1) Propiedades dinámicas generales de nuestro Sistema Solar.

2) Propiedades de actuales regiones de formación Estelar.

3) Estadísticas de Sistemas Estelares Múltiples.

4) Estudio de materiales del Sistema Solar, provenientes de misiones espaciales o de laboratorio.

1) Colapso y formación Estelar en nubes de gas y polvo.

2) Formación, evolución y distribución del Disco Nebular.

3) Evolución de la estrella central.

4) Acreción de la materia nebular formando proto-planetas.

GAS: (99%)

>> 99% H (atómico y molecular)

>> 9% He

>> 1% elementos más pesados

POLVO: (1%)

>> Fe, Si, grafito

>>Temperatura: 10 K

>>Masa: 105 – 106 Mo

>> Diámetro: ~ 50 pc.

>> Densidad: 10-19 g cm3

>> A medida que el material continúa “cayendo” hacia el centro, la masa en la parte exterior se incrementa, esta masa en aumento comprime el material del interior de la protoestrella; la temperatura en dicho lugar aumenta.

>> Si el interior es más denso y más caliente, la presión también se incrementa.

>>Al contraerse, cada parte de la protoestrella cae hacia su centro por lo que “pierde” energía gravitatoria, por la conservación de la energía, la misma tiene que mostrarse en otra forma, y lo hace como energía térmica, parte de ésta es irradiada.

>> La protoestrella es más luminosa que el Sol

>> 105 – 106 años.

>> Cuando el viento solar dispersa el polvo que rodea a la protoestrella, obtenemos la primera imagen visible de la formación Estelar.

>> La mitad de las estrellas que vemos en el cielo pertenecen a sistemas múltiples de estrellas.

>> Los cúmulos Estelares son un grupo de estrellas que se formaron al mismo tiempo, en el mismo lugar y del mismo material.

>> la nube molecular se fragmenta en dos o más piezas en órbita a un centro común, formando sistemas binarios o múltiples.

>> Compuesto por gas y un 1% de polvo

>> Temperaturas que van desde los 100 a 2000 K.

>> El polvo tiene características interestelares, partículas típicas de 10-5 a 10-4 cm, ausentes cerca de la estrella central.

>> En la parte interna de la nébula, las Partículas están compuestas por compuestos de oxígeno, magnesio, silicatos y hierro.

>> en las partes externas (menos de 200 K), hielo de agua, hielo de amoníaco, metano..

>> Los elementos Refractores, como los silicatos, fueron los primeros en condensar.

>>La relativa baja velocidad de los granos de silicato en órbitas casi idénticas resultó en colisiones de baja energía, promoviendo el crecimiento.

>> Con las colisiones de baja energía se formaron objetos más grandes (planetesimales)

>> En el interior, las partículas acretadas estaban compuestas por elementos refractores.

>>A distancias mayores (5 UA) se pudo formar hielo de agua y de metano.

>> En la región de los planetas terrestres, además de objetos pequeños, hubo cerca de 100 planetesimales del tamaño de la Luna, 10 con masas comparables a la de Mercurio y algunos del tamaño de Marte.

>> Durante el proceso de acreción la mayoría de éstos se incorporaron a Venus y a la Tierra.

>> La escala de tiempo fue de unos 107 – 108 años.

>> El gas y el polvo que no formó parte de planetesimales, fue expulsado del Sistema Solar en la etapa T-Tauri.

>> El vapor de agua expulsado por el viento (siendo ahora hielo de agua), incremento las densidades en la región, acelerando el proceso de acreción.

>> Cuando el proto-Júpiter acretó suficientes planetesimales, la influencia gravitacional del planeta fue suficiente como para colectar gases (H, He) de la vecinidad.

>>La formación de Júpiter tomo 106 años.

>> En el exterior, donde las densidades eran menores y los períodos orbitales mayores, el proceso de acreción requirió mas tiempo.

>> Urano y Neptuno quedaron desproporcionados en tamaño con respecto a Júpiter y Saturno.

>> Con la formación de un objeto masivo a 5 UA (Júpiter), las perturbaciones gravitacionales comenzaron a influenciar las orbitas de planetesimales en la zona.

>> La mayoría de las órbitas de los objetos del presente cinturón de asteroides fueron modificándose, haciéndose cada vez más excéntricas hasta que fueron absorbidos por Júpiter o los otros planetas en desarrollo, arrastrados hacia el Sol, o eyectados del Sistema Solar.

>> Aproximadamente el 3% de la masa cerca de la órbita de Marte y sólo el 0,02% de la masa de la región del cinturón permanecieron.

>> El material que permaneció tenía una velocidad relativamente alta como para consolidarse en un objeto.

>> Urano y Neptuno lograron influenciar las órbitas de los planetesimales en su región, hasta la presente nube de Oort.

>> Otros planetesimales formados mas allá de Neptuno, no fueron tan profundamente influenciados por las interacciones gravitacionales y como resultado todavía orbitan en el cinturón de kuiper. (ej: Plutón)

>> Strategy for the Detection and Study of Other Planetary Systems and Extrasolar Planetary Materials.

>> General Astrophysics

>> 21th Century Astronomy.

www.planetarios.com

www.circuloastronomico.cl

www.hispaseti.org

www.abyss.uoregon.edu

www.wikipedia.com

www.mipagina.cantv.net

www.astronomynotes.com