantidad de materia en un espacio compacto. Esto se debe a su fuerza de gravedad poderosa. Es tanta la densidad de los agujeros negros, que ninguna partícula material, y ni siquiera la luz, son capaces de liberarse de la fuerza gravitatoria envolvente. El mito de que “tragan” o “devoran” todo lo que está a su paso, no se da exactamente de esa manera. Lo que ocurre es que como ya mencionamos, su gravedad es tan fuerte, que, si una estrella brillante está cerca del agujero negro, no podrá verse, pues los agujeros absorben la luz estelar de los objetos cercanos. La gravedad suele “arrancar” los gases exteriores de una estrella y hacer crecer un disco a su alrededor llamado disco de acreción o de acrecimiento. 14) El Sol se está haciendo más brillante a una tasa de más o menos del diez por ciento cada mil millones de años. Se estima que, dentro de mil millones de años, ello provocará un efecto invernadero descontrolado en la Tierra que hará que los océanos empiecen a evaporarse. Dentro de 3,5 mil millones de años, la tierra alcanzará condiciones en su superficie similares a las de Venus (planeta) hoy en día; los océanos hervirán por completo, y toda la vida (en las formas conocidas) será imposible. Dentro de alrededor de 5 mil millones de años, las reservas de hidrógeno dentro del núcleo del Sol se habrán agotado y comenzará a utilizar aquellas en sus capas superiores menos densas. Esto requerirá que se expanda ochenta veces su diámetro actual, y, en más o menos 7,5 mil millones de años en el futuro, volverse una gigante roja, fría y embotada por su muy incrementada área de superficie. Así como el Sol se expanda absorberá al planeta Mercurio. Se espera que el Sol permanezca en una fase de gigante roja por alrededor de cien millones de años. Esto tendrá consecuencias dramáticas para la Tierra; prácticamente toda la atmósfera se perderá en el espacio debido a un potente viento solar y la temperatura de la superficie terrestre, Además, la proximidad de la superficie estelar al sistema Tierra-Luna haga que la órbita lunar se vaya cerrando hasta que la Luna esté a alrededor de 18.000 kilómetros de la Tierra -el límite de Roche-, momento en el cual la gravedad terrestre destruirá la Luna convirtiéndola en unos anillos similares a los de Saturno. Durante este tiempo, es posible que en mundos alrededor de Saturno, tales como Titán, la temperatura superficial se haga lo suficientemente apacible para que la superficie congelada se convierta en océanos líquidos; que podrían alcanzar condiciones similares a aquellas requeridas para la vida humana actual. Finalmente, el helio producido en la superficie caerá de vuelta al núcleo, incrementando la densidad hasta que alcance los niveles necesarios para fundir el helio en carbono. Dos mil millones de años más tarde, el carbono en el núcleo del Sol se cristalizará, transformándose en un diamante gigante. Finalmente, luego de trillones de años más, se desvanecerá y morirá, por fin cesando de brillar completamente. Otro evento que se estima que sucederá, es que, más o menos dentro de tres mil millones de años, con el Sol aún en su secuencia principal, Andrómeda se acercará a nuestra galaxia para

tras varios pasos cercanos terminar colisionando y fundiéndose con ella. Con el paso del tiempo, y ya con el Sol apagado y convertido en una enana negra, las posibilidades de que una estrella se acerque al Sistema Solar y arruine las órbitas planetarias irá aumentando....