discos circunestelares: la cuna de los...

Discos circunestelares: la cuna de losplanetas

Discos circunestelares: la cuna de losplanetas

Tomás Alonso Albi - Observatorio Astronómico Nacional

Discos circunestelares: la cuna de los planetas Colegio Oficial de Ingenieros Industriales de Madrid, 14-11-2016 Discos circunestelares: la cuna de los planetas Colegio Oficial de Ingenieros Industriales de Madrid, 14-11-2016

· Aspecto aproximado de nuestra galaxia desde el exterior,con nuestra situación mostrada con un círculo blanco. 100000 años-luz de diámetro y unos 1000 de grosor, de maneraque a simple vista ni siquiera nos percatamos de ese grosor(estrellas en todas direcciones). Dirección de Sagitario haciael centro de la galaxia, brazo más denso. Situación de lasnubes moleculares de hidrógeno con emisión H

α(rojo),

donde se forman las estrellas.

Discos circunestelares: la cuna de los planetas Colegio Oficial de Ingenieros Industriales de Madrid, 14-11-2016

· Los discos aparecen con la formación de estrellas, y estoocurre en el seno de nubes moleculares de gas y polvolocalizadas sobre los brazos espirales de nuestra galaxia.Desde nuestra perspectiva podemos observar estas nubes,algunas incluso a simle vista. Las estrellas nacen en grupos(cúmulos), en azul en la parte superior derecha por lareflexión en el polvo de la luz de estrellas jóvenes ycalientes. Las nebulosas brillan por las estrellas reciénformadas que ionizan el gas.


· Incluso a gran escala las fotografías de larga exposiciónmuestran el aspecto caótico de estas nebulosas, que ademásson opacas en el óptico debido al polvo. Es evidente quevemos un fotograma de una película muy dinámica(situación de no equilibrio), que en las escalas más pequeñasen las que se forman las estrellas es aún más caótica. Lasestrellas tardan decenas de millones de años en formarse.


· De nuevo la nebulosa de la Laguna. Destacar las regionesoscuras más densas y opacas, que tienen la apariencia depenachos o pilares de gas. Tiene unos 100 años-luz detamaño, y decenas de miles de veces la masa del Sol. Sudistancia es de 5000 años-luz.


· Esta imagen de NGC 602 muestra de nuevo un cúmulo enel centro, cuyas estrellas erosionan y dispersan la nube. El90% de la masa de gas de la nube se dispersa durante laformación de estrellas o a causa de ellas. El viento de estasestrellas pone al descubierto pilares en la periferia, que sonregiones más densas donde se forman nuevas estrellas trasel espisodio principal de formación estelar en el centro.


· M7 es un cúmulo de estrellas joven que ya ha dispersado lanube en la que se formó. La formación de estrellas dispersael gas de la nebulosa, que contenía la mayoría de la masa, yen consecuencia las estrellas no pueden permanecer juntaspor la gravedad del grupo, y éstas tienden a separarselentamente.


· Otro ejemplo son las Pléyades, un cúmulo estelar visible asimple vista durante el otoño. Un ejemplo de cúmulo yadispersado es la constelación de la Osa Mayor, cuyasestrellas tienen un movimiento propio muy parecido entre sí,señal de que están relacionadas y estuvieron más cerca enel pasado.

Formación de estrellasEstudiando la formación estelar


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· Nos centraremos en lo que sucede en el interior de esaspequeñas nubes de gas y polvo opacas autogravitantes,donde se forman nuevas estrellas de forma relativamenteaislada.



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· El colapso se inicia casualmente en una parte de la nube,normalmente cerca del centro. Es el resultado de laretroalimentación de las turbulencias (interacción de laradiación y viento con el gas y polvo), las cuales acabancomprimiendo el gas y originando regiones demasiadodensas que se vuelven inestables y colapsan. El colapso vaseguido de una fragmentación en múltiples núcleos quecolapsan individualmente, según el tamaño de la nube(posible cúmulo). El núcleo preestelar pasa a llamarseprotoestrella cuando todas las moléculas en el núcleo estándisociadas. Analogía patinador para la forma del disco.



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· Los flujos bipolares liberan el exceso de momento angular,permitiendo que la protoestrella adquiera masa sin aumentarsu velocidad de rotación hasta destruirla. Los flujos lanzan elmaterial a cientos de km/s de velocidad y varios años luz dedistancia, y son la principal evidencia visual de la formaciónde estrellas. En la región habrá más protoestrellas que noestén en esta fase.



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· Disco acampanado, flared in inglés, visto de perfil juntocon sus flujos bipolares. El material de la envoltura cae haciael interior, y cuando hay mucho el exceso de momentoangular distribuye el material así (analogía con mover líquidoen un vaso). Los flujos bipolares y la radiación (de esa yotras protoestrellas vecinas) contribuyen a dispersar laenvoltura, y con el tiempo la caída de material se ralentiza,los flujos cesan, y el disco se aplana. La imagen muestra undisco en la región de Orión visto con el HST. Es una regióncon objetos de baja masa, normalmente no se observan enel óptico.

Interior del Gran Telescopio de Canarias

Astronomía modernaEstudiando la formación estelar


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· Alta complejidad, casi megalomaníaca. Los descubrimientosde la astronomía moderna vienen como consecuencia de laexplotación de instrumentos muy grandes y complejos, cuyaconstrucción requiere de múltiples equipos internacionalesmultidisciplinares. La astronomía moderna tiene dosvertientes principales: el desarrollo de nuevas tecnologíaspara detectar y analizar la luz de los objetos del cielo, y elconocimiento puro que se puede derivar de lasinvestigaciones que se llevan a cabo con estos instrumentos.

Telescopio VLT en Cerro Paranal (Chile)



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· El primer objetivo es de ciertos astrónomos y sobre todoingenieros que diseñan y construyen los instrumentos, locual tiene luego aplicaciones importantes en la vidacotidiana. El proceso completo de diseño, construcción, yexplotación científica conlleva a menudo décadas y eltrabajo de muchos miles de personas.

Telescopio espacial Hubble



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· Los telescopios espaciales son imprescindibles para evitarel efecto de la atmósfera en las observaciones. Con ello selogra más resolución, sensibilidad, y menos efectosartificiales sobre los datos (ruido en la señal). El Hubble seráreemplazado en un año por el telescopio espacial JamesWebb.

Interferómetro ALMA en el desierto de Atacama (Chile)



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· El no va más de la complejidad y avance tecnológico es elinterferómetro ALMA en Chile. Se trata de un grupo de 60radiotelescopios de 12 m de diámetro que pueden operarconjuntamente como un único radiotelescopio de grandiámetro y sensibilidad.

Radiotelescopio de 30m en Pico Veleta (Granada)



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· Los telescopios ópticos situados en Tierra detectan la luzvisible e infrarroja, pero existen otras longitudes de onda o'colores' que no podemos ver con nuestros ojos o telescopiostradicionales. El radiotelescopio de 30m en Granada trabajaen longitudes de onda milimétricas, detectando la luz deobjetos muy fríos.

Interferómetro de Plateau de Bure (Grenoble)



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· Los interferómetros combinan la señal de varias antenaspara lograr la resolución equivalente a un telescopio con undiámetro igual a la distancia máxima entre las antenas. Elinterferómetro de Plateau de Bure y el radiotelescopio de30m son instrumentos de IRAM, un consorcio francés,alemán, y español. Ambos instrumentos han sido punterosen su campo en los últimos 20 años.

Interferómetro Very Large Array (Nuevo México)



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· El VLA trabaja en longitudes de onda centimétricas, yactualmente está en fase de ampliación para incrementar susensibilidad.

¿Por qué tantos telescopios?Estudiando la formación estelar


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· Nuestros ojos evolucionaron para ver, lógicamente, en unrango de luz en que la atmósfera es transparente y el Soltiene su pico de emisión de radiación. Es lo que entendemospor los 'colores' de la luz visible.

Rayos X UV Visible IR Ondas de radio

La atmósfera terrestre bloquea la radiación UV e IR lejano.

También produce una distorsión de las imágenes.

Cada rango de longitudes de onda nos informa de distintosfenómenos astronómicos.



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· La atmósfera bloquea la radiación UV y X (O3, O

2), y el IR

lejano (vapor de agua). Son necesarios telescopios en órbita.







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· La atmósfera también distorsiona las imágenes debido a lasvariaciones rápidas en la cantidad de aire en una direcciónconcreta, reduciendo el detalle máximo que se puede lograr.Los observatorios se sitúan en lugares elevados y usantécnicas de óptica adaptativa para reducir el efecto.


Objetos muy calientes Objetos muy fríos(Compton, Chandra, IUE, HST) (Spitzer, Herschel, ALMA, 30m, PdBI, VLA)






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· Hay objetos o fenómenos que sólo se pueden detectar enrayos X, IR, u ondas de radio, no en el visible. La mayoría seobservan en varios rangos, pero son necesarios todos losrangos para entender el objeto. Las nubes molecularesdonde se forman las estrellas son muy frías, emiten enlongitudes de onda largas. Gracias a ellas se puede penetraren el interior de las nubes (analogía con la wifi o el móvil),pero la resolución es menor (obliga a usar antenas gigantes).Las transiciones que se observan no son electrónicas.

Transiciones electrónicas de algunos elementos

Espectroscopía básicaEstudiando la formación estelar


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· Mencionar las transiciones electrónicas (ionización a 13.6eV = 122 nm y recombinación con cascada a n menores),especialmente el Hα (n=3->2 656 nm, mencionar la seriedeBalmer en el gráfico). Mayor complejidad en moléculas, conbandas que absorben el IR debido al vapor de agua. Enlongitudes de onda largas hay infinidad de transiciones queafectan a las moléculas, y las hace emitir radiación de bajaenergía. En IR están las transiciones vibracionales, y enmilimétricas las transiciones rotacionales.

Nebulosa oscura Barnard 68 (Lada & Bergin 2002)

De las nebulosas a las protoestrellas¿Cómo se forman las estrellas y planetas?


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· Distribución de N2H

+(centro), C

18O (anillo periferia pero

oculto dentro de la nube), y CS (región de choque con gassiguiendo una dinámica diferente, pulsación radial de lanube). Son transiciones rotacionales observadas con el 30mque penetran en el interior de la nube, permitiendo ver cómose mueve el gas en una nube precursora de la formación deestrellas.

Núcleos preestelares en la nebulosa de la Serpiente



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· Explicar que en Spitzer (IR cercano) se ve en absorción ycon Herschel (IR lejano) en emisión al ser una nube muy fría,y cómo sólo las observaciones en longitudes de onda largas(no demasiado, para no perder resolución) permiten detectarlos núcleos preestelares en colapso. Explicar que estasobservaciones son de continuo (muestran la radiacióntérmica del polvo), no de líneas moleculares.

Flujos bipolares en la nebulosa oscura BHR71



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· De nuevo los flujos bipolares como fase posterior ya con lapresencia de una protoestrella, en este caso la contrapartidadel flujo bipolar detrás de la nube requiere de observacionesen IR para poder verlo. La presencia de los flujos significaque existe un disco de acreción, pero es necesario ir aobservaciones en longitudes de onda milimétricas parapoder verlo.

Ajuste de la SED de Z CMa (Alonso-Albi et al. 2009)

Física y química de discos circunestelares¿Cómo se forman las estrellas y planetas?


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· Explicar las componentes de la SED (distribución espectralde energía), resultado de ajustar observaciones de muydiversos telescopios (resolución).

Ajuste de la SED de MWC 1080



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· MWC1080 es una fuente algo más evolucionada, la SED esmenos plana en el IR. La envoltura destaca en el IR lejano.

Ajuste de la SED de MWC 137, protoestrella más evolucionada



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· MWC137 tiene el disco casi completamente dispersado. Laemisión libre-libre extrapolada hacia atrás explica casi todala emisión. La envoltura, aunque dispersada y menos masivaque en los objetos anteriores, aún destaca.

Distribución del CO y N2

H+

en el disco de TW Hya (C. Qi et al. 2013)



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H+


Continuo distribución del polvo CO En la región interna más caliente, dentro del snowline

N2

H+

Menos abundante que el CO, en el interior se combinacon él y desaparece. Pero fuera el CO se congela en los granos.



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· El continuo muestra la distribución del polvo, conintensidad decreciente con la distancia.


H+



N2

H+




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· El CO es la molécula más abundante tras el H2, y en el

interior más caliente abunda. El N2H

+reacciona con el CO

dando otros productos en el interior, así que donde el COabunda el N

2H

+ desaparece.


H+



N2

H+




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· Suficientemente lejos el CO se congela en los granos(snowline) y el N

2H

+aparece con intensidad. Cada molécula

tiene un snowline diferente - > diferente composición deplanetas según distancia a la estrella. Analogía con SistemaSolar: H

2O es abundante en el interior más caliente (Tierra),

se evapora a 100 K en el espacio. El CO a unos 20 K, abundaalgo más lejos (Júpiter y Saturno). En Urano y Neptuno latemperatura es muy fría, con mayor abundancia demoléculas complejas y ligeras como metanol, que en elinterior se disociarían con facilidad. Mencionar tal vezdetalles adicionales Sistema Solar:

23Al,

30Fe = > SN

cercana que no destruyó el disco, época extensa debombardeo por edad cráteres => migración orbital ligera.

Disco en torno a MWC 758 observado con el VLT

Formación de planetas¿Cómo se forman las estrellas y planetas?


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· La imagen izquierda es un simulación en la que aparece laposición de un planeta hipotético no visible que podríaestimular y haber creado la estructura espiral del disco deMWC 758. El conocimiento actual de la formación deplanetas es aún teórico, aunque estamos cerca de laresolución necesaria para observarlo. Los granos sedimentany coagulan (se unen) hacia el plano medio, y se venarrastrados cada vez menos por el gas hacia el interior oexterior por diversas fuerzas. La turbulencia genera vórticesque son los embriones de los planetas.

ALMA ha detectados discos con agujeros, provocados por planetas



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· Los vórtices se vuelven autogravitantes, devorando al restoy entrando en una fase de crecimiento oligárquico (cada vezmás deprisa). Arriba: observaciones de ALMA de los discosde HL Tau y TW Hya. Muestran regiones sin polvo que soncausadas por la presencia de planetas que barren el polvo ydejan esa órbita libre de material. Abajo: Primera detecciónde un planeta de forma directa (Chauvin et al. 2004) en2M1207b, y los cuatro planetas en torno a HR8799, un millónde veces más débiles que la estrella central apantallada.

Discos debris, formados por anillos de escombros



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· Discos de escombros o debris en inglés. Son discos másevolucionados formados por planetesimales (asteroides) y talvez algún planeta como la Tierra. Nuestro Sistema Solartiene un anillo de escombros entre Marte y Júpiter debido aque Júpiter impidió la formación de un planeta en esa región.La dispersión del disco reduce la masa y puede provocarmigraciones en las órbitas de los planetas. Si son repentinasel disco de escombros puede no presentar ningún planetagigante detectable (planetas errantes).

Disco en torno a Beta Pictoris (IRAS, ESO, Rolf W. Olsen)



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· El primer disco detectado fue el de Beta Pictoris, por elsatélite IR IRAS en 1983. En 1996 un telescopio de 4mcapturó la imagen inferior izquierda. La imagen derecha laobtuvo Rolf W. Olsen en 2011 mediante un telescopio de sólo25cm de aficionado, y una cámara de consumo moderna.Existen muchas baterías de pequeños telescopios (HATNet ySuperWASP han detectado docenas de planetas cada uno, yTRAPPIST, MEarth, XO, TrES, NGST) para detectar planetaspor fotometría, más baratos y prácticos que los telescopiosprofesionales de varios metros. Los planetas alejadosrequieren de años de monitoreo estable para su detección, sison pequeños es difícil.

Efecto gravitatorio de los planetas en el Sol

¿Cómo se detectan los planetas?A la caza de exoplanetas


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· Además de detectar planetas directamente en lasimágenes (apantallando la estrella) existen varios métodosindirectos. Explicar la influencia gravitatoria en elmovimiento aparente de la estrella. El satélite GAIA de laESA utiliza este método para buscar planetas, tal vezencuentre unos 20 000.

Métodos principales: velocidad radial y fotometría



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· Michel Mayor y Didier Queloz hallaron el primer planetaconfirmado alrededor de 51 Peg, usando el método de lavelocidad radial (dando lugar a una auténtica carrera pordetectar más). Explicar el efecto en el espectro y el métodode la fotometría de tránsitos. Ambos requieren delalineamiento del plano orbital con nosotros, como si loviéramos de perfil. La fotometría es más fácil de hacer, y sepuede aplicar a miles de estrellas de una vez. Además, laforma de la curva de fotometría permite derivar el radio delplaneta, y con la velocidad radial la masa, y con ambas ladensidad media (y saber así si es un gigante gaseoso oterrestre).

Planetas detectados mediante diferentes métodos



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· Con ambos métodos se han hallado el 97% de los planetas,la mayoría muy masivos como Júpiter o mayores. Con lavelocidad radial se encuentran los lejanos a la estrella ymasivos, y con la fotometría los muy cercanos,preferentemente. La muestra es sesgada. Se han hallado yconfirmado más de 3000. Hay muchos planetas masivos muycerca de su estrella, llamados hot Jupiter en inglés (Júpitercalientes). Ambos métodos permiten detectar actualmenteplanetas pequeños como la Tierra.

Masa de los planetas en función de la masa de su estrella



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· Los planetas masivos aparecen en todo tipo de estrellas,pero los parecidos a la Tierra sólo están presentes enestrellas de baja masa. También puede ser un sesgo, dadoque las estrellas masivas son más escasas y están más lejos,así que es más difícil hallar en ellos planetas pequeños.

Próximas misiones espaciales de la NASA (izquierda) y la ESA

Misiones y proyectos futurosA la caza de exoplanetas


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· Las próximas misiones espaciales seguirán usando elmétodo de la fotometría de tránsitos para hallar nuevosplanetas. PLATO no llegará hasta 2024, el resto el próximoaño. Hay que añadir GAIA, actualmente en funcionamiento.CHEOPS, sucesora de Corot, se centra en estrellas brillantesque luego serán observadas con grandes telescopios entierra. TESS, sucesora de Kepler, se centra en planetas en lazona de habitabilidad en torno a estrellas más frías que elSol. El objetivo es tener muestra menos sesgada (¿son loshot Jupiters comunes?). Debe haber 20 000 millones deplanetas en zona de habitabilidad (no implica habitables).

TMT (Thirty Meter Telescope)

Misiones y proyectos futurosA la caza de exoplanetas


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· Posteriormente con el Webb y con telescopios gigantes enTierra (E-ELT de casi 40 m, el TMT de 30, o el Giant Magellande 24) se espera poder obtener espectros de alta resoluciónde las atmósferas de los nuevos planetas y deducir suscomposiciones químicas, con el tiempo en 3d y variacionesestacionales (posible rama de exoclimas). TMT famosoporque hay problemas para instalarlo en Hawai y elobservatorio de Roque de los Muchachos en la Palma seseleccionó hace poco como localización alternativa. El agua yoxígeno sólo se han detectado en hot Jupiters, y con la masay radio derivados por los dos métodos de detección permitentener sólo una idea muy general de cómo es el planeta.

Muerte de las estrellasReciclado del gas en la formación estelar


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· Explicar la temperatura efectiva y la luminosidad - brilloaparente. Explicar la secuencia principal en función de lamasa inicial de la estrella. Tipos de objetos al final según lamasa inicial, pues hay pérdidas de masa en la etapa final.Enana blanca < 1.4 M , la que quedará tras el final delSol0.5 M , dentro de 5000 millones de años.

Ejemplos de nebulosas planetarias

(final de la evolución de una estrella similar al Sol)



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· IRAS 20068+4051, IRAS 13208-6020, butterfly (mariposa),hormiga, ojo de gato, hélice. Formas muy diversas enfunción de la masa de la estrella, las fases previas depérdida de material, si la estrella formaba parte de unabinaria, etc. En el centro queda una enana blanca con eltamaño aproximado de la Tierra, y una masa de 1 M omenos.

Planetas gigantes y el Sol



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· Comparación entre la Tierra, los planetas gigantes delSistema Solar, y el Sol.

El Sol y una estrella gigante



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· Comparación entre el Sol y Rigel, 20 veces más masiva.Rigel formará un púlsar con un resto de SN alrededor. Espoco masiva como para generar un agujero negro.

Secuencia de evolución de estrellas gigantes



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· Rigel (20 M ), nebulosa de la Burbuja, Eta Carinae(100M ), nebulosa del Cangrejo, púlsar de la nebulosa delCangrejo, y nebulosa del Velo (SN hace 8000 años). Dejarclaro que el precusor debe tener una masa inicial mayor a 8M , pero en la evolución final pierde casi toda su masa,demanera que el púlsar que queda como remanente tiene unamasa entre 1.4 y 3 M . Con los agujeros negros igual,precursor > 40 M , agujero negro con M > 3 M .

La Vía Láctea y la región observada con el telescopio Kepler

¿Cómo son las otras galaxias?Reciclado del gas en la formación estelar


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· La formación estelar es inherente a las galaxias espiralescomo la nuestra, y algunas galaxias pequeñas irregulares. Lamayor parte del cielo aún no se ha explorado medianteobservaciones de alta sensibilidad y estabilidad desde elespacio. Hacer esto sistemáticamente durante los próximosaños permitirá descubrir muchos planetas parecidos a laTierra en la zona de habitabilidad.

Diferentes tipos de galaxias

¿Cómo son las otras galaxias?Reciclado del gas en la formación estelar


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· Espirales normales (M31) y barradas (NGC1365) son el 50%del total (25% cada una). Se localizan en grupos pequeñoscomo el nuestro o en el exterior de cúmulos de galaxias.Pueden tener otras como satélites (M31 tiene 2 elípticasenanas cercanas, y la Vía Láctea las nubes de Magallanes,irregulares). Las elípticas gigantes dominan el centro de loscúmulos de galaxias, ya que las interacciones gravitatoriasintensas destruyen los brazos espirales. En ellas la formaciónestelar es mínima. Explicar Grupo Local. Futura colisión conla de Andrómeda - > la Vía Láctea será elíptica gigante conpoca formación estelar tras unos 6000 millones de años más.

La astrofísica requiere de instrumentos muy complejos que secomplementan para ayudar a comprender los fenómenos observados.Desde el espacio la calidad es mayor, y necesarias en IR lejano, UV, o X.

Las estrellas se forman por el colapso de parte de una nube moleculargigante, o de pequeñas nubes oscuras, a lo largo de decenas de millonesde años. Los discos de acreción permiten a la protoestrella adquirir masa,y los flujos bipolares la liberación del exceso de momento angular.

Actualmente ya se observan directamente discos circunestelares y sedetectan planetas. Aún no se tiene un censo no sesgado de laspropiedades de los planetas, y apenas se han estudiado sus atmósferas.En un futuro muy próximo esto será posible con mucho detalle.

Los radiotelescopios e interferómetros permiten estudiar las regionesdensas y opacas donde se forman las estrellas y planetas. Lasobservaciones de transiciones rotacionales se utilizan para estudiar laquímica del gas y la influencia del polvo, tanto en las envolturas deprotoestrellas como ahora también en los discos.

Las estrellas se forman en grupos de cientos típicamente. Es unproceso ineficiente que dispersa la mayor parte del gas. Las SN ynebulosas planetarias devuelven aún más material, pero procesado. Es unciclo continuo en las galaxias espirales.

Conclusiones


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· Normalmente la ciencia se basa en la observación, laexperimentación, y la elaboración de teorías. En astrofísicano tenemos un laboratorio para experimentar, dependemosde la observación, y esto lleva a la construcción de enormestelescopios para observar en múltiples longitudes de onda.Tecnologías que a veces pueden aplicarse a la vidacotidiana. La atmósfera terrestre es una limitaciónimportante.






Conclusiones


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· La formación estelar es un proceso muy lento, pero ya hahabido varias generaciones de formación de estrellas.Subjetivamente se dice que las estrellas que se formanahora son de 3ra generación (1 generación = 5000 millonesde años), y en la 1ra no podían existir los planetas terrestres,pero esto es poco relevante.






Conclusiones


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· Se ha detecado agua y otras moléculas en las atmósferasde otros planetas, pero actualmente esto está en el límitetécnico, en buena medida porque la atmósfera terrestrecontamina la señal de forma variable en el tiempo y es difícilsustraerla correctamente.






Conclusiones


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· La eficiencia de las reacciones químicas dependen de latemperatura, la densidad, la abundancia de cada molécula,la presencia del polvo de diferentes tamaños y sobre todo elcampo de radiación en la región (además del tiempo, pues lasituación no suele ser de equilibrio). Todas estas variablesinfluyen en la evolución química, y esto a su vez en aspectoscomo la composición de los planetas.






Conclusiones


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· La mayor parte del Universo sigue estando compuesto de Hy He como en su origen. Las estrellas procesan este gas porfusión nuclear y generan el resto de elementos químicos,que liberan en explosiones de SN y permiten que engeneraciones siguientes existan planetas terrestres con vida,por ejemplo. Como las nubes moleculares se puedendispersar y volver a formar, es un ciclo continuo. En elnúcleo de estrellas gigantes se genera Fe y Ni (núcleos delos planetas), y en las SN los elementos radiactivos quecontribuyen a mantener el calor interno. Ambos factores sonesenciales para formar planetas como la Tierra y la vida.

Esta presentación está disponible en formato PDF en:http://conga.oan.es/%7Ealonso/sources/cunaPlanetas2016.pdf

Artículos de divulgación del Anuario:http://astronomia.ign.es/anuario-astronomico

¡Muchas gracias por su asistencia!


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