La Geología

La observación astronómica y los modelos informáticos nos han permitido conocer con cierto detalle el proceso de formación de las estrellas .
Se ha confirmado que en este proceso también se forman otros cuerpos celestes de menor tamaño.

Muchas estrelas conocidas son sistemas dobles o múltiples. Esto ocurre cuando las masas de los cuerpos que colapsan son suficientemente masivas como para que se produzcan en su interior recciones nucleres de fusión.

Si los cuerpos son menores no llegan a emitir luz. Forman planetas, asteroides, satélites y otros cuerpos.

En estrellas cercanas se han podido detectar planetas. Se han descubierto miles de sistemas planetarios.

La formación de los planetas parece ser un proceso habitual en la mayoría de las estrellas, pero el resultado final del proceso puede ser muy variable, no aparece haber una regla general que sigan todos los sistemas planetarios.
De hecho parece que en el nuestro hemos tenido la suerte de que Saturno impidiera que Júpiter se acercara al Sol destruyendo los planetas interiores como ha ocurrido en muchos otros sistemas planetarios conocidos.

La formación de los sistemas planetarios es simultánea a la de la formación de la estrella a las que se encuentran ligados por gravedad.

Formación de un sistema planetario

Se supone que la formación de una estrella con su sistema planetario asociado ocurre de la siguiente manera:

1. Presencia de una nube de gas y polvo en la galaxia
   En las condiciones de la nube los elementos se combinan dando lugar a compuestos químicos de diferentes propiedades:
   
   

   H2 y He	Son la mayor parte de la masa de la nube que forma un sistema planetaro	Siempre son gaseosos
   Compuestos volátiles	Combinaciones de los elementos más abundantes con el H H2O (Agua) NH3 (Amoniaco) CH4 (metano)	Son sólidos a temperaturas bajas pero se convierten en gases a temperaturas moderadas
   Polvo	Formado principalmente por: - Silicatos SiO4Metal. - Óxidos de metales sobre todo de Fe - Metales sin combinar Fe, Ni y otros metales	Son sólidos o líquidos hasta temperaturas muy elevadas (más de 1000ºC)

2. Inestabilización de una nube de gas y polvo debida a una supernova próxima.
   Las ondas de choque producidas por la supernova aumentan localmente la densidad del gas y polvo inestabilizando la nube y haciendo que se contraiga además de proporcionar elementos pesados adicionales.
   
3. La rotación hace que la nube se aplana en un disco.
   Las partículas en órbita por encima y por debajo del plano terminan colisionando e incorporándose a él.
   
4. La contracción hace que se caliente la nube de gás y polvo sobre todo en las zonas centrales
   
5. Las partículas de polvo se condensan por colisión al aproximarse sus órbitas hasta formar cuerpos de unos pocos Kg: planetesimales.
   
   
6. 
   

   En las zonas internas empieza a hacerse notar la radiación inicial de la estrella en foración y desaparecen las sustancias volátiles. En zonas más alejadas las partículas son capaces de captar gases y con ello aumenta mucho su masa. Esta gran masa les permite seguir acumulando gases por gravedad.

   
   
7. La acreción (aumento de masa por choques) de los planetesimales da lugar a planetas (hasta 1.000 km de diámetro)
   
8. Los planetas en formación barren sus órbitas haciéndose circulares y en un plano. El material de la órbita es incorporado al planeta o bien es expulsado de la órbita.
   
9. La acreción en los planetas genera calor.
   Provoca la fusión parcial o total del cuerpo y su diferenciación por densidades.Esta diferenciación por densidades genera aún más calor. El núcleo de los grandes planetas permanece aún fundido a varios miles de grados
   Se destilan gases que pueden dar lugar a atmósferas.
   
10. La acreción dura unos 100 millones de años con planetesimales grandes.
    Luego son expulsados o incluidos en los planetas mayores.
    Al final del periodo de acreción los impactos pueden ser muy intensos pues los planetesimales son de gran tamaño.
    
11. Durante la formación de los sistemas planetarios los grandes planetas exteriores pueden acercarse a zonas internas y destruir o expulsar a los planetas que orbitan allí.
    Mochos sistemas planetarios conocidos tienen planetas gigantes muy cercanos a la estrella.
    
12. Los planetesimales exteriores pueden subsistir a grandes distancias de la estrella dado que al ser sus órbitas mucho más lentas y las colisiones menos numerosas no han llegado a formar planetas.

• Formado por una estrella única, el Sol con la mayor parte de materia y masa del sistema.
  La masa del sol es 330.000 veces la masa de la Tierra. . 700 veces más masa que el resto del sistema solar en conjunto.
• Masa total de los planetas: 446 veces la masa de la Tierra .
  El 70% de esta masa la tiene Júpiter
• El resto del sistema (asteroides, planetas menores, cometas, gas, polvo) aproximadamente 1 masa terrestre

  Comparación de escalas
  Para hacerse una idea de las dimensiones del sistema solar es conveniente redicirlo a escalas con las que estemos más familiarizados:

En nuestro sistema planetario podemos encontrar actualmente (y dede hace más de 4000 millones de años) los siguientes tipos de objetos:

• Estrella : El Sol
• Cuerpos que orbitan alrededor del Sol
  • Planetas
    • Interiores rocosos
    • Exteriores gase
  • Asteroides
  • Cuerpos externos
    • Planetas enanos externos
    • Cuerpos de la nube de Oort
    • Cometas
• Satélites que giran alrededor de los planetas
  • Luna
  • Satélites de los planetas gigantes
  • Anillos

El Sol

Es una estrella de tipo G. Casi perfectamente esférico.
Posee una temperatura superficial de 5.500 ºC y una densidad media de 1,41 g/cm3.
Su temperatura interior es de más de un millón de ºC.
Composición mayoritaria de H y He como todas las estrellas.
Lleva luciendo 4500 millones de años y le quedan ootros tantos en la secuencia prrincipal hasta convertirse en gigante roja.

Planetas interiores rocosos

Planetas próximos al Sol
Núcleo de Hierro. Capa de silicatos . Muy poca agua y volátiles.
Atmósferas poco importantes
Densos: Aproximadamente 5 g/cm3
Si son suficientemente grandes conservan vulcanismo y tectónica.
Geodinámica externa depende de capas fluidas. Impostante en Tierra. Menos en Venus y Marte. Nula en Mercurio y Luna

Mercurio
Pequeño, muy denso, sin atmósfera, sin tectónica

Venus
Tamaño similar en tamaño a la Tierra . Atmósfera densa . temperatura superficial muy elevada . Tectónica . vulcanismo

Tierra
Atmósfera actual de N2 y O2 . Tectónica . Vulcanismo

Marte
Atmósfera muy tenue CO2 . Vulcanismo

La Luna

Similar a planatas interiores. Producida por impacto de un planeta semejante a Marte con la Tierra. Sin tectónica reciente

Planetas exteriores gaseosos

Planetas alejados del Sol.
Núcleo pequeño (en comparación con el planeta) de Hierro y silicatos .
Capa de NH3 CH4 H2O H2 y He. Atmósfera muy potente.
Poco densos 1 - 2 g/cm3
Muy grandes
Vientos potentes en la atmósfera.
Abundantes satélites y generalmente anillos

Júpiter
El gigante del sistema

Saturno
Similar a Júpiter. Anillos muy importantes

Urano

Neptuno

Satélites de los planetas gigantes

Núcleo pequeño de hierro y silicatos
Grandes masas de agua sólida o líquida (interior)
En los muy fríos atmósferas de metano y amoniaco
Bastantes de ellos de gran tamaño
La presencia de agua líquida interna y atmósferas de hidrocarburos les hace candidatos a albergar vida

Los mayores (más de 2000 km de diámetro) son:

Io (Júpiter) - Vulcanismo extremo causado por mareas

Europa (Júpiter) - Satélite de hielo. Tectónica

Ganímedes (Júpiter) - Satélite de hielo

Calisto (Júpiter) - Satélite de hielo

Titán (Saturno) - Atmósfera importante. Mares de metano

Tritón (Neptuno)- Órbita retrógrada. Semejante a planetas enanos externos

Asteroides

Cinturón de rocas restos de un planeta que no se formó debido a la proximidad de Júpiter
Desviadas con frecuencia de sus órbitas van colisionando con los planetas del sistema solar
Cuerpos rocosos o metálicos
El mayor es Ceres de 900 km de diámetro
Puede haber hasta dos millones de asteroide mayores de 1 Km
Hasta 150 millones mayores de 100 m

Planetas enanos externos (plutoides)

Mayoritariamente de hielo de agua, metano y amoniaco
Núcleo de silicatos
Muy fríos
Órbitas muy elípticas y alejadas del sistema solar. Cinturon de Keiper
Poco densos : 2 g/cm3

Plutón - Caronte
Eris (Xena)
Sedna
Orcus
Makemake
Haumea

Hay indicios de otro gran cuerpo externo quizas del tamaño de la Tierra.

Cometas y cuerpos de la nube de Oort

La nube de OOrt es una zona con miles de millones de cuerpos de hielo. Su masa total se calcula en unas 5 masas terrestres.
Se mantienen semejantes a los planetesimales originales.
Orbitan muy lejos del Sol más allá de la órbita de Neptuno. Se mueven lentamente.

En ocasiones son desviados al sistema interno. (se desconoce el motivo concreto. Un gran planeta desconocido, la aproximación a una estrella..). Se sitúan en órbitas muy excéntricas.

En este caso desarrollan una cola cuando se acercan al Sol producto de la evaporación de sus compuestos volátiles.
Esta cola o coma se desarrolla en dirección opuesta al sol debido al viento solar.
Se van desintegrando en sucesivas aproximaciones al Sol. .

Son los responsables de las lluvias periódicas de meteoritos. Causadas cuando la Tierra cruza la órbita de uno de estos cometas y colisiona con sus restos

En ocasiones pueden colisionar con los planetas.

Se discute si es una de las fuentes de agua de la Tierra primigenia.