Respuesta corta: Debido a que la masa es atraída por mí, y cuanto más cercanas son las masas, más altas son atraídas entre sí. No necesitas ninguna regla adicional.
Respuesta larga: si tiene una nube de gas, incluso si es perfectamente uniforme, entonces cualquier masa posicionada, por ejemplo, en la capa externa de la nube será atraída por todas las otras masas de la nube . Por lo tanto, esta masa comenzará a acelerarse en la dirección del centro de masa de la nube. Como todas las masas de todas las capas externas siguen esta regla, la nube comenzará a colapsarse. A medida que se colapsa, la densidad aumentará, y la distancia entre las masas disminuirá, y por lo tanto, la atracción gravitacional también aumentará, acelerando el colapso.
Un anillo no es estable. Puedes pensar en los anillos de Saturno. Todas las masas de estos anillos están sujetas a pseudo-fuerza centrífuga y a la gravedad. Si todas las masas tuvieran un equilibrio perfecto entre estas dos fuerzas y no se atrajeran entre sí, entonces los anillos podrían durar para siempre. Pero si interactúan entre sí (ya sea por sus propios tirones gravitacionales o por colisión), entonces comienzan a agregarse y a formar “fragmentos” más grandes. Si dos trozos chocan, también pueden convertirse en partes más pequeñas. Pero a medida que crecen los trozos, comienzan a tener un campo gravitacional más fuerte y, por lo tanto, atraen más masa, etc.
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Vista artística de agregados helados en los anillos de Saturno – Anillos de Saturno – Wikipedia
Imagen de Cassini de una brecha en los anillos de Saturno con perturbaciones gravitacionales inducidas por el paso de Daphnis – Anillos de Saturno – Wikipedia
Entonces, hay un ciclo constante de agregación / destrucción / perturbación, lo que significa que al final, casi toda la masa se agregará (lunas, lunares, asteroides …) o se expulsará del anillo o en la atmósfera del planeta.
Se cree que sucedió algo similar durante la formación del sistema solar. Una gran nube de polvo en forma de anillo (llamada disco Protoplanetario ) estaba dando vueltas alrededor del Sol y terminó uniéndose en pequeños agregados. A medida que estos agregados ganaban masa, atraían más y más polvo, aumentando su masa, aumentando la atracción gravitacional y extendiéndola más y más, fusionándose con otros agregados grandes, etc.
Atacama imagen de matriz milimétrica grande del disco protoplanetario HL Tauri – Disco protoplanetario – Wikipedia
Disco protoplanetario Elias 2–27 – Disco protoplanetario – Wikipedia
Anillos concéntricos alrededor de la joven estrella HD 141569A – Disco protoplanetario – Wikipedia
Para cualquier masa que viaje al Sol, si va demasiado rápido se escapará del sistema solar. Si va demasiado lento, “chocará” con el Sol. Y si rodea al Sol en una órbita elíptica, interactuará con otras masas que orbitan alrededor del Sol, ya sea terminando fusionándose en un trozo más grande o modificando la órbita de los demás.