Hipotesis Del Sistema Solar

Hipotesis Nebular

La hipótesis nebular fue propuesta en 1755 por el filósofo alemán Immanuel Kant quien hipotetizó que la nebulosa solar rotaba lentamente en su origen. Esta nebulosa solar se fue condensando al enfriarse y aplanando gradualmente por el efecto combinado de las fuerzas de gravedad y centrífuga formando, con el tiempo, la estrella central y los planetas. Partiendo de este modelo Pierre-Simon Laplace formuló en 1796 una teoría más detallada, pero no más acertada, de la formación del sistema solar a partir de una nebulosa rotante primigínea. El concepto moderno equivalente al de nebulosa solar es el de disco de acrecimiento. Tales discos o nebulosas protoplanetarias han podido ser observados alrededor de estrellas muy jóvenes.

La hipótesis nebular se basa en la observación de que todos los planetas orbitan alrededor del Sol en el mismo sentido y sobre un mismo plano denominado eclíptica con ligeras inclinaciones con respecto a ésta. Además, el plano de la eclíptica coincide de manera aproximada con el ecuador solar.

Se piensa que las lunas de los planetas gigantes se formaron en un proceso similar creciendo a partir de un disco de acrecimiento que alimentaba de masa los planetas en su formación. Por el contrario actualmente se considera que la formación de la Luna ocurrió de manera muy diferente tras el impacto con un protoplaneta del tamaño de Marte. Así mismo algunas lunas de otros planetas que giran en órbitas retrógradas o caóticas se considera que son asteroides o núcleos cometarios capturados más recientemente.

Las diferencias de composición química e isotópica de los diferentes cuerpos del sistema solar permiten explorar las condiciones iniciales en la nebulosa solar. Se estima que la masa mínima necesaria para formar los planetas a partir del material presente en la nebulosa solar considerando una composición de elementos ligeros (hidrógeno y helio) y elementos pesados similares a la del Sol podría ser de un 1% de la masa solar.

Hipotesis Planetesimal

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.

En la teoría comúnmente aceptada de la formación de los planetas, la denominada hipótesis nebular se sostiene que los planetas se forman por la agregación de granos de polvo que chocan y se van uniendo para formar cuerpos cada vez más grandes, denominados planetesimales. Cuando alcanzasen una medida aproximada de un kilómetro, podrían atraerse unos a otros debido a su propia gravedad, ayudando a un crecimiento mayor hasta la creación de protoplanetas de un tamaño aproximado al de la Luna. Los cuerpos más pequeños que los planetesimales no ejercen una atracción gravitaria suficiente sobre las partículas vecinas como para agregarlas, pero aun así se producen colisiones debido al movimiento browniano de las partículas o a turbulencias en el gas. Alternativamente, algunos planetesimales también podrían haberse formado dentro de una espesa capa de granos de arena situada en el plano medio de un disco protoplanetario, y que experimentase una inestabilidad gravitacional colectiva. Muchos de los planetesimales se destruirían debido a colisiones violentas, pero unos cuantos de los más grandes podrían sobrevivir a esos encuentros y continuar creciendo hasta convertirse, primero en protoplanetas y posteriormente en planetas.

de los más grandes podrían sobrevivir a esos encuentros y continuar creciendo hasta convertirse, primero en protoplanetas y posteriormente en planetas.

Está generalmente aceptado que hace aproximadamente 3.800 millones de años, tras un período conocido como el Bombardeo intenso tardío (Late heavy bombardment), muchos de los planetesimales dentro del Sistema Solar habían sido o bien expulsados del mismo, a distantes órbitas excéntricas tales como la Nube de Oort, o bien habían colisionado con objetos más grandes debido a la atracción de los grandes planetas gaseosos (particularmente Júpiter y Neptuno). Unos pocos planetesimales podrían haber sido capturados como lunas, tales como Fobos, Deimos (las lunas de Marte), o muchas de las lunas pequeñas y de gran inclinación de los planetas gigantes gaseosos, en especial Febe, la pequeña luna de Saturno. En la actualidad se están observando diversas zonas que, según los indicios recogidos, estarían en plena formación de planetesimales.

Los planetesimales que han sobrevivido hasta nuestros días son muy valiosos para la ciencia, ya que contienen información acerca del nacimiento de nuestro Sistema Solar. Aunque su exterior haya estado sujeto a una intensa radiación solar (lo que habría alterado su composición), su interior contiene un material prístino, esencialmente idéntico desde la propia formación del planetesimal. Esto convierte a cada planetesimal en una "cápsula del tiempo", y su composición podría contarnos mucho acerca de las condiciones de la Nebulosa protosolar desde la que nuestro sistema planetario se formó.

Hipotesis De Las Mareas

Las teorías convencionales que tratan de explicar el origen de las mareas, teorizan que los abombamientos mareomotrices de los mares, son el resultado final de las fuerzas gravitatorias del Sol y la Luna sobre la Tierra. Se involucra la fuerza centrifuga para tratar de explicar el por qué las mareas más altas no ocurren en el ecuador terrestre, donde lógicamente tenían que ocurrir las mareas más altas del planeta, por estar ubicado en el mismo plano ecuatorial del Sistema Solar; claro, si verdaderamente las mareas se originaran fundamentalmente por causas de la atracción gravitatoria ejercida entre la Luna y el Sol.

Los mares no están siendo influenciados por las fuerzas centrifugas, porque si así fuera, entonces las mareas ecuatoriales tendrían que orientarse hacia el este o en la misma dirección en que gira la Tierra. Las fuerzas centrifugas orientan y expulsan las masas, en dirección a su rotación y no en la dirección contraria (las ondas de las mareas ecuatoriales se orientan en sentido oeste).

El aprisionamiento planetario-satelital que comprime en el plano ecuatorial a la Tierra y a la Luna, el efecto de rezago de los mares ecuatoriales y los giros de grandes volúmenes de aguas oceánicas que se descomprimen desde el ecuador intertropical hacia las latitudes de los hemisferios de menor diámetro, son los principales factores y efectos que originan las mareas y las corrientes oceánicas, según los resultados de estas

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