fr en es pt
astronomia
 
 
      RSS astronoo   cerca de   google+    
 

Linha do gelo no sistema solar

Linha do gelo

 Tradução automáticaTradução automática Categoria: Sol
Actualização 05 de janeiro de 2013

A linha do gelo define o limite onde as moléculas simples se condensam (dihidrogénio H2, dinitrogen N2, cloro Cl2, água H2O, amônia NH3, sulfeto de hidrogênio H2S, dióxido de carbono CO2, metano CH4, etano C2H6). Esta linha é um pouco menos de 5 au (≈ 700 milhões quilometros) a partir do Sol, muito além do cinturão de asteroides e um pouco antes da órbita de Júpiter. Ele marca a separação clara entre os planetas terrestres e os planetas gasosos. O evento acontece, é de 4,5 bilhões de anos para a proximidade de um braço espiral da galáxia. Em uma fragmento de nebulosa de gás girando, pequenos grupos são formados por acreção. Entre eles, o nosso futuro Sol emerge quando seus companheiros permanecem unidos e se dispersam na Via Láctea. No meio do colapso ainda gososo, um protoestrela cresce e gira no centro de um disco perpendicular ao seu eixo de rotação. Assistida pela força da gravidade, vai contrair-se e irá captar 99,86% do total da massa de nuvem. A temperatura aumenta centrais e a nuvem vai atingir temperaturas de vários milhões de kelvin. Este aquecimento do coração irá desencadear o início de reator termonuclear. Nesta fase, os prótons se combinam liberando energia sob o efeito da força nuclear. É a fusão de hidrogênio em hélio, que impede a contração da estrela e estabiliza seu volume.
Nosso Sol nasceu!
O resto da nebulosa gasosa da partida, cuja composição é idêntica à do Sol, continua a perder calor. Ele alcança a temperatura a que certos compostos químicos não são mais estáveis ​​no estado gasoso. Estes compostos, portanto, condensa, mas não sólidos de líquido, uma vez que a pressão é muito baixa.
Assim, a nebulosa carrega-se de grãos sólidos de poeira chamados condensados Grãos de compostos sólidos químicos e mineralógicos condensados nascido em as nebulosas, na esteira do que chama-se: a seqüência de condensação. Os primeiros compostos que se condensam a 1300 ° C, são os óxidos ricos de titânio, de alumínio e de cálcio. A 1050 ° C condensam-se o ferro fortemente metálico e, em seguida, a 950 ° C, no primeiro caso, o silicato de magnésio e de silicato de ferro. Para 800 ° C, formam-se silicatos de estruturas mais soltas, de feldspato e de sulfureto de ferro. A temperaturas ainda mais baixas condensa um silicato contendo água e a 0 ° C a água condensa-se em gelo. . Estes são atiradas pela gravitação que vai dar à luz aos objetos mais grossos. O Sol foi formado pela acreção da materia central atraente para ele todo o gás perto e os planetas se formam no disco a partir de múltiplas colisões de partículas sólidas e relíquias de materia e do gás remanescente. Este modelo da nebulosa que gira lentamente sobre si mesmo e que entra em colapso sob o efeito da gravidade foi proposto pela primeira vez em 1734 por Emanuel Swedenborg (1688-1772), seguido em 1755 por Immanuel Kant (1724-1804) e explicado em 1796 por Pierre-Simon Laplace (1749-1827). As órbitas planetárias são quase coplanares (no mesmo plano), circulares, concêntricas e os planetas giram na mesma direção, que também é o de rotação do Sol sobre si mesmo.

 

No disco protoplanetário, os objetos são formados de acordo com a abundância de elementos químicos na nebulosa. O hidrogênio é preponderante (≈ 75% da massa), seguido de hélio (≈ 23%), outros elementos (≈ 2%) são todos menos abundantes que são pesados.
Perto do Sol, abaixo da linha do gelo eram elementos mais pesados, como silicatos e metais. A temperatura elevada não permite a condensação (passagem do estado gasoso para o estado sólido) das moléculas leves, tais como a água, amoníaco, hidrogénio, dióxido de carbono ou sulfureto de metano. Portanto, é neste ponto do disco que são formados os pequenos objetos terrestres de baixa massa (Mercúrio, Vênus, Terra, Marte, asteroides). Pouco abundante, a materia sólida disponível não tem gerado que pequenos objetos.
Para além da linha do gelo, a temperatura cai abaixo de 260 k e as moléculas de água, amónia, sulfureto de hidrogénio, dióxido de carbono e metano são condensados​​. Graças à contribuição do gelo, a quantidade de materia sólida disponível, então é mais importante. Portanto, neste ponto do disco são formados grandes núcleos sólidos com mais de 10 massas terrestres. Estes anéis eram tão grande que eles têm atraído o gás remanescente da nebulosa. O colapso gravitacional em grandes núcleos, do gás circundante principalmente hidrogênio e hélio, formaram os planetas gigantes (Júpiter, Saturno, Urano, Netuno). Em torno destes pequenos sistemas, muitos pequenos objetos gelados (satélites) foram capazes de se reagrupar. Júpiter atraiu muita gás que finalmente chegou a 318 massas terrestres. Se Saturno tem uma massa substancialmente inferior (95 massas terrestres) é simplesmente que ele foi formado há alguns milhões de anos após Júpiter, enquanto houve menos gás disponível.
Neste processo de condensação, água relativamente abundante, tem desempenhado um papel fundamental porque entre as moléculas simples, a molécula de água é o primeiro a condensar quando a temperatura diminui (ver imagem). A condensação de água em torno de 260 K, marca o limite da "linha do gelo" que separa os planetas terrestres e os planetas gasosos.

nota: A temperatura no cinturão de asteroides varia de acordo com a distância do Sol. Na extremidade interior do cinturão de asteroides cerca de 2,2 UA, as partículas de pó têm temperaturas de cerca de 200 K (-73 ° C), na aresta exterior do cinturão cerca de 3,2 ua, as partículas de pó têm temperaturas de cerca de 165 K (-108 ° C).

 Linha do gelo no sistema solar

Imagem: Curvas de saturação de algumas moléculas simples, tais como a água, amoníaco, sulfureto de hidrogénio, dióxido de carbono ou metano. Da direita para a esquerda: H2O, NH3, H2S, CO2, CH4. A água é a primeira molécula de condensar quando a temperatura diminui para cerca 260K (-13 ° C). Então, a condensação de água, cerca de 260 K, marca o limite da "linha do gelo" que separa os planetas terrestres dos planetas gigantes. crédito : Thérèse Encrenaz, Ann. Rev. Astron. Astrophys. 46, 57, 2008.

Abundância de elementos químicos na nebulosa proto-solar

Imagem: Abundância decrescente (do mais quente para mais fria), elementos químicos na nebulosa proto-solar que tem-se condensado, há 4,5 bilhões de anos.

     

Ver também

     
      
 
estrelas
 
1997-2013 © Astronoo.com - Astronomia, Astrofísica, Evolução e Ciências da Terra.
Qualquer reprodução é proibida sem a permissão do autor.
Simulador 3D, posições dos asteroides
Simulador, a rodada
dos asteroides...
 
abundância dos elementos químicos no Universo
Abundância dos elementos
químicos no Universo...