TEMA: NUESTRO LUGAR EN EL UNIVERSO

I.-EL UNIVERSO EN LA ANTIGUEDAD

Resulta fácil imaginar que una de las primeras preguntas que el ser humano se hizo cuando tuvo conciencia de sí mismo debió de ser qué representaban los cuerpos brillantes que veía en el cielo durante las noches despejadas. Su curiosidad le llevó a observar que algunos de estos astros, los planetas (errantes), cambiaban de posición de una noche a la siguiente, mientras que otros, las estrellas, parecían inmóviles.

Surgió así la astronomía como ciencia dedicada a realizar las mediciones que permitirían describir los fenómenos observados en el cielo y las causas que los provocaban.

Las primeras teorías eran geocéntricas, estas señalaban que la Tierra era el centro del universo, y en torno a ella giraban los astros cuyo movimiento se observaba. Salvo excepciones (Aristarco de Samos), estas teorías se mantuvieron hasta el siglo XVI, época en la que empezaron a abrirse paso las teorías heliocéntricas que consideraban que el Sol era el centro del universo y en torno a él giraban los demás astros.

I.1.- Astronomía antigua

En la antigüedad clásica se conocían siete astros que se movían sobre el fondo estrellado: el Sol, la Luna, Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno (los cinco últimos presentaban un movimiento irregular cuando se les observaba durante largos períodos de tiempo). Se estudia su movimiento analizando las variaciones que experimentaba su brillo a lo largo del tiempo: el brillo aumentaba cuando estaban más próximos. En un momento, Marte parecía invertir su movimiento y retrocedía en el cielo; este efecto se conocía como movimiento retrógado.

Eudoxio de Cnidos (390-337 a.C), discípulo de Platón, imaginó el Universo constituido por 27 esferas concéntricas que giraban en torno a la Tierra. La esfera más externa correspondía a la bóveda celeste en la que estaban fijas las estrellas.

Aristóteles (384-322 a.C) supuso la existencia, más allá de la esfera donde estaban las estrellas, del móvil primario que haría girar la bóveda celeste con ritmo regular y que lo consideraba de origen divino.

Aristarco de Samos (310-230 a.C) hizo mediciones precisas para investigar la naturaleza de los astros y, sin tener en cuenta las especulaciones filosóficas de Aristóteles, estableció por primera vez el modelo del Universo heliocéntrico: afirmó que el Sol era mucho mayor que la Tierra y que esta, junto con los demás planetas giraban a su alrededor en órbitas de distintos radios y velocidades. Supuso además que la Tierra también giraba alrededor de sí misma, tenía por tanto, dos movimientos: uno de rotación con periodicidad diaria y otro de traslación con periodicidad anual.

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La teoría heliocéntrica de Aristarco fue rechazada frente a las geocéntricas por dos razones:

• Se oponía a la idea filosófica indiscutible de que la Tierra era el centro del universo.

• Si era cierta, una misma estrella, dependiendo de la posición de la Tierra en su giro en torno al Sol, debería verse en distintas posiciones del fondo celeste. Este fenómeno, conocido como paralaje estelar, no había sido observado por ningún astrónomo conocido y debía ser evidente con las estrellas más próximas a la Tierra. Aristarco justificó la no observación por el hecho de que todas las estrellas se encontraban muy alejadas de la Tierra. (Hasta el siglo XIX, mediante las observaciones precisas de Bessel, no se demostró la existencia del fenómeno de paralaje estelar)

Eratóstenes (276-194 a.C) realizó mediciones bastante aproximadas para establecer la esfericidad de la Tierra y calcular con gran precisión el perímetro y el radio terrestres.

Hiparco de Nicea (190-120 a.C), matemático y astrónomo, elaboró el primer mapa estelar, un catálogo que contenía cerca de 850 estrellas.

I.2.-El modelo geocéntrico de Ptolomeo

Claudio Ptolomeo (100-170 d.C) fue uno de los astrónomos que más contribuyó al mantenimiento de las teorías geocéntricas. Elaboró un complejo modelo geométrico que permitía dar una explicación a las distancias cambiantes entre la Tierra y los planetas, manteniendo la inmovilidad de aquella y su posición como elemento central del universo.

Imaginó que los planetas giraban alrededor de la Tierra describiendo pequeñas órbitas circulares a las que llamó epiciclos, cuyo centro se desplazaba describiendo una órbita circular alrededor de la Tierra, a la que denominó deferente.

Ambos giros, el del epiciclo y el de la deferente, podían tener velocidades, direcciones y radios independientes, lo que explicaba las irregularidades observadas en el movimiento de los planetas, concretamente explicaba el movimiento retrógado.

Tuvieron que pasar 1300 años para que se recuperase el modelo heliocéntrico de Aristarco de Samos gracias a Copernico.

I.3.- El modelo heliocéntrico de Copérnico

Nicolás Copérnico ideó un modelo matemático mucho más simple que el de Ptolomeo que permitía explicar los datos conocidos acerca del movimiento de los astros. Planteó un sistema heliocéntrico, con el Sol en el centro del universo, los planetas girando a su alrededor y la Luna girando alrededor de la Tierra. La gran ventaja del modelo copernicano era su sencillez.

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Suponía también la existencia de una esfera inmóvil en la que se localizaban las estrellas que estaban fijas; explicó que su movimiento aparente era consecuencia de la rotación de la Tierra. Como también lo era el movimiento retrógrado de los planetas.

También llegó a establecer datos bastante precisos de los períodos orbitales de los planetas alrededor del Sol.

El sistema heliocéntrico tardó más de un siglo en ser aceptado.

Tycho Brahe (1546-1601) no aceptó el modelo copernicano y propuso un modelo en el que la Luna y el Sol giraban alrededor de la Tierra y el resto de planetas lo hacían alrededor del Sol. Aunque estaba equivocado Brahe dejó un importante legado acerca de la posición y el movimiento de los planetas. Su discípulo, Kepler, tomó dichos datos para perfeccionar la teoría de Copérnico dando lugar a tres leyes.

Galileo Galilei (1564-1642) perfeccionó el telescopio (inventado por el holandés Lippershey) y lo utilizó para realizar observaciones astronómicas, lo que le permitió obtener pruebas indiscutibles de la exactitud del sistema de Copérnico. Observó satélites girando alrededor de Júpiter, manchas en el Sol, fases en Venus y zonas claras y oscuras en la Luna. Sin embargo, se opuso a las órbitas elípticas apuntadas por Kepler dado que para él, el círculo era la curva perfecta.

Sus ideas le acarrearon problemas con la inquisición y abjuró de ellas.

II.- LA CINEMÁTICA DE LOS PLANETAS: Las leyes de Kepler

Johanes Kepler (1571-1630) describió el movimiento de los planetas al tratar de relacionar los datos observados por Brahe con el modelo heliocéntrico de Copérnico. Como consecuencia, enunció las tres leyes del movimiento planetario o leyes de Kepler que representan una descripción cinemática del Sistema Solar:

1ª Ley o Ley de las órbitas: Todos los planetas se mueven en órbitas elípticas alrededor del Sol, ocupando éste uno de sus focos.

2ª Ley o Ley de las áreas: El vector de posición de cada planeta respecto al Sol barre áreas iguales en tiempos iguales (velocidad areolar constante).

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3ª Ley o Ley de los periodos: Los cuadrados de los períodos de revolución de los planetas en su movimiento alrededor del Sol son proporcionales a los cubos de los semiejes mayores de sus órbitas.

(constante)

Donde a es el semieje mayor de la elipse y T es el periodo de traslación del planeta.

Estas leyes son sólo empíricas, se deducen de las observaciones experimentales.

III.- LA DINÁMICA DE LOS PLANETAS: La ley de Gravitación Universal

Los estudios de Kepler permitieron describir el movimiento de los planetas pero se desconocía cúal era la causa que les obligaba a realizar ese movimiento orbital. Científicos de la época, como Hooke y Halley, supusieron que era debida a una fuerza atractiva ejercida por el Sol, cuyo valor dependía del cuadrado de la distancia al planeta, Kepler llegó a suponer que esa fuerza era de tipo magnético.

Newton fue quien encontró la respuesta. Partiendo de las leyes de Kepler llegó a determinar la existencia de la ley de la gravitación universal, con la cual explica no solo que el Sol atrae a los planetas con una fuerza cuyo valor varía inversamente con el cuadrado de la distancia y que es la responsable de su movimiento, sino que la interacción gravitatoria es una acción a distancia.

La idea genial de Newton con respecto a la gravitación fue establecer que la fuerza responsable del movimiento de los planetas era del mismo tipo que la fuerza responsable de que los cuerpos caigan al suelo cuando se dejan libres. La fuerza gravitatoria no se establece solo entre el Sol y los planetas, sino que se pone de manifiesto entre dos cuerpos cualesquiera.

Enunciado de la ley de la Gravitación Universal:

“Dos cuerpos cualesquiera se atraen el uno al otro con una fuerza cuyo módulo es directamente proporcional al producto de sus masas e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que los separa; su dirección es la de la línea que une ambos cuerpos, y su sentido es de uno al otro”

En esta expresión M y m son las masas de los cuerpos, G es la constante de gravitación universal G = 6.67·10-11 Nm2/kg2, y r es la distancia entre los centros de los cuerpos.

IV.- COSMOLOGÍA

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Es la ciencia que estudia la estructura del universo, su origen, su evolución y su futuro.

El universo es un inmenso vacío en el que hay millones de galaxias. En cada galaxia hay millones de estrellas, planetas y nebulosas (gas y partículas sólidas llamadas polvo).

Su composición química es

La parte no visible del Universo se denomina materia oscura (no se detecta porque no emite radiación) y hoy se cree que constituye el 90 % del universo.

El Universo se originó hace 13700 millones de años en una gran explosión (Teoría del Big Bang).

IV.1.- Las distancias en el universo

Unidad Astronómica (UA)

Es la distancia que separa la Tierra del Sol: unos 150 millones de kms. La UA se utiliza para establecer distancias en el Sistema Solar, por ejemplo entre planetas.

 

Año-Luz

Es una unidad de longitud empleada en astronomía para medir grandes distancias, más allá del Sistema Solar. Es igual a la distancia recorrida por la luz en un año solar medio.El año luz no es una unidad de tiempo, sino de longitud. Tomando para la velocidad de la luz un valor de 300.000 km/s, un año luz equivale en números redondos a 9.461.000.000.000 km (algo menos de 10 billones de km) Algunos ejemplos:- La luz tarda 8 minutos en viajar desde el Sol hasta la Tierra. - Nuestra galaxia, la Vía Láctea, tiene 100 000 años luz de diámetro- La estrella más próxima a la Tierra después del Sol es Alfa Centauri a 4,2 años luz

IV.2.- Origen del universo. Teoría del Big Bang

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La Teoría de la Gran Explosión (Big Bang) o Modelo Estándar se basa en la Teoría de la Relatividad General de Einstein de 1915.

Describe la expansión del Universo a partir de un estado inicial extremadamente caliente y denso con propiedades desconocidas (singularidad) donde todo lo que compone el Universo actual estaba comprimido en un punto muy pequeño (infinitesimal). Ese punto concentraba toda la materia, la energía y el espacio-tiempo. Antes del Big-Bang no había ni "fuera" ni "antes".

Al principio la gran expansión pasó por una fase de crecimiento muy rápido (Fase Inflacionaria). Al expandirse, las fluctuaciones de densidad (habría zonas con más materia), dieron lugar a regiones de densidad mayor en las que la materia se agrupó en estrellas, galaxias y otros objetos.

IV.2.1.- Pruebas del Big Bang

● Efecto Doppler

El efecto Doppler es el cambio de frecuencia de las ondas, ya sean sonoras, luminosas o de cualquier otro tipo, cuando el emisor de las ondas se acerca o se aleja del observador.

Las ondas de luz emitidas por las galaxias presentan una desviación hacia el rojo, lo que indica que se alejan de nosotros.

 

● Enfriamiento del Universo

En 1948, Alpert, Herman y Gamow calcularon la temperatura del universo en 3 K.

En 1965 Penzias y Wilson descubrieron con una antena, la radiación cósmica de fondo, una radiación electromagnética correspondiente a un cuerpo que se encuentra , precisamente, a 3 K.

Esta radiación cósmica de fondo es responsable de la mala recepción en la señal de televisión ocasionalmente.

IV.3.- Futuro del universo

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Existen cuatro hipótesis acerca de la evolución del Universo:

→ Si el Universo tuviera gran cantidad de materia, la fuerza de la gravedad acabaría por detener la expansión y daría lugar al Big Crunch. Sería un universo cerrado.

→ Si no tuviera suficiente materia, la expansión continuaría indefinidamente. Se trata de un universo abierto.

→ Actualmente se cree que el universo es plano, en equilibrio entre abierto y cerrado que se expandirá por siempre, cada vez a ritmo más lento.

→Finalmente otra posibilidad consiste en que la expansión se acelere. Las supernovas observadas en galaxias lejanas en 1998 parecían un 20% más débiles de lo que sería de esperar si el universo fuera plano o abierto.

V. LA MATERIA VISIBLE DEL UNIVERSO

V.1.- LAS GALAXIAS

Las galaxias son acumulaciones de materia en el Universo, formadas por estrellas, planetas, otros cuerpos y materia interestelar unidos por la fuerza de la gravedad

- Se conocen unas 100.000 galaxias. - Cada una puede contener entre 100.000 a 3 billones de estrellas. - Un ejemplo de galaxia es la Vía Láctea.

Tipos de Galaxias

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Galaxias espirales: poseen un núcleo central abultado y repleto de estrellas y varios brazos espirales.

Galaxias espirales barradas: Son una variedad de galaxia espiral que posee una estructura en forma de barra que atraviesa el núcleo. Parece como si la "barra" rotara como un solo cuerpo sólido.

Galaxias lenticulares: A medio camino entre una galaxia elíptica y una espiral. Tienen forma de disco.

Galaxias elípticas: poseen forma esférica u ovalada, con muchas estrellas que están llegando al final de su vida.

Galaxias irregulares: No poseen una forma definida, se trata de agrupaciones irregulares de estrellas y nebulosas.

La vía Láctea

- Galaxia espiral

- Contiene unos 200.000 millones de estrellas. Una de esas estrellas es el Sol

- Diámetro: 120.000 años luz. Espesor: 7.000 años luz

- El Sistema Solar se encuentra en uno de los brazos de la espiral (en el brazo de Orión) a 30.000 años luz del centro galáctico

- El Sistema Solar da una vuelta a la galaxia cada 225 millones de años

 

V.2. LAS ESTRELLAS

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- Una estrella es una esfera formada principalmente por hidrógeno y helio que genera constantemente energía en su interior mediante reacciones termonucleares. La energía se emite al espacio en forma de radicación electromagnética (principalmente luz), neutrinos y viento estelar (flujo de protones de alta energía).

- Equilibrio entre fuerza gravitatoria (tiende a mantener unida la estrella) y la presión de radiación (tiende a separarla).

– Muchas estrellas forman parte de cúmulos estelares.

– La mitad de las estrellas pertenecen a sistemas binarios o múltiples. Ejemplos de sistema binarios o estrellas dobles son las Cefeidas. Ejemplo de estrellas múltiples: Lira.

– La estrella más próxima al Sol es Alfa Centauri. Un sistema de 3 estrellas situado a 4,2 millones de años luz de la tierra.

- Algunas estrellas importantes:

Estrella Polar (Constelación de Osa Menor).Vega (Constelación de Lira) situada a 26 años luz. Sirio (Constelación del Can Mayor). Rigel y Betelgeuse (Constelación de Orión). Aldebarán (Constelación de Tauro) situada a 53 años luz de la Tierra y una luminosidad 90 veces la del Sol. Algol (Constelación de Perseo) que en realidad es un sistema doble. Arturo (Constelación del Boyero) con un diámetro 22 veces mayor que el Sol. Antares (Constelación del Escorpión). Se trata de una gigante roja.  

 

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Origen de las estrellas

- Nacen en nubes moleculares de enormes dimensiones constituidas en su mayor parte por hidrógeno (H2)

- La masa de una sola nube puede dar origen a muchísimas estrellas como el Sol.

- Una estrella se forma a partir de fragmentos de la nube molecular que comienzan a contraerse y a girar por acción gravitatoria hasta que alcanza la densidad de una estrelladando lugar a una protoestrella. Durante este proceso, la protoestrella seguirá ganando masa procedente de la nube molecular.

- La rotación de la protoestrella hace que se desarrolle en órbita un disco de materia que puede dar lugar a un sistema planetario.

- Con el tiempo, la protoestrella comienza a hacerse visible (se enciende). En estrellas del tamaño del Sol esto sucede 1 millón de años después de inciarse el colapso gravitatorio.

- 10 millones de años después, la estrella alcanza la temperatura suficiente para que se inicien las reacciones termonucleares en su interior.

- La formación de un sistema planetario a su alrededor requiere de otros 100 millones de años más.

Evolución de una estrella

- Se puede decir que a excepción del hidrógeno, que era el elemento químico en los inicios del Universo, el resto de los elementos químicos se han originado en las estrellas.

- La evolución de una estrella va a depender de su masa inicial.

- La masa de una estrella no cambia mucho a lo largo de su vida (la fuerza de la gravedad es similar), lo que cambia es la presión de radiación.

 

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Etapas

A.- Etapa inicial (Secuencia principal)

Durante esta fase de su vida, la energía se obtiene a partir de reacciones termonucleares de fusión usando hidrógeno como combustible. Los núcleos de hidrógeno se fusionan (fusión nuclear) y dan lugar a helio.

La duración de esta etapa va a depender del tamaño de la estrella (y de la cantidad de H que tenga en su núcleo). Una estrella del tamaño del Sol durará unos 10.000 millones de años en esta fase. Una estrella 10 veces mayor que el Sol estará en esta fase sólo unos 100 millones de años ya que consume el H a mayor velocidad.

Cuando la estrella agota casi todo el H de su núcleo no puede mantener las reacciones termonucleares y se hunde bajo su propio peso. Como consecuencia se calienta más y es capaz de fusionar el He para dar carbono; cuando se agote el He, fusionará el carbono para dar oxígeno.

B.- Fase de gigante y supergigante roja

A partir de aquí, hay dos posibles caminos dependiendo de la masa de la estrella.

 Las de masa baja e intermedia:

Éstas no consiguen fusionar los átomos de C y O en elementos más pesados y la fusión del hidrógeno en helio y del helio en carbono y oxígeno se extiende a capas cada vez más superficiales.

La estrella se expande y se vuelve más fría y luminosa, proceso que la convierte en una gigante roja. En el caso del Sol, cuando llegue a esta fase, su tamaño superará al de la órbita de la Tierra.

La dilatación de la envoltura continúa hasta que el núcleo de carbono y oxígeno pierde el control sobre ella y se expande libre en el espacio formando una nebulosa planetaria (nube de gas y polvo) y su núcleo se convierte en una enana blanca que se irá enfriando progresivamente.

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Si se trata de estrellas de gran masa (entre 6 y 10 veces la del Sol) el proceso es muy parecido pero mucho más rápido.

En este caso, la estrella se convierte en una supergigante roja.

Debido a la enorme gravedad de la estrella, el helio seguirá fusionándose convirtiendo el He en carbono, el carbono en neón, el neón en oxígeno, el oxígeno en silicio y finalmente, el silicio en hierro. Cuando se agota el combustible, desaparece la fuerza de radiación que mantenía a la estrella y se produce una implosión seguida de una explosión (supernova) con una luminosidad tal que puede eclipsar a la galaxia donde se encuentre. Esta explosión da lugar a la formación de elementos pesados como el uranio.

El colapso se detendrá o continuará dependiendo de la masa del núcleo:

- Si el núcleo de la estrella no supera las 8-10 veces la masa del Sol, el colapso se detendrá y la temperatura será tan alta que la materia se convierte en un amasijo de sus componentes más simples: protones, neutrones y electrones, originando una estrella de neutrones o púlsar. Poseen una enorme densidad y emiten luz de forma intermitente como si fueran faros.

- Si el núcleo de la estrella es mayor de 10 veces la del Sol, nada puede detener su colapso, que continuará hasta que su densidad se vuelva infinita y se convierta en un agujero negro. La fuerza de atracción de un agujero negro es tan grande que ni la luz puede escapar.

 V.3.- LOS PLANETAS

Son cuerpos que carecen de luz propia y describen una órbita generalmente elíptica y de poca excentricidad alrededor de una estrella.El brillo de los planetas se debe al hecho de que reflejan la luz que les llega desde la estrella alrededor de la cual orbitan Actualmente se conocen alrededor de 250 planetas extrasolares (exoplanetas) orbitando alrededor de otras estrellas. La mayoría tienen masas comparables a la de Júpiter.  

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VI.- EL SISTEMA SOLAR

El Sistema Solar tiene un radio de unas 1.000.000 UA y la siguiente composición:

* Sol: es una estrella enana y amarilla, formada por hidrógeno y helio, en su interior se alcanzan los 15 millones de grados centígrados. Concentra el 98% de la masa del sistema solar.

* Los planetas: son cuerpos celestes que orbitan alrededor del Sol. Carecen de luz propia (reflejan la del Sol). Sus órbitas se hallan todas en un mismo plano (eclíptica). Describen un movimiento de traslación (alrededor del Sol) y otro de rotación (sobre sí mismos). Según su composición se clasifican en:

→ interiores o terrestres (Mercurio, Venus, la Tierra y Marte) → exteriores o gigantes (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno)

* Los planetas enanos: Esta nueva categoría inferior a planeta la creó la Unión Astronómica Internacional en agosto de 2006. Se trata de cuerpos cuya masa les permite tener forma esférica, pero no es la suficiente para haber atraído o expulsado a todos los cuerpos a su alrededor y que no son satélites de un planeta u otro cuerpo no estelar. Plutón, Ceres, Eris y Xena están dentro de esta categoría.

* Satélites: cuerpos celestes que giran en torno a los planetas.

* Asteroides: Los asteroides son objetos rocosos y metálicos que orbitan alrededor del Sol pero que son demasiado pequeños para ser considerados como planetas. Se conocen como planetas menores. Se encuentran, sobre todo en el cinturón de asteroides, entre Marte y Júpiter.

* Cometas: pequeños cuerpos celestes que orbitan más allá de Neptuno, en el cinturón de Kuiper. Formados por hielo y partículas de polvo.

* Meteoritos: Son partículas generalmente pequeñas (5 a 10 cm la mayoría) que procedentes del espacio, caen a la Tierra.

Al entrar en la atmósfera la fricción hace que se calienten y entren en ignición emitiendo luz produciendo un meteoro o estrella fugaz.

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VI.1.- FORMACIÓN DEL SISTEMA SOLAR

Es difícil precisar el origen del Sistema Solar. Los científicos creen que puede situarse hace unos 4.650 millones de años.

La teoría aceptada hoy en día y que explica su origen recibe el nombre de Teoría de los Planetesimales. Estos son los puntos en que se basa:

→ Una nube de gas y polvo cuyas partículas, por efecto de la gravedad, habrían comenzado a juntarse unas con otras, habría alcanzado la temperatura suficiente para iniciar las reacciones de fusión, apareciendo una estrella que sería el Sol.

→El resto de la nebulosa, dispuesta alrededor del Sol, comenzaría a enfriarse y sus componentes moleculares se habrían colocado de acuerdo a su densidad y masa por la atracción gravitatoria solar de la manera siguiente:

a.- Los elementos y moléculas más densos serían atraídos con mayor fuerza y quedarían más cerca del Sol, originando los planetas terrestres.

b.- Los componentes gaseosos, más ligeros serían atraídos con menos fuerza y quedarían más lejos, originando los planetas gaseosos.

c.- Habrían aparecido pequeños cuerpos sólidos de distintos tamaños que se atraerían unos contra otros, uniéndose y formando cuerpos cada vez mayores. Estos cuerpos sólidos reciben el nombre de planetesimales.

d.- Finalmente estos planetesimales irían formando los ocho grandes cuerpos que terminarían dando los planetas. Los asteroides son planetesimales que sobraron. Más allá de Neptuno quedaron restos gaseosos congelados formando los cometas; Plutón sería un objeto cometario atraído posteriormente por la gravedad del Sistema Solar. Los satélites más grandes se formarían igual que los planetas y otros serían asteroides y cometas capturados.

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