El documento describe la teoría nebular sobre el origen de los sistemas planetarios. Según esta teoría, una nebulosa de gas y polvo colapsa bajo su propia gravedad formando un disco circumestelar alrededor de una protoestrella. Los granos de polvo en el disco se aglutinan formando planetesimales, los cuales luego crecen mediante acreción hasta formar planetas. El documento también discute la teoría catastrofista y ofrece evidencia observacional de discos circumestelares, planetas extrasol

1. M en C Rafael GoveaM en C Rafael Govea
Origen de los SistemasOrigen de los Sistemas
PlanetariosPlanetarios
M. en C. Rafael Govea VillaseñorM. en C. Rafael Govea Villaseñor
CINVESTAV-IPNCINVESTAV-IPN
Biología UAM-IBiología UAM-I
Versión 2.4Versión 2.4

2. M en C Rafael GoveaM en C Rafael Govea
Teorías Sobre el Origen de losTeorías Sobre el Origen de los
Sistemas PlanetariosSistemas Planetarios
• Teoría Nebular de Kant-LaplaceTeoría Nebular de Kant-Laplace (la(la
más aceptada).más aceptada). Formalizada matemáticamente porFormalizada matemáticamente por Safronov , VSSafronov , VS
• Teoría CatastrofistaTeoría Catastrofista (probable en las(probable en las
cercanías del núcleo de la Galaxia)cercanías del núcleo de la Galaxia)
* 1(969)* 1(969) Evoliutsiia doplanetnogo oblakaEvoliutsiia doplanetnogo oblaka ((Moscow: NaukaMoscow: Nauka))

3. M en C Rafael GoveaM en C Rafael Govea
Teoría Catastrofista del OrigenTeoría Catastrofista del Origen
de los Sistemas Planetariosde los Sistemas Planetarios
1.1.Propone que el casi choque de 2 estrellas pone enPropone que el casi choque de 2 estrellas pone en
órbita una buena cantidad de gas y polvo de susórbita una buena cantidad de gas y polvo de sus
cubiertas exteriorescubiertas exteriores
2.2.Luego la acreción de los materiales conformaráLuego la acreción de los materiales conformará
planetas a su alrededorplanetas a su alrededor

4. M en C Rafael GoveaM en C Rafael Govea
Teoría Catastrofista del OrigenTeoría Catastrofista del Origen
de los Sistemas Planetariosde los Sistemas Planetarios
Esta teoría es científica pues es testable
Esta teoría se ha validado por simulaciones por
computadora
Sin embargo, esta teoría sólo podría explicar planetas
alrededor de estrellas cercanas al núcleo de la Galaxia,
pues sólo allí la densidad permite hacer probable los
casi choques requeridos por la teoría

5. M en C Rafael GoveaM en C Rafael Govea
Teoría Nebular 1Teoría Nebular 1
Todo empieza con una nebulosaTodo empieza con una nebulosa
http://www.spacetelescope.org/news/heic1501/http://www.spacetelescope.org/news/heic1501/
Nebulosa M16 El águilaNebulosa M16 El águila

6. M en C Rafael GoveaM en C Rafael Govea
Nebulosa El Águila (acercamiento)Nebulosa El Águila (acercamiento)
Las nebulosas son regiones de las galaxias con mayorLas nebulosas son regiones de las galaxias con mayor
cantidad de gas y polvo interestelarcantidad de gas y polvo interestelar

7. M en C Rafael GoveaM en C Rafael Govea
Todo comienza con una NebulosaTodo comienza con una Nebulosa
presiónpresióngravedadgravedad ≅≅
El gas y polvo deEl gas y polvo de
la nebulosa sela nebulosa se
encuentran en unencuentran en un
delicado balancedelicado balance
entre la gravedadentre la gravedad
que jala hacia elque jala hacia el
centro de masa ycentro de masa y
la presión quela presión que
empuja a lasempuja a las
partículas haciapartículas hacia
afueraafuera

8. M en C Rafael GoveaM en C Rafael Govea
La exposión de una supernova o la torsión de lasLa exposión de una supernova o la torsión de las
líneas del Campo magnético Galático provocan ellíneas del Campo magnético Galático provocan el
Colapso GravitacionalColapso Gravitacional
Al reforzar a laAl reforzar a la
gravedad, lasgravedad, las
perturbaciones provocanperturbaciones provocan
una caída en cadena deluna caída en cadena del
material en un fragmentomaterial en un fragmento
de la nebulosa.de la nebulosa.
El colapso gravitacionalEl colapso gravitacional
dura poco tiempo endura poco tiempo en
términos astronómicostérminos astronómicos
((≅≅1010 Ma)Ma)

9. M en C Rafael GoveaM en C Rafael Govea
ColapsoColapso
GravitacionalGravitacional
El colapso gravitacional reduceEl colapso gravitacional reduce
el diámetro de la nebulosael diámetro de la nebulosa
rápidamente aumentando larápidamente aumentando la
velocidad de giro formando unavelocidad de giro formando una
esfera central y un disco.esfera central y un disco.
Dado que todos los cuerposDado que todos los cuerpos
en el espacio rotan sobre suen el espacio rotan sobre su
centro de masa,centro de masa,

10. M en C Rafael GoveaM en C Rafael Govea
El colapso implica mayor velocidad de giroEl colapso implica mayor velocidad de giro
ProtoestrellaProtoestrella
Casi toda la masa queda en el centro (la proto-estrella, excepto en elCasi toda la masa queda en el centro (la proto-estrella, excepto en el
plano de giro dónde la fuerza centrífuga evita la caída dando origen alplano de giro dónde la fuerza centrífuga evita la caída dando origen al
disco circumestelardisco circumestelar con no menos de 0.01 de la masa nebular.*con no menos de 0.01 de la masa nebular.*
DiscoDisco
CircumestelarCircumestelar
* Chambers, J E (2003) Planet Formation in Treatise on GeoChem. TheSETIInstitutep461-75

11. M en C Rafael GoveaM en C Rafael Govea
Fase T-tauriFase T-tauri
JetJet
polarpolar
No bien se encienden las reacciones de fusión nuclear, la proto-estrellaNo bien se encienden las reacciones de fusión nuclear, la proto-estrella
pasa por una fase variable llamada Fase T-Tauri que dispara fuertespasa por una fase variable llamada Fase T-Tauri que dispara fuertes
vientos solares en 2 jets polares al disco circumestelar.vientos solares en 2 jets polares al disco circumestelar.
* ht t p:/ / abyss.uoregon.edu/ ~j s/ ast 122/ lect ur es/ lec13.ht ml

12. M en C Rafael GoveaM en C Rafael Govea
Un ejemplo de Disco CircumestelarUn ejemplo de Disco Circumestelar
disco dedisco de ββ-Pictoris cuyo plano está alineado-Pictoris cuyo plano está alineado
respecto al Solrespecto al Sol

13. M en C Rafael GoveaM en C Rafael Govea
Discos CircumescolaresDiscos Circumescolares
En varias estrellas de la nebulosa de OrionEn varias estrellas de la nebulosa de Orion

14. M en C Rafael GoveaM en C Rafael Govea
La Acreción de granos de polvo y gasLa Acreción de granos de polvo y gas
Los granos rápidamente se agregan por interacciones electrostáticas eLos granos rápidamente se agregan por interacciones electrostáticas e
inician la acreción de los materiales del disco formando planetesimales.inician la acreción de los materiales del disco formando planetesimales.
PlanetesimalesPlanetesimales

15. M en C Rafael GoveaM en C Rafael Govea
La Composición Química del DiscoLa Composición Química del Disco
Circumestelar varía en función de…Circumestelar varía en función de…
SustanciasSustancias
refractariasrefractarias
SustanciasSustancias
volátilesvolátilesGas H y HeGas H y He
Nature 437: 535, 31 May 2007Nature 437: 535, 31 May 2007

16. M en C Rafael GoveaM en C Rafael Govea
La Composición Química del DiscoLa Composición Química del Disco
Circumestelar varía en función de…Circumestelar varía en función de…
SustanciasSustancias
refractariasrefractarias
SustanciasSustancias
volátilesvolátiles
Gas H y HeGas H y He
La distancia a la estrella en formaciónLa distancia a la estrella en formación
A mayor distancia menor temperaturaA mayor distancia menor temperatura
Las sustancias se agregan enLas sustancias se agregan en
planetesimales de acuerdo a suplanetesimales de acuerdo a su
Temperatura de fusiónTemperatura de fusión
distanciadistancia

17. M en C Rafael GoveaM en C Rafael Govea
La Acreción de planetesimalesLa Acreción de planetesimales
Los planetesimales chocan entre si de manera destructiva,Los planetesimales chocan entre si de manera destructiva,
pero sobretodo constructiva, creciendo y limpiando su órbitapero sobretodo constructiva, creciendo y limpiando su órbita
de cuerpos menores.de cuerpos menores.

18. M en C Rafael GoveaM en C Rafael Govea
La Acreción ocurre entre planetesimalesLa Acreción ocurre entre planetesimales
de órbitas paralelas y muy cercanasde órbitas paralelas y muy cercanas

19. M en C Rafael GoveaM en C Rafael Govea
El emparejamiento en órbitas cercanas…El emparejamiento en órbitas cercanas…

20. M en C Rafael GoveaM en C Rafael Govea
Al principio Choques a baja velocidadAl principio Choques a baja velocidad

21. M en C Rafael GoveaM en C Rafael Govea
Al aumentar su masa crece su fuerza deAl aumentar su masa crece su fuerza de
gravedad, lo que permite la acreción de más…gravedad, lo que permite la acreción de más…

22. M en C Rafael GoveaM en C Rafael Govea
Conforme los planetesimales crecenConforme los planetesimales crecen
Los impactos se hacen cada vez más imponentes.Los impactos se hacen cada vez más imponentes.

23. M en C Rafael GoveaM en C Rafael Govea
conformando los protoplanetas y sus protosatélitesconformando los protoplanetas y sus protosatélites
Los impactos se hacen imponentes.Los impactos se hacen imponentes.

24. M en C Rafael GoveaM en C Rafael Govea
Los protoplanetas fueron bombardeadosLos protoplanetas fueron bombardeados
Los planetesimales al caer liberaban energíasLos planetesimales al caer liberaban energías
equivalentes a millones de bombas nucleares.equivalentes a millones de bombas nucleares.
Los Protoplanetas y sus satélites se formaronLos Protoplanetas y sus satélites se formaron
en estado incandescente (fluido)en estado incandescente (fluido)
DuróDuró ≅≅
40 a40 a
100 Ma100 Ma

25. M en C Rafael GoveaM en C Rafael Govea
Los protoplanetas se diferenciaron en capasLos protoplanetas se diferenciaron en capas
Incluso los planetesimales más grandes se estratificaronIncluso los planetesimales más grandes se estratificaron
en capas de diferente peso específicoen capas de diferente peso específico

26. M en C Rafael GoveaM en C Rafael Govea
Tierra se Estratificó en capas como los demásTierra se Estratificó en capas como los demás
planetas hace 4.53 Gaplanetas hace 4.53 Ga
Tardó unas decenas de MaTardó unas decenas de Ma

27. M en C Rafael GoveaM en C Rafael Govea
Todo termina con un Sistema PlanetarioTodo termina con un Sistema Planetario

28. M en C Rafael GoveaM en C Rafael Govea
En el caso del Sistema Planetario SolarEn el caso del Sistema Planetario Solar
Hace unos 4,600 millones de años

29. M en C Rafael GoveaM en C Rafael Govea
¿Hay Discos Circumestelares o sólo se¿Hay Discos Circumestelares o sólo se
supone su existencia?supone su existencia?
VegaVega
Disco deDisco de
gas ygas y
polvopolvo
Ya conocemos cientos, por ejemplo el de la estrellaYa conocemos cientos, por ejemplo el de la estrella

30. M en C Rafael GoveaM en C Rafael Govea
Nuestro Sol visto desde el IRASNuestro Sol visto desde el IRAS
Incluso en nuestro Sistema SolarIncluso en nuestro Sistema Solar

31. M en C Rafael GoveaM en C Rafael Govea
¿Hay Planetas extrasolares o sólo se supone su¿Hay Planetas extrasolares o sólo se supone su
existencia?existencia?
Si hay. Se han detectado >1500. En 2005 se fotografióSi hay. Se han detectado >1500. En 2005 se fotografió
directamente a un posible planeta de tipo No-terrestredirectamente a un posible planeta de tipo No-terrestre
AlrededorAlrededor
de lade la
estrella GQestrella GQ
LupiLupi
Planeta GQPlaneta GQ
Lupi bLupi b
100 UA100 UA
http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2005/pr-09-05.htmhttp://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2005/pr-09-05.htmll

32. M en C Rafael GoveaM en C Rafael Govea
¿Hay otros SP además del nuestro o sólo se¿Hay otros SP además del nuestro o sólo se
supone su existencia?supone su existencia?
El Sistema 55El Sistema 55
Cancri Tiene 5Cancri Tiene 5
planetas detectadosplanetas detectados
5º planeta5º planeta

33. M en C Rafael GoveaM en C Rafael Govea
¿Hay otros planetas como la Tierra o se supone¿Hay otros planetas como la Tierra o se supone
su existencia?su existencia?
Aún no los hemos detectado.Aún no los hemos detectado.
Pero en el sistema de 6Pero en el sistema de 6
planetas de Gliese 581 se haplanetas de Gliese 581 se ha
encontrado por primera vezencontrado por primera vez
un planeta en zona deun planeta en zona de
habitabilidad:habitabilidad: Gliese581gGliese581g
Es decir hay atmósfera y elEs decir hay atmósfera y el
agua puede estar en estadoagua puede estar en estado
líquidolíquido
ht t p:/ / www.nat ionalgeogr aphic.es/ ciencia/ 100930-new-planet -
discover ed-f ir st -habit able-ear t hike-wat er -gliese-581g-science-
goldilocks

34. M en C Rafael GoveaM en C Rafael Govea
¿Hay otros planetas como la Tierra o se supone¿Hay otros planetas como la Tierra o se supone
su existencia?su existencia?
Recientemente, enRecientemente, en
abril de 2014 seabril de 2014 se
anunció elanunció el
descubrimiento deldescubrimiento del
primer exoplanetaprimer exoplaneta
de tamañode tamaño
terrestre en zonaterrestre en zona
de habitabilidad:de habitabilidad:
Keppler-186fKeppler-186f

35. M en C Rafael GoveaM en C Rafael Govea
¿Cómo era la Tierra recién formada?¿Cómo era la Tierra recién formada?
Estaba cubierta de un océano de magma queEstaba cubierta de un océano de magma que
rápidamente se enfriórápidamente se enfrió
90% M90% M⊕ Atmósfera
reductora

36. M en C Rafael GoveaM en C Rafael Govea
¿Cómo se formó nuestra Luna?¿Cómo se formó nuestra Luna?
1.- Choque de la Prototierra con un1.- Choque de la Prototierra con un
cuerpo del tamaño de Marte (cuerpo del tamaño de Marte (TheiaTheia))
2.- Expulsión del manto de Theia y2.- Expulsión del manto de Theia y
un poco del manto Terrestreun poco del manto Terrestre
3.- Formación de un Disco de acreción3.- Formación de un Disco de acreción
con los escombros del choquecon los escombros del choque
4.- Formación de nuestro satélite4.- Formación de nuestro satélite
Según la Teoría del Gran Impacto de Hartmann y Davis (1975)Según la Teoría del Gran Impacto de Hartmann y Davis (1975). *. *
* Brush, SG (1990)* Brush, SG (1990) Theories of the origin of solar system 1956-1985Theories of the origin of solar system 1956-1985 Reviews of ModernReviews of Modern
PhysicsPhysics 62(1) January62(1) January p.85p.85

37. M en C Rafael GoveaM en C Rafael Govea
Formación del Sistema Tierra-LunaFormación del Sistema Tierra-Luna
Hacia el final de la
formación del sistema
Solar un protoplaneta,
Theia, del tamaño de
Marte, chocó contra la
proto-Tierra del
tamaño de Venus.

38. M en C Rafael GoveaM en C Rafael Govea
Los escombros del choque formaron…Los escombros del choque formaron…
Un disco de acreción de cuyos materiales se conformarónUn disco de acreción de cuyos materiales se conformarón
la Luna y la Tierrala Luna y la Tierra
La atmósfera original se perdióLa atmósfera original se perdió

39. M en C Rafael GoveaM en C Rafael Govea
Formando el Sistema binarioFormando el Sistema binario
Tierra-LunaTierra-Luna

40. M en C Rafael GoveaM en C Rafael Govea
¿Cuál fue la suerte de tener a nuestra gran Luna?¿Cuál fue la suerte de tener a nuestra gran Luna?
El Sistema Tierra-Luna desde laEl Sistema Tierra-Luna desde la
Voyager 1Voyager 1
La Luna estabilizóLa Luna estabilizó
la inclinación della inclinación del
eje de giro de laeje de giro de la
Tierra evitandoTierra evitando
cambios caóticos,cambios caóticos,
bruscos ybruscos y
frecuentes confrecuentes con
efectosefectos
catastróficos encatastróficos en
el clima Globalel clima Global

41. M en C Rafael GoveaM en C Rafael Govea
¿Por qué la Tierra tiene agua?¿Por qué la Tierra tiene agua?
La Tierra se formó enLa Tierra se formó en
una región sin aguauna región sin agua
(sustancia volátil)(sustancia volátil)
Pero una lluvia dePero una lluvia de
cometas desde elcometas desde el
Cinturón de Kuiper yCinturón de Kuiper y
la nube de Oort llevóla nube de Oort llevó
agua a la Tierra haciaagua a la Tierra hacia
la fase final de sula fase final de su
formaciónformación

42. M en C Rafael GoveaM en C Rafael Govea
En poco tiempo geológico la Tierra se desgasó y seEn poco tiempo geológico la Tierra se desgasó y se
enfrió lo suficiente para formar de nuevo…enfrió lo suficiente para formar de nuevo…
Y un océano somero, ácido y poco salino
Una atmósfera más bien neutra rica en CO2 (sin O2)
ht t p:/ / www.univer set oday.com/ 58177/ ear t h-
f or mat ion/
ht t p:/ / www.nyt imes.com/ 2008/ 12/ 02/ science/
02ear t .ht ml?hp&_r =0

43. M en C Rafael GoveaM en C Rafael Govea
¿Cuándo se formaron los oceános?¿Cuándo se formaron los oceános?
Más rápidamente de lo que se creía, según se constata por elMás rápidamente de lo que se creía, según se constata por el
descubrimiento de cristales de zirconio de (Jack Hill, Australia) quedescubrimiento de cristales de zirconio de (Jack Hill, Australia) que
demuestran interacción roca-agua a <100°Cdemuestran interacción roca-agua a <100°C
Entre hace 4.5 y 4.4 MaEntre hace 4.5 y 4.4 Ma

44. M en C Rafael GoveaM en C Rafael Govea
¿Cuáles son las rocas más antiguas¿Cuáles son las rocas más antiguas
conocidas?conocidas?
Evidencia de cortezaEvidencia de corteza
Entre hace 4.5 y 4.4 MaEntre hace 4.5 y 4.4 Ma
Acasta gneiss northernAcasta gneiss northern
Canada 4.03 GaCanada 4.03 Ga

45. M en C Rafael GoveaM en C Rafael Govea
Tierra primitivaTierra primitiva
Muchos
volcanes
Muchos
cráteres
Atmósfera
poco
reductora
Luna más
cercana
Mares
someros
Ciclo del
agua
activo
Sol más
débil

46. M en C Rafael GoveaM en C Rafael Govea
Bombardeo masivo tardío LHBBombardeo masivo tardío LHB
Meteoritos de
100 a 5000
km ∅
Fundió la corteza hasta 1 Km, disipó la atmósfera, hirvió
los mares y esterilizó, eventualmente, a la Tierra.
Cayendo
c/mil ó
10,000 a
Hace 3.9 Ga durante unos 20 a 200 Ma

47. M en C Rafael GoveaM en C Rafael Govea
Eón HadeanoEón Hadeano
GEOL 102 Historical Geology ht t p:/ / www.geol.umd.edu/ ~t holt z/ G102/ 102ar ch1.ht m
Eón Hadeano (hades = infierno) desde laEón Hadeano (hades = infierno) desde la
formación del sistema solar (4.567 Ga) hastaformación del sistema solar (4.567 Ga) hasta
las rocas más antiguas conocidas (Acastalas rocas más antiguas conocidas (Acasta
Gneiss) hace unos 4.03 Ga)Gneiss) hace unos 4.03 Ga)
http://ro.uow.edu.au/smhpapers/554/http://ro.uow.edu.au/smhpapers/554/

48. M en C Rafael GoveaM en C Rafael Govea
Eón ArqueanoEón Arqueano
GEOL 102 Historical Geology ht t p:/ / www.geol.umd.edu/ ~t holt z/ G102/ 102ar ch1.ht m
Eón Arqueano (Eón Arqueano (arque-arque- = viejo) desde el registro= viejo) desde el registro
de las más antiguas rocas sedimentarias biende las más antiguas rocas sedimentarias bien
preservadas (Issua, Groenlandia, hace unospreservadas (Issua, Groenlandia, hace unos
3.8 Ga) hasta hace unos 2.5 Ga cuando devino3.8 Ga) hasta hace unos 2.5 Ga cuando devino
la gran oxigenación de la atmósfera.la gran oxigenación de la atmósfera.
EvidenciaEvidencia
isotópicaisotópica
disputada dedisputada de
VidaVida

49. M en C Rafael GoveaM en C Rafael Govea
Escala del Tiempo TerrestreEscala del Tiempo Terrestre
GEOL 102 Historical Geology ht t p:/ / www.geol.umd.edu/ ~t holt z/ G102/ 102ar ch1.ht m

50. M en C Rafael GoveaM en C Rafael Govea
BibliografíaBibliografía
1)1) Brush, SG (1990)Brush, SG (1990) Theories of the origin of solar system 1956-1985Theories of the origin of solar system 1956-1985 Reviews of Modern PhysicsReviews of Modern Physics 62(1) January62(1) January
p. 43-112p. 43-112

51. M en C Rafael GoveaM en C Rafael Govea
¿Hay otros Sistemas Planetarios además del¿Hay otros Sistemas Planetarios además del
nuestro o sólo se supone su existencia?nuestro o sólo se supone su existencia?
Si los hay.Si los hay.
Incluso, detectadosIncluso, detectados
en estado deen estado de
formación comoformación como
Épsilon EridaniÉpsilon Eridani
ht t p:/ / www.spit zer .calt ech.edu/ images/ 1962-ssc2008-19b-Young-Solar-Syst em-in-t he-Making