Tema 1. Nuestro lugar
en el Universo
Origen del Universo y del
Sistema Solar
¿De qué está hecho el Universo?





Hoy en día, la mayor parte de las personas saben
que el planeta Tierra no es plano y que no es el
centro de todo lo que existe (modelo geocéntrico)
Sin embargo, durante mucho tiempo es lo que se
pensó al resultar más intuitivo
Ptolomeo (100-170) llegó a desarrollar todo un
sistema matemático para predecir los
movimientos de los planetas y del Sol
Hubo que esperar hasta el s. XV para que
Copérnico (1473-1543) desarrollara el modelo
heliocéntrico y negara la aparente evidencia de
que el Sol sale por el E y se pone por el O
Otros defensores del heliocentrismo fueron
Kepler y Galileo, y por ello fueron perseguidos
por la Inquisición
¿De qué está hecho el Universo?





El planeta Tierra no es más que el tercero de un
sistema de planetas que giran alrededor del Sol
(Sistema Solar)
El Sol no es más que una estrella corriente entre
los miles de millones que forman nuestra galaxia
(Vía Láctea)
El Sistema Solar ocupa una posición alejada del
centro de la Vía Láctea, en uno de sus brazos
espirales
La Vía Láctea no es más que una entre las
cientos de miles de millones de galaxias
existentes
Todo esto, en realidad, solo es una pequeña parte
de lo que existe
¿De qué está hecho el Universo?



Todo lo que vemos (galaxias,
estrellas, planetas, etc.) solo es un
pequeño porcentaje del Universo
En realidad, la materia normal, de la
que está constituida el Universo
observable sólo supone un 4% del
total de la masa del Universo
¿El 96% restante qué es?
¿De qué está hecho el Universo?
Modelo estándar



Fuerzas fundamentales
La materia que conocemos está constituida por átomos
Las partículas subatómicas se mantienen unidas por fuerzas
La composición química del Universo observable es:
• 75% hidrógeno
• 20% Helio
• 5% resto de elementos
¿De qué está hecho el Universo?





Gracias a los datos aportados
por el sonda WMAP (Wilkinson
Microwave Anisotropy Probe) se
ha llegado a la conclusión de
que hay un 22% de materia de
composición y propiedades
desconocidas que no emite
radiación.
Es la materia oscura
Su presencia se adivina porque
la luz es desviada por el campo
gravitatorio que ejerce
Pero, incluso sumando toda la
materia ordinaria (4%) y toda
la materia oscura (22%) aún
queda un 74% ¿de qué?
No se sabe. Sólo se supone que
sería una misteriosa forma de
energía bautizada como energía
oscura
La expansión del Universo


En 1929, Edwin Hubble midió las
distancias a la Tierra de varias galaxias y
comprobó que se alejan unas de otras
La ley de Hubble establece que la
velocidad de alejamiento de una galaxia
es directamente proporcional a su
distancia
V = H0 D
• V es la velocidad de alejamiento (km/s)
• D es la distancia a la Tierra (Megaparsec: Mpc;
1 pc = 3,26 años-luz)
• H0 es la constante de Hubble
La expansión del Universo
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

¿Cómo midió Hubble las
distancias y la velocidad de
las galaxias?
La luz que llega a la Tierra
desde las estrellas de las
galaxias es una mezcla de
radiaciones de distintas
longitudes de onda (l)
Esta mezcla puede
separarse mediante un
espectroscopio y obtener
un espectro
El espectro contiene los
colores del arcoiris
La expansión del Universo


Sobre los colores del espectro aparecen unas
bandas oscuras que se deben a la absorción de
diferentes elementos químicos
Cada elemento químico tiene su propio espectro de
absorción (es como su código de barras)
La expansión del Universo

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

Si analizamos mediante un espectroscopio la luz
que nos llega del Sol observamos en el espectro
bandas de absorción
La luz del sol ha atravesado gases que han
absorbido ciertas longitudes de onda
Algunos de estos elementos sabemos que no
pueden existir en la atmósfera de nuestro
planeta, por lo que hemos de concluir que se
encuentran en el Sol
Así se llega a la conclusión de que el Sol está
formado principalmente por hidrógeno y helio
La expansión del Universo

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

Hubble midió la posición de las bandas de absorción de
determinados elementos químicos presentes en varias
galaxias y la comparó con la posición que tienen esas
bandas en los espectros obtenidos en el laboratorio
Descubrió que las bandas de absorción estaban
desplazadas hacia longitudes de onda mayores (rojo)
Además ese desplazamiento era más acusado en las
galaxias más alejadas
Este fenómeno se conoce como desplazamiento hacia el
rojo y se debe al efecto Doppler
La expansión del Universo

El efecto Doppler establece que cuando una onda es emitida por
un objeto en movimiento, la l percibida por un observador es
diferente a la emitida por el objeto.
• La l es mayor si el objeto se aleja del observador
• La l es menor si el objeto se acerca al observador

Este efecto se produce con las ondas sonoras
• Si un objeto
percibe más
• Si un objeto
percibe más

que emite un sonido se acerca a nosotros el sonido se
agudo (l menor)
que emite un sonido se aleja de nosotros el sonido se
grave (l mayor)
Este efecto también se produce con las ondas luminosas
• Si un objeto que emite luz se acerca a nosotros su luz presentará una
l más corta (violeta)
• Si un objeto que emite luz se aleja de nosotros su luz presentará una l
mayor (rojo)
• Este efecto no lo captamos directamente con la vista pero si con el
espectroscopio y las bandas de absorción
Big Bang
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



El fenómeno del desplazamiento hacia el rojo de la luz
procedente de casi todas las galaxias implica que todas
se están separando unas de otras a gran velocidad
El Universo se expande
Cada minuto que pasa se hace más grande
Hace una hora el Universo era más pequeño y hace un
mes era mucho más pequeño
Si llevamos el razonamiento al límite, extrapolando hacia
atrás, hace miles de millones de años debió existir un
momento en que todo el Universo estaba contenido en
un único punto
Ese sería el origen del Universo
El modelo del Big Bang induce que según el actual ritmo
de expansión el t = 0 tuvo que ser hace 13700 millones
de años
Big Bang





En el instante t = 0 toda la materia del Universo,
todas las fuerzas que actúan sobre ella, la
energía, el espacio y el tiempo se encontraban
bajo la forma de una singularidad
Una singularidad es un punto infinitamente denso
y caliente, de radio nulo que se encuentra en
unas condiciones que la física actual no puede
describir
Esta singularidad es tan inestable que produjo
una gran explosión a partir de la cual surgió el
espacio y el tiempo
Así el Universo empezó a expandirse empujado
por la energía oscura y enfriándose cada vez más
Durante el primer segundo de existencia del
Universo sucedieron tantas cosas que los físicos
han tenido que dividirlo en eras
Big Bang

Durante el primer segundo
•
•
•
•
•
•

Era
Era
Era
Era
Era
Era
de Planck
de la gran unificación
de la inflación
de los quarks
hadrónica
leptónica
Entre 1 segundo y 300000 años
• Era de la nucleosíntesis

Entre 300000 años y 1 millón de años
• Era de los átomos y de la radiación

Entre 1 millón de años y el presente
• Era de las galaxias
Big Bang

Era de Planck
• La temperatura y la densidad eran tan altas que las 4
fuerzas que rigen el comportamiento de la materia
estaban unidas en una única superfuerza
• Toda la materia se encontraba en forma de energía

Era de la gran unificación
• Se separó la fuerza de la gravedad de las otras 3
restantes que permanecieron unidas bajo la forma de la
gran fuerza unificada

Era de la inflación
• La temperatura sería de 1012 ºC, pero lo suficientemente
baja como para que se separara la fuerza nuclear fuerte
de las otras 2 (fuerza nuclear débil y electromagnética)
• Esta separación desprendió una gran cantidad de
energía que provocó un brusco aumento de tamaño del
Universo
Big Bang




Según la teoría de la inflación el crecimiento desmesurado e
instantáneo del Universo fue la causa de que algunas
regiones crecieran más rápidamente que otras
Se produjeron así irregularidades debidas a diferencias de
temperatura y densidad entre unas zonas y otras
Estas irregularidades se llaman anisotropías y pudieron ser
el germen de las galaxias
Estas anisotropías fueron detectadas por la sonda WMAP
Big Bang

Era de los quarks
• Se produjo la separación de la fuerza nuclear débil y la
electromagnética
• Esta separación liberó grandes cantidades de energía en
forma de radiación fotónica
• Ahora bien, según la ecuación de Einstein
E = mc2



E: energía
M: masa
C: velocidad de la luz
• … la materia y la energía son intercambiables
• Así, a partir de los fotones se producía la materialización
de pares de partículas quark-antiquark
• El choque de los quarks y los antiquarks volvía a
producir fotones (energía)
Big Bang
• Existe una asimetría en las
leyes físicas que es
importante para explicar por
qué en el Universo actual
abunda mucho más la
materia ordinaria que la
antimateria
• Por cada mil millones de
antiquarks que surjan
aparecerán mil millones de
quarks más uno
• Los quarks y antiquarks se
iban aniquilando pero
siempre sobraban quarks
• Esto se ha comprobado en
los aceleradores de
partículas
Big Bang

Era hadrónica
• En esta era la temperatura del Universo ha descendido
lo suficiente como para que la fuerza nuclear fuerte
actuara sobre los quarks
• La unión de 3 quarks producía protones y neutrones
(llamados en general hadrones)

Era leptónica
• Ahora la temperatura es tan “baja” que la radiación
fotónica no puede materializarse en pares quarkantiquark pero si pueden aparecer otras partículas de
menor masa: leptones-antileptones; estos son los
electrones entre otras.
• Sin embargo, la temperatura siguió descendiendo y llegó
un momento en que los fotones ya no podían convertirse
en materia
• De aquí que sobrara una importante cantidad de energía
fotónica sin convertir
Big Bang

Era de la nucleosíntesis
• Cuando el Universo tenía 1 segundo de edad, la
temperatura alcanzó un valor suficientemente bajo como
para permitir la unión entre protones y neutrones
• Se fueron formado así núcleos de hidrógeno (H), helio
(He) y algo de litio (Li)

Era de los átomos y la radiación
• Entre 1 segundo y 300000 años toda la materia del
Universo se encontraba en forma de plasma
• El plasma es un estado físico en el que encontramos
núcleos de átomos separados de los electrones y
rodeado todo de fotones
• Después de los 300000 años la temperatura llegó a
2700º C de forma que la fuerza electromagnética pudo
actuar uniendo los electrones a los núcleos formándose
los primeros átomos
Big Bang
• Cuando los electrones del plasma se
combinaron con los núcleos para
formar átomos el Universo se
aclaró, se volvió transparente y
entonces los fotones pudieron
escapar produciendo una radiación
cósmica de fondo
• Desde entonces estos fotones se
han ido enfriando, disminuyendo la
energía de su radiación y
aumentando su longitud de onda
hasta las frecuencias de
microondas.
• Aún hoy podemos observar la
radiación cósmica de fondo si
ponemos un canal de televisión
analógica que no corresponda con
ninguna emisora; la “nieve” que se
ve son ondas captadas por la
antena de los que una parte se
corresponde con dicha radiación
Big Bang

Era de las galaxias
• Comenzó cuando el Universo tenía 1 millón de
años y se extiende hasta ahora
• Los átomos de H, He y Li formaron una
inmensa nebulosa primordial
• La fuerza de la gravedad actuaría sobre las
anisotropías de densidad y temperatura
producidas durante la era de la inflación de
forma que la nebulosa primordial se desgajó
en filamentos y grumos
• Sobre estos últimos se formaron las galaxias,
organizadas en cúmulos, supercúmuos y
filamentos.
Big Bang
El futuro del Universo

Tres son los posibles escenarios del
futuro del Universo:
• Big Chill (el gran enfriamiento)
• Big Crunch (la gran contracción)
• Big Rip (el gran desgarramiento)
Big Chill


Si la materia-energía del Universo es
insuficiente no se alcanzará una
densidad crítica para que la fuerza de
la gravedad frene la expansión
El Universo se expandiría
eternamente, enfriándose cada vez
más hasta que todo su contenido se
apagara
Big Crunch




Si la materia-energía del Universo es suficiente
para superar una densidad crítica, la fuerza de la
gravedad frenaría la expansión
El Universo se expandiría hasta un punto en el
que se produciría el proceso inverso, una gran
contracción.
La gran contracción recorrería el camino inverso,
la materia se iría juntando de nuevo y se llegaría
de nuevo a concentrar en un único punto.
Aquí una posibilidad sería un Universo pulsante
sometido a infinitos ciclos de expansióncontracción.
Big Rip


Es la situación de un Universo
próximo a la densidad crítica pero en
el que la energía oscura superara con
creces a la fuerza de la gravedad
Esto provocaría una expansión muy
acelerada que en un instante
determinado provocaría una voladura
en pedazos (desgarramiento)
El futuro del Universo
A. Big Crunch (Gran contracción)
B. Big Chill (Gran enfriamiento)
C. Big Rip (Gran desgarramiento)
La estructura del Universo






El Universo tiene aspecto esponjoso constituido
por una serie de filamentos de materia oscura.
Sobre estos filamentos aparecen las galaxias pero
no distribuidas de manera uniforme.
Las galaxias aparecen en grupos denominados
cúmulos de galaxias.
Los cúmulos de galaxias se agrupan a su vez en
supercúmulos.
La galaxia en la que nos encontramos forma un
grupo junto con otras: Andrómeda, Nube de
Magallanes Grande, Nube de Magallanes
Pequeña, Dragón, el Sistema de la Osa Menor y
otras más.
Este cúmulo se llama el Grupo Local.
La estructura del Universo
La estructura del Universo




Las galaxias son enormes acumulaciones
de polvo cósmico, nebulosas y cientos de
miles de millones de estrellas.
En las galaxias, el espacio entre las
estrellas no está vacío ya que contiene el
medio interestelar.
Este medio interestelar está formado por
una mezcla de gases (H y He) y polvo
cósmico que contiene sustancias orgánicas
sintetizadas por determinadas reacciones.
La galaxia a la que pertenecemos se llama
Vía Láctea.
La estructura del Universo

La Vía Láctea es una
galaxia espiral en la que se
distinguen las siguientes
partes:
• Bulbo o núcleo: formado
por un agujero negro y
varios millones de viejas
estrellas
• Disco: formado por polvo
cósmico, nebulosas y
estrellas jóvenes
distribuidas en 5 brazos.
• Halo: formado por viejas
estrellas agrupadas en
cúmulos y estrellas
aisladas
La estructura del Universo




En el brazo de Orión de la Vía Láctea se
encuentra el Sol junto con un sistema de
planetas que giran a su alrededor.
Estos constituyen el Sistema Solar.
El tercer planeta del Sistema Solar es la
Tierra.
En la Tierra, gracias a un proceso
evolutivo aparecimos nosotros con la
conciencia suficiente como para
plantearnos preguntas acerca de nuestra
existencia.
La estructura del Universo
Las estrellas






Las estrellas son enormes esferas de
gases H y He, que se mantienen
unidos por acción de la gravedad.
Estos elementos proceden de la era
de la nucleosíntesis y de los átomos.
Estos gases están tan calientes que
en el núcleo de la estrella se
produce un tipo de reacción llamado
reacción de fusión termonuclear.
Los núcleos de los átomos de H
colisionan con tanta violencia que se
produce su acercamiento a unas
distancias tan pequeñas que actúan
las fuerzas nucleares.
De este modo se produce la fusión o
unión de dos núcleos de H para
formar uno de He.
Al mismo tiempo se produce la
liberación de una gran cantidad de
energía radiante (fotones).
Nacimiento, evolución y muerte de
las estrellas






Las estrellas nacen en el seno de las nebulosas.
Las nebulosas no son más que nubes de H, He y, en
algunos casos, elementos químicos más pesados en forma
de polvo. También puede haber sustancias orgánicas.
Por acción de su propia gravedad el H comienza a
acumularse formándose nebulosas cada vez más densas.
A medida que esa masa crece la fuerza gravitatoria y la
temperatura aumentan más y más.
Se formará así una protoestrella.
Esta protoestrella gira alrededor de su propio eje.
Nacimiento, evolución y muerte de
las estrellas





A lo largo de millones de años la protoestrella se
va haciendo más compacta y densa, lo que
favorece las colisiones entre los átomos de H.
El aumento de la frecuencia de las colisiones
aumenta la temperatura hasta un valor crítico de
10 x 106 ºC.
En este momento comienzan las reacciones de
fusión para formar He, que se va acumulando en
el núcleo de la estrella.
Tiene lugar, también, la emisión de gran cantidad
de energía fotónica.
En este momento se produce el encendido de la
estrella.
Nacimiento, evolución y muerte de
las estrellas




La enorme energía liberada tras el
encendido haría explotar la estrella.
Sin embargo, esto no se produce porque a
la fuerza expansiva se le opone la fuerza
de la gravedad.
Ambas fuerzas se equilibran,
estableciéndose un perímetro, y la estrella
permanece estable hasta que se consuma
todo el H.
A partir de ese momento la estrella pasa
por diferentes etapas según sea su masa.
Nacimiento, evolución y muerte de
las estrellas
Si la estrella es pequeña (como el Sol)
 Con el tiempo todo el H se convierte
en He, que se queda acumulado en el
núcleo de la estrella.

Este núcleo se compacta por acción de
la gravedad y su temperatura irá
aumentando hasta un valor crítico.

Este valor es la temperatura de fusión
del He.

La fusión del He produce mucha más
energía que la del H, de forma que la
fuerza expansiva gana a la gravedad
haciendo que la superficie de la
estrella crezca hasta convertirse en
una gigante roja.

La fusión del He rinde carbono (C)
Nacimiento, evolución y muerte de
las estrellas



A continuación, la estrella
empezará de nuevo a contraerse
ya que la gravedad irá ganando
lentamente terreno, a medida
que se vaya consumiendo el He.
A veces, la contracción es brusca
y entonces las capas externas de
la estrella se separan formando a
su alrededor un anillo (nebulosa
planetaria)
El núcleo de la estrella queda
ahora desnudo y constituye lo
que se llama una enana blanca.
Nacimiento, evolución y muerte de
las estrellas


La enana blanca obtiene su energía de la
fusión del He, que conduce a la producción
de C que se va acumulando.
Cuando la enana blanca termine por
agotar el He se irá enfriando lentamente
pasando por los estadios de enana
amarilla, marrón y, finalmente, negra
(totalmente oscura y fría).
Nacimiento, evolución y muerte de
las estrellas



Si la estrella es grande
(10 veces el Sol)
Si la masa de la protoestrella es
muy grande su evolución dará
lugar a una estrella gigante del
mismo modo que en el caso
anterior por compactación
gravitatoria.
Las estrellas gigantes consumen
más H y, por tanto, liberan una
mayor cantidad de energía y
emiten una intensa luz azulada
(forman lo que se llama una
estrella azul).
Cuando se consume todo el H el
núcleo se compacta por acción
de la gravedad y su temperatura
irá aumentando hasta la
temperatura de fusión del He.
Nacimiento, evolución y muerte de
las estrellas


La fusión del He produce mucha
más energía que la del H, de
forma que la fuerza expansiva
gana a la gravedad haciendo
que la superficie de la estrella
crezca hasta convertirse, esta
vez, en una supergigante roja.
La fusión del He rinde C que se
irá acumulando en el núcleo y,
de nuevo, cuando se consume
todo el He, el núcleo se
compacta hasta que se alcanza
la temperatura de fusión del C.
Nacimiento, evolución y muerte de
las estrellas



La fusión del C rinde oxígeno (O) que, de nuevo,
se va acumulando en el núcleo repitiéndose los
sucesos.
Así, en una cadena de “apagados y encendidos”
sucesivos y cada vez más rápidos la estrella va
generando en su núcleo elementos cada vez más
pesados y difíciles de quemar, siguiendo este
orden:
HHeCONeMgSiFe
La supergigante roja estará formada por capas
concéntricas en las que tiene lugar una reacción
de fusión distinta según se ha ido produciendo la
sucesión de las mismas.
Nacimiento, evolución y muerte de
las estrellas




Todas las reacciones de fusión van produciendo
energía pero la última de ellas que da lugar a la
síntesis de Fe, no libera energía sino que la
consume.
A la fase del Fe sólo llegan las estrellas con una
masa muy grande. Los astros más pequeños
sencillamente no disponen de suficiente energía
para llegar a este punto.
La energía que se ha ido produciendo en las
distintas fusiones ha mantenido a raya a la
gravedad.
Pero, en la fase del Fe no se produce energía
radiante que se oponga. Nada puede detener a la
gravedad de forma que la supergigante roja se
colapsa.
Nacimiento, evolución y muerte de
las estrellas




Ahora lo que sucede tiene lugar
en unos pocos minutos.
El colapso o implosión de la
estrella produce unas ondas de
choque que rebotan primero en
el núcleo extremadamente
denso de Fe y se propagan
después a gran velocidad hacia
fuera produciéndose una
tremenda explosión.
Todas las capas externas de la
estrella son expulsadas con una
gran violencia y forman una
brillante nebulosa de gas
ardiente y cuya luz es tan
brillante que podría ser
detectada desde otras galaxias.
Se ha producido una supernova.
Nacimiento, evolución y muerte de
las estrellas




La explosión de la supernova es tan violenta que
pueden llegar a sintetizarse elementos más
pesados que el Fe.
En la explosión también se forman sustancias
orgánicas.
Estos elementos se dispersarían por el espacio
junto con los elementos producidos por fusión y
terminan constituyendo el polvo cósmico
La dispersión de estos elementos puede
contaminar nebulosas cercanas y la onda
expansiva generada por la explosión puede
desencadenar el colapso gravitatorio en estas
nebulosas, formándose nuevas protoestrellas.
Nacimiento, evolución y muerte de
las estrellas


Alguna de las
protoestrellas
pueden desarrollar
sistemas
planetarios a su
alrededor que se
formaría con estos
elementos y
sustancias.
Somos polvo de
estrellas
Nacimiento, evolución y muerte de
las estrellas



¿Qué pasa con el antiguo
núcleo de Fe de la
supergigante roja?
La compactación gravitatoria
del núcleo es tan
extraordinaria que se
convierte en una estrella de
neutrones que gira
rápidamente (púlsares).
Estas estrellas tienen
apenas unos pocos
kilómetros de diámetro pero
con una masa equivalente a
la del Sol.
Nacimiento, evolución y muerte de
las estrellas


Ahora bien, si la
estrella fuera muy
másica el resultado
de la compactación
del núcleo de Fe sería
un agujero negro.
Un agujero negro
tiene tal densidad
que la gravedad que
genera atrapa incluso
a los rayos de luz.
Formación del Sistema Solar




El modelo teórico que explica la formación del
Sistema Solar es el de la teoría de la acreción.
Acreción significa crecimiento por adición. Se
basa en la condensación de la materia y la fuerza
de la gravedad.
Según la teoría, hace unos 5000 millones de años
se produjo la explosión de una supernova en el
extremo de uno de los brazos de la Vía Láctea.
La onda expansiva de la supernova pudo
provocar el colapso y condensación de una
nebulosa que, además, fue contaminada con el
polvo cósmico de la supernova.
Formación del Sistema Solar





Esta nebulosa comenzó a girar convirtiéndose en
un inmenso disco.
El centro del disco se contrajo y comenzó a
condensarse H y He hasta formarse una
protoestrella.
Cuando en la protoestrella se alcanzó la
temperatura adecuada empezaron a tener lugar
las reacciones de fusión del H y, en este instante,
el Sol se encendió.
El Sol comenzó a emitir una gran cantidad de
energía radiante que expulsó a los elementos
más ligeros (H, He, y, en menor medida, C y O)
hacia el exterior del disco.
En la parte más cercana al Sol se concentraron
elementos más pesados (C, O, Ne, Mg, Si, Fe)
Formación del Sistema Solar

El sistema
solar se
formó a
partir de una
nebulosa por
condensación
gravitatoria.
Protosol
Disco
Formación del Sistema Solar
Los vientos solares
(energía radiante)
empujan a los
elementos más
ligeros
Formación del Sistema Solar
Se forma un anillo de
H, He, H2O
Los elementos
pesados permanecen
en el interior (C, O,
Ne, Mg, Si, Fe)
Formación del Sistema Solar

En la parte del disco más cercana al Sol se
formaron remolinos que irían atrapando al polvo
cósmico desarrollándose 2 tipos de procesos:
• Coagulación: las partículas de polvo se fueron pegando
unas a otras hasta formar partículas mayores llamadas
planetesimales.
• Acreción: La fuerza de la gravedad actuó sobre los
planetesimales y provocó el impacto de unos contra
otros. Estos choques irían uniendo estos planetesimales
formando estructuras cada vez mayores que irían
ejerciendo mayor gravedad.


Fueron apareciendo protoplanetas que irían
barriendo los fragmentos más pequeños que
encontraban en su órbita (meteoritos).
Los protoplanetas irían creciendo y terminarían
por dominar en su órbita constituyendo los
planetas.
Formación del Sistema Solar
Se forman
planetesimales por
coagulación
Formación del Sistema Solar
Las colisiones de los
planetesimales determinan
la formación de los
protoplanetas (acreción)
Formación del Sistema Solar



En la parte más externa del disco se
produciría la condensación del H y He
expulsados por la radiación del Sol.
Esta condensación daría lugar a la
formación de los planetas gaseosos
externos del Sistema Solar.
A su alrededor se formarían sistemas
de satélites con los elementos más
pesados.
El Sistema Solar

El Sistema Solar está
constituido por:
• Una estrella (el Sol)
• Ocho planetas (con sus
satélites)
• Planetas enanos
• Cuerpos pequeños
(asteroides y cometas)

Todos giran a su
alrededor atraídos por
su potente fuerza de la
gravedad
El Sistema Solar (planetas)

Los planetas son:
• Astros que orbitan alrededor del Sol
• Son los únicos cuerpos en sus órbitas porque
han barrido sus alrededores
• Tienen la suficiente masa para que su propia
fuerza de la gravedad les confiera forma
esférica
• Muchos de ellos tienen satélites o lunas

Se pueden dividir en dos grupos:
• Planetas interiores o rocosos
• Planetas exteriores o gaseosos
El Sistema Solar (planetas)

Planetas interiores o rocosos
• Están cerca del Sol
• Son rocosos y densos (formados por
elementos pesados (Fe, Si, Mg, O,…)
• Durante millones de años, los numerosos
impactos contra asteroides produjeron tanto
calor que los planetas permanecieron fundidos
(en estado líquido)
• En este estado se produjo una diferenciación
geológica en distintas capas (atmósfera,
corteza, manto y núcleo)

Son Mercurio, Venus, Tierra y Marte
El Sistema Solar (planetas)

Planetas exteriores o gaseosos
• Están más lejos del Sol
• Son gaseosos y gigantes
• Realmente son grandes esferas de
gases (H y He) con núcleos de H líquido
y rocas

Son Júpiter, Saturno, Urano y
Neptuno
El Sistema Solar (planetas enanos)

Los planetas enanos son:
• Astros que orbitan alrededor del Sol
• No son los únicos cuerpos en sus órbitas
porque no han barrido totalmente sus
alrededores
• Tienen una masa suficiente para que su propia
fuerza de la gravedad les confiera forma casi
esférica
• Pueden tener satélites o lunas

Son Plutón (que tiene un satélite llamado
Caronte), Eris (más allá de la órbita de
Plutón) y Ceres (localizado en el cinturón
de asteroides)
El Sistema Solar (cuerpos
pequeños)

Los cuerpos pequeños son:
• Astros que orbitan alrededor
del Sol
• No son los únicos cuerpos en
sus órbitas
• Tienen una masa insuficiente
para que su propia fuerza de la
gravedad les confiera forma
esférica; son pues irregulares

Los cuerpos pequeños
aparecen en tres lugares
principales:
• Cinturón de asteroides
• Cinturón de Kuiper
• Nube de Oort
El Sistema Solar (cuerpos
pequeños)

Cinturón de asteroides:
• Está situado entre las
órbitas de Marte y Júpiter
• Los asteroides pueden
ser antiguos
planetesimales que no
pudieron dar lugar a un
planeta por acreción por
la distorsión gravitatoria
ejercida por Júpiter
El Sistema Solar (cuerpos
pequeños)

Cinturón de Kuiper:
• Está situado entre las
órbitas de Neptuno y Plutón

Nube de Oort:
• Está situada más allá de
Plutón
• Está formada por polvo
cósmico, fragmentos de
roca y hielo y moléculas
orgánicas (restos de la
nebulosa primigenia)
El Sistema Solar (cuerpos
pequeños)



Los cometas son fragmentos de hielo y
rocas (junto con moléculas orgánicas)
procedentes de la nube de Oort que se
dirigen al interior del Sistema Solar
Describen órbitas muy elípticas e
inclinadas alrededor del Sol
Cuando se acercan al Sol, se calientan y
es entonces cuando se distinguen dos
elementos:
• Núcleo de roca y hielo
• Cola de hielo vaporizado y pequeños
fragmentos rocosos que refleja la luz del Sol
Características de los planetas
Mercurio




Carece de atmósfera y de
agua
Es un planeta muy denso
con un gran núcleo de Fe
Posee su superficie
cubierta de cráteres por
los impactos de meteoritos
(estos cráteres no han
podido ser borrados
porque no hay procesos
erosivos)
Sus días son muy
calurosos y sus noches
extremadamente frías
Características de los planetas
Venus




Presenta una atmósfera
densa de CO2 y ácido
sulfúrico
Es un planeta con corteza,
manto y núcleo y ha tenido
actividad volcánica reciente
La temperatura de su
superficie es muy elevada por
el intenso efecto invernadero
que genera su atmósfera
Su rotación es en sentido
horario, igual que Urano pero
al revés que el resto
Características de los planetas
Tierra






Presenta una atmósfera de N2
y O2
Tiene agua en sus tres
estados físicos
Es un planeta con corteza,
manto y núcleo y tiene
actividad volcánica
La temperatura de su
superficie es moderada
gracias al efecto invernadero
de su atmósfera y a su
posición respecto del Sol
La atmósfera filtra la
radiación solar nociva (UV)
Esta peculiaridades han
permitido la aparición de vida
Características de los planetas
Marte






Presenta una atmósfera ligera
de CO2
Tiene hielo en los polos
Pudo contener agua líquida en el
pasado porque se han visto
cañones y valles
Es un planeta con corteza,
manto y núcleo que tuvo
actividad volcánica (El monte
Olimpo es el volcán más alto del
Sistema Solar)
La temperatura de su superficie
es baja porque el efecto
invernadero de su atmósfera no
es suficientemente elevado y por
su lejanía del Sol
Pudo o puede albergar vida
(microorganismos)
Características de los planetas
Júpiter





Es el más grande del Sistema
Solar
Es una gran esfera de gas (H
y He) con un núcleo de H
líquido y rocas
Por su tamaño estuvo a
punto de convertirse en otra
estrella pero su masa no fue
la suficiente para que se
desarrollaran las reacciones
de fusión nuclear
En su atmósfera se observan
bandas de nubes de distinto
color donde se generan
vientos y ciclones (Gran
Mancha Roja)
Posee muchos satélites
Características de los planetas
Saturno





Es el segundo planeta más
grande del Sistema Solar
Es una gran esfera de gas (H
y He) con un núcleo de H
líquido y rocas
Lo más característico es la
presencia de miles de anillos
que giran a su alrededor
constituidos por fragmentos
de rocas, polvo y hielo
En su atmósfera también se
observan bandas de nubes de
distinto color donde se
generan vientos
Posee muchos satélites
Características de los planetas
Urano





Es una esfera de H, He y
metano (CH4) con un núcleo
interno sólido y frío
También posee un sistema
de anillos pero muy tenues
Rota tumbado tal vez a
causa del impacto con un
antiguo planeta en su fase
de formación
Su rotación es en sentido
horario, igual que Venus
pero al revés que el resto
Posee muchos satélites
Características de los planetas
Neptuno




Es una esfera de H, He y
metano (CH4) con un
núcleo interno sólido y
caliente
También posee un sistema
de anillos pero muy tenues
El calor que se desprende
del núcleo genera vientos
huracanados en su
atmósfera y torbellinos
como los de Júpiter
Posee muchos satélites
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Tema 1. Nuestro lugar en el Universo