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R L Leonard C A Glassgold Biografía y Hechos

La hipótesis nebular' es el modelo más ampliamente aceptado en el campo de cosmología para explicar la formación y evolución del sistema solar. Se sugiere que el sistema solar se formó a partir de material nebuloso en el espacio. Hay pruebas de que se propuso por primera vez en 1734 por Emanuel Swedenborg.[1]​[2]​[3]​ Originalmente aplicado a nuestro propio sistema solar, este proceso de formación de sistemas planetarios ahora se cree que está en todo el universo.[4]​ La variante moderna ampliamente aceptada de la hipótesis nebular es el modelo de disco nebular solar (SNDM por sus siglas en inglés) o, simplemente, modelo nebular solar.[5]​ Esta hipótesis nebular ofreció explicaciones para una variedad de propiedades del sistema solar, incluyendo las órbitas casi circulares y coplanares de los planetas, y su movimiento en la misma dirección que la rotación del Sol. Algunos elementos de la hipótesis nebular se repiten en las modernas teorías de formación planetaria, pero la mayoría de los elementos han sido remplazados. De acuerdo con la hipótesis nebular, las estrellas se forman de nubes masivas y densas de hidrógeno molecular - nube molecular gigante (NMG por sus siglas en inglés). Son gravitacionalmente inestables, y la materia se funde dentro de ellos para hacer cúmulos más pequeños y densos, que luego giran, colapsan, y forman estrellas. La formación estelar es un proceso complejo, que siempre produce un disco protoplanetario gaseoso alrededor de la joven estrella. Esto puede dar a luz a planetas en ciertas circunstancias, las cuales no son muy conocidas. Así, la formación de sistemas planetarios se cree que es un resultado natural de la formación de estrellas. Una estrella como el Sol suele tardar aproximadamente 1 millardo de años en formarse, con el disco protoplanetario evolucionando hacia un sistema planetario en los próximos 10-100 millones años.[4]​ El disco protoplanetario es un disco de acreción que se alimenta de la estrella central. Inicialmente es muy caliente, más tarde el disco se enfría en lo que se conoce como la etapa de estrellas T Tauri; aquí, la formación de los pequeños granos de polvo hechos de rocas y hielo son posibles. Los granos, finalmente, pueden coagularse en-kilómetros de tamaño planetesimal. Si el disco es lo suficientemente masivo, las acumulaciones descontrolables comienzan, resultando en una rápida - de 100 000 a 300 000 años - formación de la Luna hasta embriones planetarios del tamaño de Marte. Cerca de la estrella, los embriones planetarios pasan por una etapa de fusiones violentas, produciendo unos pocos planetas terrestres. La última etapa dura aproximadamente de 100 millones hasta mil millones (un millardo) de años.[4]​ La formación de un planeta gigante es un proceso más complicado. Se cree que ocurre más allá de la conocida línea de congelación, en donde los embriones planetarios principalmente están hechos de diferentes tipos de hielo. Como resultado, son varias veces más masivos que en la parte interior del disco protoplanetario. Lo que sigue después de la formación del embrión no está completamente claro. Algunos embriones parecen seguir creciendo y finalmente alcanzan entre 5 y 10 masas de la Tierra - el valor del umbral de la Tierra, el cual es necesario para comenzar la acumulación de los gases hidrógeno - helio desde el disco. La acumulación de gas en el núcleo es inicialmente un proceso lento, que se prolonga durante varios millones de años, pero después de la formación de protoplaneta alcanza cerca de 30 masas terrestres se acelera y avanza de manera descontrolada. Júpiter - y Saturno - se cree que son planetas que acumularon la mayor parte de su masa durante solo 10 000 años. La acumulación se detiene cuando se agota el gas. Los planetas formados pueden migrar largas distancias durante o después de su formación. Gigantes de hielo, como Urano y Neptuno se cree que son núcleos fallidos, que se formaron demasiado tarde cuando el disco casi había desaparecido.[4]​ Historia Hay evidencia de que la hipótesis nebular fue propuesta por primera vez en 1734 por Emanuel Swedenborg.[1]​[6]​ Immanuel Kant, que estaba familiarizado con el trabajo de Swedenborg, desarrolló la teoría más adelante en 1755, cuando Kant publicó su "Historia Natural Universal y Teoría de los Cielos", en la que argumentaba que las nubes gaseosas, nebulosas, giran lentamente, colapsan gradualmente y se aplanan debido a la gravedad, formando finalmente estrellas y planetas.[5]​ Un modelo similar fue desarrollado independientemente y propuesto en 1796 por Pierre-Simon Laplace[5]​ en su Exposición del sistema del mundo. Tuvo la visión de que el Sol tenía originalmente una atmósfera caliente extendida por todo el volumen del sistema solar. Su teoría contó con una contracción y refrigeración de la nube protosolar - la nebulosa protosolar. Como este enfrió y se contrajo, se aplanó y giró más rápido, arrojando (o desprendiendo) una serie de anillos gaseosos de material; y de acuerdo con él, los planetas se condensaron a partir de este material. Su modelo era similar al de Kant, excepto que era más detallado y en una menor escala.[5]​ Mientras que el modelo nebular de Laplace dominó en el siglo XIX, se encontraron con una serie de dificultades. El problema principal era la distribución del momento angular entre el Sol y los planetas. Los planetas tienen el 99 % del momento angular, y este hecho no puede ser explicado por el modelo nebular.[5]​ Como resultado, esta teoría de la formación de planetas fue abandonada en gran medida al comienzo del siglo XX. La caída del modelo de Laplace estimuló a los científicos a encontrar un reemplazo para este. Durante el siglo XX se propuesieron muchas teorías como la 'teoría de planetesimal' 'de Thomas Chamberlin y Forest Moulton (1901), el 'modelo de la marea' de Jeans (1917), el modelo de acreción de Otto Schmidt (1944), la teoría del protoplaneta de William McCrea (1960) y, finalmente, la teoría de la captura de Michael Woolfson.[5]​ En 1978, Andrew Prentice resucitó las ideas laplacianas iniciales sobre la formación de planetas y desarrolló la "teoría de Laplace moderna".[5]​ Ninguno de estos intentos fueron completamente exitosas y muchas de las teorías propuestas eran rechazadas. El nacimiento de la teoría moderna ampliamente aceptada de la formación planetaria - el modelo de disco nebular solar (SNDM por sus siglas en inglés): se puede remontar al astrónomo soviético Víctor Safronov.[7]​ Su libro 'Evolución de la nube protoplanetaria y la formación de la Tierra y los planetas',[8]​ traducida al inglés en 1972, tuvo un efecto duradero en la manera como los científicos pensaban acerca de la formación de los planetas.[9]​ En este libro casi todos los principales problemas del proceso de formación planetaria fueron formulados y algunos de ellos resueltos. Las ideas de Safronov se desarrollaron aún más en las obras de George Wetherill, quien descubrió la "acreción descontrolada".[5]​ Mientras que originalmente se apl.... Descubre los libros populares de R L Leonard C A Glassgold. Encuentra los 100 libros más populares de R L Leonard C A Glassgold