En cosmología, el ” Modelo de Nebulosa Solar ” es el modelo más ampliamente aceptado que explica la formación y evolución de nuestro sistema solar y solar. Este modelo se está aplicando ahora a la formación de estrellas y planetas en todo el universo. Según el modelo de nebulosa, las estrellas se forman en nubes masivas y densas de hidrógeno. Cuando una región densa al azar dentro de las nubes atrae suficiente materia, comienza a colapsar bajo su propia gravedad.
El centro de la protostar sigue creciendo más denso y más caliente hasta que comienza la fusión termonuclear .
Ahora nace una nueva estrella.
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Los átomos de hidrógeno comienzan a combinarse para formar átomos de helio, lo que libera la energía que hace que la estrella comience a brillar .
Aquí hay una explicación más detallada de la formulación en estrella:
- Una nube interestelar normalmente tiene varios años luz de diámetro. Un pequeño grupo aleatorio en la nube hace que comience una contracción. El grupo comienza a crecer y finalmente produce un proceso de fuga.
- Inicialmente, la mayoría de los movimientos de las partículas de la nube son aleatorios, pero la nebulosa tiene una rotación general neta. A medida que avanza el colapso, la velocidad de rotación de la nube más pequeña aumenta gradualmente debido a la conservación del momento angular que debe mantenerse . (La energía rotacional neta del polvo y otros materiales se transfiere a la pequeña nube recién formada, lo que hace que gire más rápido).
- El colapso gravitacional es mucho más eficiente a lo largo del eje de rotación , por lo que la bola giratoria se colapsa en un disco delgado con un diámetro de aproximadamente 200 UA (una unidad astronómica es la distancia de la tierra al sol) con la mayor parte de la masa concentrada cerca del centrar.
- A medida que la nube se contrae, su energía potencial gravitacional se convierte en energía cinética de las partículas de gas individuales. Las colisiones entre partículas convierten esta energía en calor. La nebulosa solar se calienta más en el centro, donde la mayor parte de la masa se condensa para formar el proto-sol (la nube de gas caliente que eventualmente se convierte en el sol).
- En algún momento, la temperatura central aumenta a unos 10 millones de grados K. Las colisiones entre los átomos son tan violentas que comienzan las reacciones nucleares. En este punto, un sol nace como una nueva estrella.
- ¿Qué evitó un mayor colapso estelar?
A medida que aumentaban la temperatura y la densidad centrales, también aumentaba la presión interna que resultaba en una fuerza que empujaba hacia afuera. Después de 50 millones de años, la nueva estrella alcanzó un equilibrio entre las fuerzas gravitacionales que empujan hacia adentro y la presión interna que empuja hacia afuera. Este equilibrio de fuerzas determinó el diámetro de la estrella. - La formación de estrellas es un proceso complejo, que siempre produce un disco protoplanetario gaseoso alrededor de la estrella joven. Una estrella similar al sol generalmente tarda unos 100 millones de años en formarse.
El disco protoplanetario es un disco de acreción que procede a alimentar masa a la estrella central. Inicialmente muy caliente, el disco luego se enfría formando pequeños granos de polvo de pequeñas rocas y hielo. Estos granos eventualmente se coagulan en planetesimales del tamaño de un kilómetro.
Si el disco es lo suficientemente masivo, comienza la acumulación desbocada, lo que resulta en la formación rápida (100,000 a 300,000 años) de embriones planetarios del tamaño de la luna. Cerca de la estrella, los embriones planetarios pasan por una etapa de violentas fusiones, produciendo unos pocos planetas del tamaño de la Tierra. Esta última etapa lleva alrededor de 100 millones a mil millones de años.
El proceso de un disco de acreción formando planetas es muy diferente de un disco de acreción que rodea un agujero negro. En el contexto del planeta, la acumulación se refiere al proceso de granos de polvo y hielo enfriados y solidificados que orbitan alrededor de la protoestrella colisionando y pegándose y creciendo gradualmente. Esto incluye las colisiones de alta energía entre planetesimales considerables que se combinan para formar planetas cada vez más grandes.
El proceso de formación de estrellas da como resultado discos de acreción gaseosa tipo planeta alrededor de todos los embriones estelares jóvenes. Alrededor de un millón de años, el 100% de todas las estrellas tienen discos de acreción. Esta conclusión es apoyada por los discos gaseosos y polvorientos observados alrededor de las protoestrellas, así como por el análisis teórico.
