El origen del sistema solar


La cuestión del origen del sistema solar es una fuente de especulación durante más de cien años; pero, a pesar de la atención que se le ha dedicado, aún no se ha obtenido una respuesta realmente satisfactoria. Actualmente, hay tres hipótesis principales que parecen contener un gran elemento de verdad, medido por la cercanía de la aproximación de sus consecuencias a los hechos del estado actual del sistema, pero ninguna de ellas es completamente satisfactoria. Estas s

La cuestión del origen del sistema solar es una fuente de especulación durante más de cien años; pero, a pesar de la atención que se le ha dedicado, aún no se ha obtenido una respuesta realmente satisfactoria. Actualmente, hay tres hipótesis principales que parecen contener un gran elemento de verdad, medido por la cercanía de la aproximación de sus consecuencias a los hechos del estado actual del sistema, pero ninguna de ellas es completamente satisfactoria. Estas son la Hipótesis Nebular de Laplace, la Hipótesis Planetesimal de Chamberlin y Moulton, y la Teoría de la Captura de la Sede. La teoría de Darwings de Tidal Friction es apenas una hipótesis distinta, pero se menciona por separado debido a su aplicación a todas las demás. Las principales características de estas hipótesis se resumirán en el presente documento. La hipótesis de Laplace. Según Laplace, el sistema solar anteriormente consistía en una masa de gas muy aplanada, que se extendía más allá de la órbita de Neptuno y giraba como un cuerpo rígido. Como consecuencia de la radiación de energía, esto se contrajo lentamente, y al hacerlo ganó tanto en velocidad angular que la fuerza centrífuga en el ecuador se hizo mayor que la gravedad, y se dejó un anillo de materia a lo largo del ecuador. Una contracción adicional separaría una serie de anillos. Entonces se esperaba que estos se rompieran de tal manera que cada uno produjera un planeta gaseoso. Esto podría evolucionar más tarde de la misma manera que la nebulosa original, produciendo así satélites. Las críticas a esta hipótesis en su forma original son muy conocidas y solo se resumirán aquí. El guardabosques forestal apagó un incendio en uno de los Bosques Nacionales en Oregón. COMBATIENDO INCENDIOS FORESTALES [Vea la página 200] El momento angular del sistema cuando el cuerpo central gaseoso extendido a la órbita de cualquier planeta se puede calcular, y no es suficiente para Causa desprendimiento de la materia. Poincare demostró que esta objeción podría cumplirse si la nebulosa fuera inicialmente muy heterogénea, con casi todo el gAtj de su masa en el cuerpo central. El asunto dejado atrás no formaría anillos definidos; para un gas no tiene cohesión, y en consecuencia la separación de la materia a lo largo del ecuador sería continua y conduciría a otra nebulosa gaseosa, no girando como un cuerpo rígido. Un anillo no podría condensarse en un planeta. Según el último trabajo de Jeans, la viscosidad es inadecuada para hacer que una masa de gas tan grande como una nebulosa laplaciana gire como un cuerpo rígido. Ningún satélite podría girar en un tiempo más corto del que toma su primario para girar: esta condición es violada por Fobos, el satélite interno de Marte, y por las partículas que constituyen el borde interno del anillo de Saturno. Todos los satélites deben girar en la misma dirección en que rotan sus primarios: esta condición es violada por un satélite de Saturno y dos de Júpiter. Las objeciones segunda, tercera y cuarta parecen bastante imposibles de responder en la actualidad. La teoría de la inestabilidad gravitacional, debida a Jeans, es un intento de pasar directamente de la nebulosa simétrica a una asimétrica con un núcleo secundario, sin el anillo como una etapa intermedia. Se notará que la hipótesis de Laplace implica que todos los planetas antes eran gaseosos y, por lo tanto, deben haber sido líquidos antes de que se solidifiquen. La cuestión del curso de la evolución de una masa gaseosa inicialmente heterogénea con varias condensaciones secundarias fuertes no se ha considerado hasta ahora; tal masa estaría libre de al menos las primeras cuatro de las objeciones ofrecidas a las formas estándar de la hipótesis de Laplace, y su historia serviría como una hipótesis intermedia entre esta y la Hipótesis Planetesimal. La Hipótesis Planetesimal. Esta hipótesis ha sido formulada por Chamberlin y Moulton1 para evitar los defectos graves de la Hipótesis Nebular. Realmente consiste en dos suposiciones separadas, cualquiera de las cuales podría ser descartada sin invalidar necesariamente la otra. El primero de estos implica el acercamiento de una estrella errante hacia el sol. Esto provocaría dos proyecciones de mareas en lados opuestos del sol, y si la perturbación fuera suficientemente violenta, las corrientes de materia serían expulsadas de ellos. Debido a las perturbaciones de sus caminos por el segundo cuerpo, estos no volverían a caer al sol, sino que seguirían girando alrededor de él como un sistema de núcleos secundarios, con un gran número de partículas muy finas que también giraban alrededor del sol; cada partícula, por pequeña que sea, giraría independientemente, de modo que el sistema se parecería a este respecto a la nebulosa heterogénea mencionada al final del último párrafo. La investigación matemática de esta hipótesis sería extremadamente difícil, pero no parece haber objeciones obvias. Se verá que los núcleos serían inicialmente líquidos o gaseosos, habiendo sido expulsados ​​del sol. Así, esta hipótesis implica una tierra anteriormente fundida. Las partículas más pequeñas pronto se volverían sólidas, pero la parte gaseosa inicialmente expulsada y no bajo la influencia de un núcleo secundario permanecería gaseosa, aunque su densidad sería muy pequeña. Las órbitas serían muy excéntricas. La segunda parte de la hipótesis trata de la evolución tardía de los núcleos secundarios. Sus autores creen que estos crecerían de manera constante al recoger las partículas más pequeñas, que se llaman planetesimales, y en el proceso tendrían reducidas las excentricidades de sus órbitas. Que esto sea cualitativamente correcto puede probarse fácilmente matemáticamente. Existe, sin embargo, una seria objeción a su adecuación cuantitativa. Considere cualquier planetesimal arbitrario. Su posibilidad de colisionar con otro planetesimal en un tiempo definido es proporcional a la suma de las superficies de los planetesimales, mientras que su probabilidad de colisionar con un núcleo es proporcional a la suma de las superficies de los núcleos. Además, si las excentricidades de las órbitas planetarias se ven considerablemente afectadas por la acreción, la masa recogida por cada planeta debe ser al menos tan grande como la masa original del planeta. Ahora, cuanto más finamente dividida está la materia, más superficie expone, y por lo tanto, antes de la acumulación, la masa recogida debe haber presentado una superficie mucho más grande que la del planeta. Por lo tanto, las colisiones entre planetesimales deben haber sido mucho más comunes que las colisiones entre planetas y planetesimales. Además, como la velocidad de impacto debe haber sido comparable con una velocidad orbital debido a la alta excentricidad de las órbitas, los planetesimales en colisión deben en casi todos los casos convertirse en gas; porque se sabe que los meteoros que entran en la atmósfera terrestre a tales velocidades se volatilizan. Por lo tanto, casi todos los planetesimales deben haberse convertido en gas antes de que los núcleos puedan verse muy afectados por la acumulación. Así pues, volvemos a la nebulosa gaseosa heterogénea. Si los planetesimales se movían inicialmente en órbitas casi circulares, esta objeción no surge, pero luego se puede demostrar que el producto de la masa y la excentricidad orbital de cada núcleo disminuirían con el tiempo. Por lo tanto, se puede ver que Júpiter nunca podría haber sido más pequeño de lo que Urano es ahora. No existe una objeción obvia a esta forma de la hipótesis, pero no hay razón para suponer que los planetesimales sólidos se movieron originalmente en órbitas casi circulares.2 Otra hipótesis que se ha asociado con la presente, aunque no es una parte esencial De ello, es la creencia de que la tierra siempre ha sido sólida. Hay muchas dificultades serias en el camino de esto. El modo de formación de los núcleos descrito en la primera parte de la Hipótesis Planestesimal implica que inicialmente eran líquidos o gaseosos. Esto no es, sin embargo, una objeción directa; Una parte de la hipótesis puede ser verdadera y la otra falsa, ya que no son interdependientes. Sólo se ha ofrecido una explicación satisfactoria de la elevación de las montañas mediante el plegamiento de la corteza terrestre; esto lo atribuye a una compresión horizontal en la superficie. Ahora, si una tierra sólida creciera mediante la adición de pequeñas partículas desde el exterior, éstas se depositarían en una capa en la superficie, en una condición perfectamente sin restricciones. Por lo tanto, durante todo el proceso de crecimiento, siempre se mantendría la misma condición de superficie, es decir, que no hay compresión horizontal en la superficie, sin embargo, puede tener lugar una gran deformación. Por lo tanto, cualquier estrés disponible para la construcción de montañas debe haberse acumulado después de que cesó la acumulación; Si se probara que la teoría de que la Tierra estaba previamente fundida proporcionaba una compresión superficial insuficiente para dar cuenta de montañas conocidas, entonces, a priori, la teoría de una tierra sólida permanente proporciona una compresión insuficiente, ya que la caída de temperatura disponible es menor. 3. No está claro de ninguna manera que una tierra sólida que crece por acreción se mantendría sólida. Una partícula que cae desde una distancia infinita a la tierra bajo la atracción de la tierra sola desarrollaría una velocidad casi suficiente para volatilizarla en el impacto, y las velocidades reales deben haber sido considerablemente mayores que esto, ya que los planetesimales tendrían una velocidad relativa a la tierra Antes de entrar en su esfera de influencia. Si, entonces, las partículas requeridas para formar la tierra se juntaran todas al mismo tiempo, el cuerpo resultante sería gaseoso. Por otro lado, si la acumulación se extendiera durante un tiempo suficientemente largo, el calor se irradiaría tan rápido como se produjo, y el cuerpo permanecería sólido. En ausencia de un criterio de la tasa de crecimiento, es imposible establecer si una tierra que crece por acreción podría permanecer sólida o no. Holmes3 ha encontrado que la hipótesis de una tierra de enfriamiento, inicialmente en un estado líquido, conduce a temperaturas dentro de la corteza capaces de explicar la actividad ígnea, mientras que la vista de que la tierra está ahora en un estado estable, su gradiente de temperatura se mantiene totalmente por La radioactividad, de ninguna manera puede conducir a temperaturas internas adecuadas. Asumiendo la fluidez anterior de la Tierra, él ha desarrollado una teoría maravillosamente consistente del estado térmico de la Tierra. El escritor actual, utilizando los datos de Holmes, encuentra que la compresión disponible de la corteza es del mismo orden de magnitud que la requerida para producir las cordilleras existentes. 2 Avisos mensuales de RAS vol. lxxvn 1916. Parece, entonces, que, independientemente de lo que podamos suponer sobre el origen de la Tierra, la hipótesis de que en algún momento de su existencia ha sido líquida o gaseosa concuerda mejor con su estado actual. La hipótesis de Laplace, aunque sea modificada, implica la fluidez anterior de la tierra, y también lo hace la forma estándar de la Hipótesis Planetesimal. La teoría de la captura de See.h Como la hipótesis planetesimal, se ha desarrollado durante el presente siglo para evitar las objeciones que se han ofrecido a la de Laplace. Las características principales de las dos teorías son muy similares. Ambas implican la idea de un sistema de núcleos secundarios que giran en órbitas independientes sobre el sol primitivo, con pequeñas partículas escasamente distribuidas entre ellas, y los impactos de las pequeñas partículas en los núcleos se supone en el transcurso del tiempo para actuar sobre las órbitas de la este último de la misma manera que un medio de resistencia; a saber, las excentricidades de las órbitas tienden a disminuir, y los satélites tienden a acercarse a sus primarias. Sin embargo, la teoría de la captura no se expresa de forma tan precisa como la teoría planetesimal. No se establece definitivamente si todas las partículas pequeñas girarán en la misma dirección o no. Si lo hicieran, entonces habría poco o ningún efecto secular en la distancia media de un planeta. Sin embargo, si se movían con indiferencia en los sentidos directo y retrógrado, entonces su efecto colectivo sería el mismo que el de un medio en reposo, y la fricción encontrada por los planetas en su movimiento los haría acercarse al sol. El hecho de que dicho efecto secular indique que tal efecto secular implica que las partículas en cualquier punto no están en un promedio que se supone que se mueven con la velocidad apropiada para una órbita circular en ese punto, de modo que las condiciones serían tales como para garantizar Que las colisiones entre ellos serían violentas. Las pequeñas partículas se describen mediante el término un tanto vago de "polvo cósmico"; si esto significa que eran sólidos, la Teoría de la captura, al igual que la Teoría planetesimal, falla porque las colisiones entre las partículas pequeñas podrían causar que el sistema degenerara en una nebulosa gaseosa mucho antes de que se hubiera producido algún efecto importante en los núcleos. Si, por otro lado, fueran moléculas discretas, entonces el sistema sería una nebulosa gaseosa heterogénea al comienzo, y esta objeción no se aplica. Sin embargo, está claro que los planetas no pueden haber ingresado al sistema desde el espacio exterior, ya que entonces sus planos orbitales se inclinarían entre sí en grandes ángulos, lo que la acción subsiguiente del medio apenas podría afectar, mientras que en realidad todos los planetas principales Mantenerse muy cerca de la eclíptica. Por lo tanto, se debe considerar que todos han sido siempre miembros del sistema solar, por mucho que hayan cambiado sus órbitas. Se supone que se derivan de los núcleos secundarios de una nebulosa soiral. La diferencia más importante entre las teorías planetesimal y de captura radica en la historia atribuida a los satélites. En el primero, se supone que cada satélite siempre ha estado asociado con su primario actual, habiendo estado cerca de él cuando fue expulsado originalmente del sol. En la teoría de la captura, se supone que ambos primarios y satélites se movieron inicialmente alrededor del Sol en órbitas muy excéntricas. Si, en el curso de su movimiento ", un cuerpo pequeño se acercó lo suficiente a uno grande y tenía una velocidad relativa suficientemente pequeña, entonces se produciría un cambio permanente en el carácter de su órbita, y es posible que, bajo la influencia del medio de resistencia, esto conduciría en última instancia a convertirse en un satélite. El mecanismo del proceso no se ha desarrollado en detalle y, en vista de la naturaleza extremadamente complicada del problema, sería muy peligroso predecir si es factible. Se supone que todos los satélites en el sistema han sido capturados de esta manera por sus primarias. En ambas hipótesis, se considera que los satélites se acercaron a sus primarias después de asociarse con ellos debido al efecto secular del medio resistente. 3 "Padio-actividad y la historia térmica de la Tierra", Geol. revista Febrero, marzo de 1915, junio de 1916. * Phil. revista vol. xxxii Diciembre de 1916. *> La Teoría de la Captura de la Evolución Cósmica, por TJJ Ver La Teoría de la Fricción de las Mareas. Todas las teorías mencionadas hasta ahora coinciden en el hecho de que cada una comienza con una distribución particular de la materia, y trata de predecir la curso de los cambios que seguirían si esto se dejara a sí mismo. El éxito o el fracaso de tales hipótesis para conducir a un sistema que se asemeja al sistema solar actual es la medida de su verdad o falsedad. El método es, por lo tanto, esencialmente de prueba y error, y cuando una teoría no es satisfactoria, el siguiente paso es modificarlo de tal manera que se eviten los defectos que se han detectado. De esta manera se puede obtener una sucesión de diferentes hipótesis, cada una de las cuales brinda una mejor representación de los hechos que la anterior. La crítica destructiva puede por lo tanto ser de valor positivo. Tal método necesariamente debe producir la verdad muy lentamente, y además debe implicar un gran número de suposiciones con respecto a las condiciones iniciales; Además, el conjunto de condiciones iniciales que conduce al estado final correcto puede no ser exclusivo. The Theory of Tidal Friction, de Sir GH Darwin, 6 tiene un carácter totalmente diferente. ¿Eso? comienza con las condiciones actuales, y por medio de una única hipótesis altamente plausible obtiene relaciones que las propiedades del sistema deben haber cumplido en cualquier época, siempre que esto no sea demasiado remoto para que el cálculo sea posible, y que no haya causas desconocidas Han operado que podrían invalidar el trabajo. Las condiciones iniciales así obtenidas son entonces únicas, y la única forma de refutar la hipótesis sería descubrir un nuevo agente de magnitud suficiente para alterar el curso de la involución. Cualquiera que sea la hipótesis que finalmente se encuentre para explicar el sistema solar actual, la Teoría de la fricción de las mareas debe, por lo tanto, formar parte de él. La base física de la teoría es muy simple. La fuerza de atracción debida a la luna siempre es mayor en el lado de la tierra más cercana a ella, y menos en la distancia más lejana, mientras que su valor en el centro de la tierra es intermedio. Al considerarse el centro de la tierra como fijo, la luna tiende a hacer que las partes de la tierra más cercanas y más alejadas de ella sobresalgan, formando así una marea corporal. Si la tierra fuera perfectamente elástica, la marea alta siempre ocurriría con la luna en el cenit o nadir; Ninguna energía se disiparía y no habría ningún efecto secular. Sin embargo, si es viscoso, las mareas se retrasarían un poco, y sus atracciones en la luna producirían, en general, un efecto secular calculable sobre el movimiento de la luna y la rotación de la Tierra. El único caso en el que la viscosidad no produciría ningún efecto secular es cuando el cuerpo deformado gira al mismo tiempo que el deformante gira. La marea entonces no se mueve en relación con el cuerpo, sino que se convierte en una deformación fija constante, directamente debajo del cuerpo deformante, y deja de producir un efecto secular. En el estado de equilibrio definitivo de un sistema viscoso, entonces, el cuerpo viscoso siempre mantendrá la misma cara girada hacia la perturbadora. En el sistema del sistema solar, ciertamente hay dos ejemplos de esta condición, y ninguna otra explicación ha sido avanzada. Mercurio siempre mantiene la misma cara hacia el sol y la luna hacia la tierra; con menos certeza se cree que lo mismo se aplica a Venus y los satélites de Júpiter. Ahora bien, si la viscosidad de una sustancia es cero, esa sustancia es un fluido perfecto, y no puede haber disipación de energía en su interior. Si, por otro lado, es infinito, entonces tenemos el caso de elasticidad perfecta, y nuevamente puede haber disipación. Si la viscosidad aumenta constantemente de 0 a infinito, entonces la tasa de disipación de energía cuando se aplica el mismo esfuerzo periódico aumenta a un máximo y luego vuelve a disminuir a cero. El balance de probabilidad parece implicar que la Tierra era antes fluida y, si esto se puede otorgar, el hecho de que la mayor parte de ella ahora es casi perfectamente elástica a la vez indica que la disipación de energía por fricción de marea debe haber sido importante en el pasado . Sobre esta hipótesis, Sir GH Darwin rastreó el sistema de la tierra y la luna hasta un estado en el que la luna estaba cerca de la tierra, los dos siempre mantenían la misma cara uno hacia el otro y giraban en algún momento entre tres y cinco horas. La órbita lunar estaba prácticamente en el plano del ecuador; la excentricidad inicial es incierta, ya que depende totalmente de la variación real de la viscosidad con el tiempo. Artículos científicos, vol. ii. La siguiente pregunta que surge es, ¿cuál era la condición justo antes de esto? La sugerencia natural es que los dos cuerpos formaron una masa. La causa de la separación está, sin embargo, abierta a algunas dudas. Se ha pensado que la rapidez de la rotación sería suficiente para causar inestabilidad, en cuyo caso el cuerpo original podría dividirse en dos partes. Moulton, por otro lado, ha demostrado que la rotación real no podría ser tan rápida como para hacer que el sistema sea inestable. Es más probable que la sugerencia original de Darwin sea correcta, es decir, que en la época considerada el período de rotación fue casi el doble del período de una de las vibraciones libres de la masa; en consecuencia, la amplitud de la marea semidiurna sería enorme y podría fácilmente conducir a la fisión en un sistema que no posee mucha fuerza. La prevalencia del movimiento directo en el sistema solar. En todas las teorías del origen del sistema solar que se han descrito aquí, es necesario que los planetas giren en la misma dirección. En la teoría planetesimal, esta sería la dirección del movimiento del cuerpo perturbador en relación con el sol en el momento de la interrupción inicial. Sin embargo, además de esto, todos los planetas, excepto Urano y Neptuno, tienen una rotación directa, y todos los satélites, excepto los de estos dos planetas y los exteriores de Júpiter y Saturno, tienen una revolución directa. El hecho de que tres satélites giren en dirección opuesta a la rotación de sus primarios está en contradicción flagrante con la forma original de la Hipótesis Nebular. Sin embargo, fue sugerido por Darwin que todos los planetas pudieron haber tenido originalmente una rotación retrógrada, y que la fricción de las mareas solares ha invertido desde entonces la rotación de todas, excepto las dos más externas. Se suponía que Júpiter y Saturno habrían producido sus satélites exteriores antes de que ocurriera la inversión, y los demás después. Moulton ha planteado una objeción a esta teoría, y señala que el retraso secular de la rotación de Saturno debido a las mareas solares es solo aproximadamente el tuyo de la tierra, por lo que probablemente no haya tiempo para que esto ocurra. Por otro lado, este retardo es proporcional a la séptima potencia del diámetro de los planetas: si podemos garantizar que estos planetas estuvieron antes mucho más distendidos que en la actualidad, la viscosidad sigue siendo la misma, el tiempo disponible puede ser adecuado. Al mismo tiempo, la fricción de la marea solar puede ser adecuada para explicar los hechos de que uno de los satélites de Marte y las partículas en el borde interior del anillo de Saturno giran más rápidamente que sus primarias giran, lo que no sería el caso en el Nebular no modificado. Hipótesis. Moulton demuestra que la rotación directa y la revolución de los satélites sobre la teoría planetesimal son probables como resultado de un argumento muy ingenioso que involucra el modo de acreción. Si es cuantitativamente adecuado no está probado, y el escritor actual preferiría considerar estos movimientos como si hubieran sido directos desde la interrupción inicial. Supongamos, por ejemplo, que la interrupción se produciría cuando la fuerza disruptiva hubiera alcanzado una fracción definida de la gravedad de la superficie. Se puede ver fácilmente que ambos son proporcionales al diámetro del cuerpo perturbado y, por lo tanto, su proporción es independiente de él. En igualdad de condiciones, entonces, un núcleo de cualquier tamaño tendría la misma probabilidad de romperse y dar un conjunto de núcleos dependientes, que luego giraría en torno a él en el sentido directo. Los núcleos secundarios expulsados ​​al mismo tiempo y juntos permanecerían juntos, y su movimiento relativo podría ser en cualquier sentido. Por lo tanto, deberíamos esperar una revolución tanto directa como retrógrada, pero la primera predominaría. El hecho de que los satélites retrógrados estén en el exterior de sus sistemas debe atribuirse en parte a la mayor estabilidad de las órbitas retrógradas de mayor tamaño y en parte al hecho de que experimentarían menos resistencia del medio. La captura puede ser posible; en el estado actual de nuestro conocimiento no podemos afirmarlo ni negarlo. La rotación directa se atribuye presumiblemente a la atracción del cuerpo perturbador en la protuberancia de la marea antes y durante la expulsión, y a los núcleos secundarios con movimientos directos que caen de nuevo en el cuerpo principal. La evolución posterior se llevaría a cabo de manera similar a la indicada por Darwin. La hipótesis de una nebulosa heterogénea. Un sistema de núcleos que gira en una nebulosa gaseosa tenue experimentaría una resistencia viscosa y, por lo tanto, probablemente evolucionaría de la misma manera que See ha indicado en la Teoría de la captura; la acreción probablemente debe ser casi insignificante, de modo que los núcleos originales deben haber tenido casi sus masas actuales. Las excentricidades originales de las órbitas de ambos planetas y satélites se reducirían considerablemente; la inclinación hacia el plano de la eclíptica sería pequeña al comienzo, y permanecería así; si el medio girara, el efecto en los ejes principales de la órbita y, por lo tanto, en los períodos, probablemente sería pequeño. Los satélites directos se acercarían a sus primarias, y los retrógrados serían finalmente dejados en las afueras de sus subsistemas. Dadas las condiciones iniciales adecuadas, entonces, se puede desarrollar un sistema que tenga un gran parecido con el sistema solar existente. El medio resistente en sí mismo gradualmente degeneraría y se acercaría al sol debido a su fricción interna; la luz zodiacal puede ser el último remanente de ella. Sin embargo, puede considerarse cierto que no ha habido una gran cantidad de materia resistente cerca de la órbita de la Tierra durante mucho tiempo; Probablemente ha habido un tiempo suficiente para que la evolución de la Tierra y la Luna tenga lugar desde el estado al que Darwin los remonta. La luna probablemente se formó a partir de la tierra por la acción disruptiva de las mareas solares; pero, dado que esto sería un efecto de resonancia, aumentando en amplitud a lo largo de miles de vibraciones, mientras que la formación de un sistema de núcleos de la manera sugerida por Moulton se llevaría a cabo al mismo tiempo, no debe sorprender que el evento anterior condujo a una satélite único de la masa de la primaria, mientras que este último formó varios, el más grande con una masa de tjjfu de su primaria. La nebulosa asimétrica aquí considerada podría haber sido producida de la manera descrita en la sección anterior. Una nebulosa simétrica que se vuelve inestable gravitacionalmente conduciría a una asimétrica, como lo demostró Jeans, pero es difícil ver cómo podría ocurrir el fenómeno de movimientos retrógrados y directos que ocurren en el mismo subsistema en esta hipótesis. En general, entonces, la hipótesis más plausible parece ser que una neubla gaseosa con un sistema de núcleos secundarios y terciarios se formó alrededor del sol por la interrupción de la marea debido al paso cercano de otra estrella, y que esto se modificó posteriormente por Viscosidad gaseosa, y en una etapa posterior por fricción de marea. La luna probablemente se formó a partir de la Tierra por la interrupción de la marea solar, este método es anormal en el sistema, y ​​la evolución posterior de la Tierra y la Luna ha sido dominada por la fricción de la marea corporal.

Este artículo se publicó originalmente con el título "El origen del sistema solar" en s,, 194-195 (enero de 2012)

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Colegio de San Juan, Cambridge

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