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Estabilidad del sistema solar

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Mi pregunta es simple:

¿Es estable el sistema solar?

Puedes ver esta página de Wikipedia.
Editar: Lo siento, porque creo que mi pregunta tiene más que ver con las matemáticas y la mecánica clásica de los planetas en una escala de mil millones de años, que con la astronomía. Pero creo que esta es nuestra suerte de que la Tierra no esté condenada en los últimos mil millones de años y es posible que tengamos menos de 8 planetas antes de que el Sol se arruine.


La página de wikipedia a la que se vinculó le dice que el sistema solar es gravitacionalmente "caótico", en parte porque la masa del sol no se fija en el tiempo.

Pero aún más simple que eso, enfocándose solo en la gravedad (ignorando la pérdida de masa estelar, etc.), el sistema solar es un problema de N-cuerpos. Tenemos 8 planetas, un sol y millones de asteroides, cometas y quién sabe cuántas partículas individuales unidas gravitacionalmente a nuestro sol (más las que no lo están y están pasando por el vecindario, por así decirlo). Cuando tienes más de 2 cuerpos, las soluciones al problema de N cuerpos son inestables. Lo que esto significa es que, digamos que describimos el problema de N cuerpos con datos $ D $ (las "condiciones iniciales", o una descripción perfecta del estado del sistema en algún momento específico). Con un conjunto de datos completo dado, la evolución gravitacional (newtoniana) del sistema está completamente determinada (pero es tan difícil de hacer que solo podemos aproximarla). Lo que significa inestabilidad aquí es que si tenemos algún otro conjunto de datos $ D '$ que sea solo un poco diferente de $ D $, entonces las diferencias entre la evolución de $ D $ y $ D' $ serán exponencialmente grandes durante mucho tiempo. suficientes escalas de tiempo. Entonces, lo que ahora pueden parecer diferencias menores, resultará en sistemas solares de apariencia radicalmente diferente a largo plazo.

Dado que todas nuestras observaciones nunca pueden dar valores exactos, sino solo un rango de valores, necesariamente existe un poco de incertidumbre sobre cuál es el estado gravitacional exacto de nuestro sistema solar. Tenemos datos muy pobres sobre el contenido exacto de asteroides y cometas de nuestro sistema solar, e incluso los datos planetarios tienen márgenes de error significativos. Todo esto significa que hay muchas selecciones justificables para los datos $ D $, cada una de las cuales difiere en una pequeña cantidad. Pero debido a la inestabilidad, eventualmente estos datos producirán futuros radicalmente diferentes entre sí. Actualmente solo podemos predecir la evolución del sistema solar hasta unos pocos millones de años más o menos (el valor exacto indicado puede variar enormemente dependiendo de cómo opte por definir y calcular el tiempo de Lyapunov). Después de eso, las pistas evolutivas se vuelven tan dispares que realmente no podemos decir que estamos prediciendo otra cosa que "definitivamente hará algo".

De una forma u otra, actualmente es imposible para nosotros hacer afirmaciones claras sobre cómo se verá el sistema solar en una escala de tiempo de miles de millones de años. Quizás los 8 planetas todavía estén allí; tal vez sus órbitas sean muy similares, pero tal vez tengan órbitas muy diferentes; tal vez varios planetas hayan sido expulsados ​​del sistema solar. En el mejor de los casos, podemos observar algunas cosas que hacen que ciertos objetos tengan más probabilidades de sufrir una alteración significativa. Por ejemplo, Júpiter y Mercurio parecen tener una cierta resonancia orbital en este momento, lo que en última instancia podría llevar a Mercurio a sufrir un cambio de órbita significativo. En última instancia, esto puede hacer que choque con otro planeta, o con el sol, o que sea expulsado del sistema solar por completo. Pero tal vez no sea así. Es difícil de decir.


Nuestro sistema solar se desintegrará antes de lo que pensamos

Pero no se preocupe, todavía faltan miles de millones y miles de millones de años.

Aunque el suelo bajo nuestros pies se siente sólido y reconfortante (la mayor parte del tiempo), nada en este Universo dura para siempre.

Un día, nuestro sol morirá, expulsando una gran proporción de su masa antes de que su núcleo se encoja y se convierta en una enana blanca, y gradualmente goteará calor hasta que no sea más que un trozo de roca fría, oscura y muerta, mil billones de años después.

Pero el resto del sistema solar habrá desaparecido para entonces. Según las nuevas simulaciones, los planetas restantes tardarán solo 100 mil millones de años en atravesar la galaxia, dejando al sol moribundo muy atrás.

Los astrónomos y físicos han estado tratando de descifrar el destino final del Sistema Solar durante al menos cientos de años.

"Comprender la estabilidad dinámica a largo plazo del sistema solar constituye una de las búsquedas más antiguas de la astrofísica, que se remonta al propio Newton, quien especuló que las interacciones mutuas entre planetas eventualmente conducirían al sistema inestable", escribieron los astrónomos Jon Zink de la Universidad de California, Los Ángeles, Konstantin Batygin de Caltech y Fred Adams de la Universidad de Michigan en su nuevo artículo.

Pero eso es mucho más complicado de lo que parece. Cuanto mayor sea el número de cuerpos que están involucrados en un sistema dinámico, interactuando entre sí, más complicado se vuelve ese sistema y más difícil es predecirlo. A esto se le llama problema de N-cuerpos.

Debido a esta complejidad, es imposible hacer predicciones deterministas de las órbitas de los objetos del sistema solar más allá de ciertas escalas de tiempo. Más allá de unos cinco a 10 millones de años, la certeza vuela por la ventana.

Pero, si podemos averiguar qué va a pasar con nuestro sistema solar, eso nos dirá algo sobre cómo podría evolucionar el Universo, en escalas de tiempo mucho más largas que su edad actual de 13,8 mil millones de años.

En 1999, los astrónomos predijeron que el sistema solar se desmoronaría lentamente durante un período de al menos mil millones de billones, es decir, 10 ^ 18, o un trillón de años. Ese es el tiempo que tardarían, calcularon, las resonancias orbitales de Júpiter y Saturno para desacoplar a Urano.

Sin embargo, según el equipo de Zink, este cálculo omitió algunas influencias importantes que podrían perturbar el sistema solar antes.

En aproximadamente 5 mil millones de años, mientras muere, el Sol se convertirá en un gigante rojo, envolviendo a Mercurio, Venus y la Tierra. Luego, expulsará casi la mitad de su masa, arrastrada al espacio por los vientos estelares, la enana blanca restante será alrededor del 54 por ciento de la masa solar actual.

Esta pérdida de masa aflojará el agarre gravitacional del sol sobre los planetas restantes, Marte y los gigantes de gas y hielo externos, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno.

En segundo lugar, a medida que el sistema solar orbita el centro galáctico, otras estrellas deberían acercarse lo suficiente como para perturbar las órbitas de los planetas, aproximadamente una vez cada 23 millones de años.

"Al tener en cuenta la pérdida de masa estelar y la inflación de las órbitas de los planetas exteriores, estos encuentros serán más influyentes", escribieron los investigadores.

"Con el tiempo suficiente, algunos de estos sobrevuelos se acercarán lo suficiente como para disociar, o desestabilizar, los planetas restantes".

Teniendo en cuenta estas influencias adicionales en sus cálculos, el equipo ejecutó 10 simulaciones de N cuerpos para los planetas exteriores (dejando fuera a Marte para ahorrar en costos de cálculo, ya que su influencia debería ser insignificante), utilizando el poderoso Cúmulo Hoffman2 Compartido. Estas simulaciones se dividieron en dos fases: hasta el final de la pérdida de masa del Sol y la fase posterior.

Aunque 10 simulaciones no es una muestra estadística sólida, el equipo descubrió que cada vez se desarrollaba un escenario similar.

Una vez que el Sol completa su evolución hacia una enana blanca, los planetas exteriores tienen una órbita más grande, pero aún permanecen relativamente estables. Sin embargo, Júpiter y Saturno quedan capturados en una resonancia estable de 5: 2: por cada cinco veces que Júpiter orbita el Sol, Saturno orbita dos veces (esa resonancia eventual ha sido propuesta muchas veces, entre otras cosas por el propio Isaac Newton).

Estas órbitas expandidas, así como las características de la resonancia planetaria, hacen que el sistema sea más susceptible a las perturbaciones de las estrellas que pasan.

Después de 30 mil millones de años, tales perturbaciones estelares hacen que esas órbitas estables se conviertan en caóticas, lo que resulta en una rápida pérdida de planetas. Todos los planetas menos uno escapan de sus órbitas, huyendo hacia la galaxia como planetas rebeldes.

Ese último y solitario planeta se queda por otros 50 mil millones de años, pero su destino está sellado. Con el tiempo, también se ve liberado por la influencia gravitacional de las estrellas que pasan. En última instancia, 100 mil millones de años después de que el Sol se convierta en una enana blanca, el Sistema Solar ya no existe.

Ese es un período de tiempo significativamente más corto que el propuesto en 1999. Y, los investigadores señalan cuidadosamente, depende de las observaciones actuales del entorno galáctico local y las estimaciones de sobrevuelos estelares, los cuales pueden cambiar. Así que de ninguna manera está grabado en piedra.

Incluso si las estimaciones de la línea de tiempo de la desaparición del Sistema Solar cambian, sin embargo, todavía faltan muchos miles de millones de años. La probabilidad de que la humanidad sobreviva el tiempo suficiente para verla es mínima.

La investigación ha sido publicada en El diario astronómico.

Este artículo fue publicado originalmente por ScienceAlert. Leer el articulo original aquí.


Este artículo es un resumen de una sesión presentada en el tercer simposio anual japonés & # x02013American Frontiers of Science, celebrado el 22 de septiembre & # x0201324, 2000, en el Arnold and Mabel Beckman Center de las Academias Nacionales de Ciencia e Ingeniería en Irvine, CA.

& # x000b6 Para considerar la estabilidad dinámica de dos planetas de masa metro1 y metro2, radio orbital a1 y a2, una unidad natural de separación es su mutuo Radio de colina (según el matemático del siglo XIX, G. W. Hill), definido por


La luna estabilizadora de la Tierra puede ser única dentro del universo

Nuevas simulaciones muestran que la luna de la Tierra no solo es única en el sistema solar, sino que también puede ser rara en todo el universo.

La investigación revela que menos del 10 por ciento de los planetas terrestres pueden tener un satélite lo suficientemente grande como para proporcionar la estabilidad que la vida necesita para desarrollarse.

La Tierra gira alrededor de su eje orbital, cambiando su ángulo hacia el sol, su oblicuidad, un poco más de un grado en el transcurso de miles de años. Estas pequeñas diferencias son lo suficientemente significativas como para causar el reflujo y el flujo de las edades de hielo. [10 descubrimientos lunares más geniales]

La luna ha sido reconocida durante mucho tiempo como un estabilizador significativo del eje orbital de la Tierra. Sin él, los astrónomos han predicho que la inclinación de la Tierra podría variar hasta en 85 grados. En tal escenario, el sol pasaría de estar directamente sobre el ecuador a directamente sobre los polos en el transcurso de unos pocos millones de años, un cambio que podría resultar en cambios climáticos dramáticos.

Tales cambios tienen el potencial de afectar el desarrollo de la vida.

Formación de la luna

Tal como está, la luna de la Tierra es única en el sistema solar. La relación entre la masa del planeta y la luna es unas cien veces mayor para la Tierra que comparaciones similares con las lunas de Marte. [Nuestro sistema solar: un recorrido fotográfico por los planetas]

La gran diferencia proviene de cómo se formaron las lunas. Los otros planetas del sistema solar utilizaron la gravedad para capturar cuerpos flotantes libres. Pero, la luna de la Tierra se creó cuando un cuerpo del tamaño de Marte se estrelló contra el joven planeta. La gravedad capturó los escombros a medida que se esparcían en el espacio y, con el tiempo, el material finalmente se solidificó en un satélite.

En un artículo que se publicará en la revista Icarus, un equipo de astrónomos dirigido por Sebastian Elser, de la Universidad de Zurich, modeló eventos en el sistema solar temprano para determinar qué tan improbable podría ser una colisión de este tipo.

La creación de una luna por impacto depende significativamente de las características del objeto que choca contra el planeta. Por un lado, debe ser relativamente grande y solo alrededor del diez por ciento de su masa se quedará para formar una luna después de la colisión. También depende de la velocidad del objeto y, si golpea suavemente el planeta, es menos probable que tenga la energía que necesitaría el sistema.

Se formarían fácilmente pequeñas lunas, con un efecto inmediato en el giro del planeta. Pero algunos podrían entrar en espiral hacia el planeta, mientras que otros podrían abandonar rápidamente la órbita. Incluso otros podrían verse expulsados ​​por completo.

Un caótico sistema solar temprano

El sistema solar primitivo era muy dinámico y estaba lleno de colisiones. Durante este tiempo, podría formarse una luna estabilizadora similar a la Tierra, solo para ser sacada de órbita por el siguiente cuerpo que se adentra en el sistema.

"Múltiples impactos podrían ... destruir satélites existentes", dijo Elser a SPACE.com en una entrevista por correo electrónico.

Para convertirse en una parte permanente del sistema, un cuerpo que choca tendría que ser el último gran impactador. Si bien las rocas y los escombros podrían continuar golpeando el sistema, tendrían que ser pequeños para evitar expulsar la luna recién formada.

Una vez que terminó el período de formación violenta, la simulación de los investigadores mostró 180 planetas, casi la mitad de los cuales terminaron con una luna. Pero la mayoría de estos satélites eran demasiado pequeños para ser comparables a nuestro sistema Tierra-Luna. Solo quince pares, alrededor del ocho por ciento, se parecen a nuestro sistema planetario único.

Hasta qué punto la formación de la vida depende de una luna más grande de lo normal sigue siendo un tema de debate. Pero, los astrónomos tienden a buscar sistemas que reproduzcan el nuestro, ya que este es el único tipo de sistema en el que definitivamente se formó la vida.

Según esta nueva investigación, estos sistemas pueden ser pocos y distantes entre sí.


Estabilidad del sistema solar - Astronomía

Nuestro sistema solar consta de una estrella (promedio en tamaño y luminosidad) que llamamos Sol, los planetas (en orden de distancia al Sol) Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y el Cinturón de Kuiper. objetos (por ejemplo, planetas enanos como Plutón), los satélites o lunas de los planetas, numerosos cometas, asteroides, meteoroides y el medio interplanetario.

Los planetas y la mayoría de los satélites de los planetas y los asteroides giran alrededor del Sol en la misma dirección (en sentido antihorario), en órbitas casi circulares (elipses, pero cerca de círculos). Al mirar hacia abajo desde arriba del polo norte del Sol, los planetas orbitan en dirección contraria a las agujas del reloj. En 2006 se agregó una nueva clase de planetas enanos, estos objetos se encuentran principalmente en los cinturones de asteroides y Kuiper.

Los planetas orbitan alrededor del Sol en o cerca del mismo plano, llamado eclíptica. Plutón es un planeta enano especial en el sentido de que su órbita es la más inclinada (18 grados) y la más elíptica de todos los planetas.

El Sol contiene el 99,85% de toda la materia del Sistema Solar. Los planetas, que se condensaron a partir del mismo disco de material que formó el Sol, contienen solo el 0,135% de la masa del sistema solar. Júpiter contiene más del doble de materia que todos los demás planetas combinados.

Los cuatro mundos terrestres primarios son los planetas más internos del sistema solar, Mercurio, Venus, Tierra y Marte. Hay otros 8 mundos terrestres adicionales: la Luna, Ío, Europa, Ganímedes, Calisto (las cuatro lunas galileanas), Titán (una luna de Saturno), Tritón (una luna de Neptuno) y Plutón.

Se les llama terrestres porque tienen una superficie rocosa compacta como la de la Tierra y son de forma esférica. Las otras lunas no son esféricas y son más parecidas a un asteroide (es decir, irregulares). Venus, la Tierra, Marte y Titán tienen atmósferas significativas, el resto tiene poca o cero.

Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno se conocen como planetas jovianos (similares a Júpiter), porque todos son similares en tamaño y estructura, es decir, gigantes en comparación con la Tierra (la Tierra está en la esquina inferior derecha arriba) y no tienen naturaleza sólida y gaseosa.

Los planetas jovianos también se conocen como los gigantes gaseosos, aunque todos ellos pueden tener pequeños núcleos semisólidos debajo de sus atmósferas gruesas.

Un planeta gira alrededor del sol. Una luna o satélite gira alrededor de un planeta. El término planeta o luna no se selecciona por la masa o el tamaño del cuerpo (por ejemplo, Titán, una luna de Saturno, es más grande que Mercurio).

El período de revolución de un planeta está determinado por el tiempo y la astrometría (la ciencia de medir las posiciones estelares y planetarias). Los períodos de rotación están determinados por

  1. características de la superficie de sincronización
  2. cronometraje de nubes y características atmosféricas
  3. luz solar reflejada (curvas de luz)
  4. Mediciones de radar Doppler de la extremidad del planeta

La información sobre los planetas se obtiene mediante:

  • fotometría -> temperaturas, características de la superficie, albedo
  • espectroscopia -> composición química
  • mapeo de radar -> topología de superficie
  • sondas espaciales -> analizar, estudiar, muestrear, campos magnéticos

Cualquier modelo de formación del Sistema Solar debe explicar los siguientes hechos:

  1. Todas las órbitas de los planetas son progradas (es decir, si se ven desde arriba del polo norte del Sol, todas giran en sentido contrario a las agujas del reloj).
  2. Todos los planetas tienen planos orbitales que están inclinados menos de 6 grados entre sí (es decir, todos en el mismo plano).
  3. Todos los planetas tienen excentricidades bajas.
  4. Todos los planetas tienen rotación prograda excepto Venus y Urano.

Otros detalles para cualquier teoría de la formación:

T = rocoso y pequeño J = gaseoso y grande

Cualquier teoría de la formación del Sistema Solar debe explicar las siguientes propiedades y por qué hay una separación de los planetas en dos tipos.

Elementos / compuestos comunes en el sistema solar:

Los elementos más comunes de cada planeta nos dicen algo sobre su proceso de formación y evolución posterior. Por ejemplo, los planetas pequeños tienen campos gravitacionales que son demasiado débiles para mantener elementos ligeros como H y He. Los mundos jovianos son fríos y tienen muchos compuestos como hielo en lugar de gas o líquidos.

Tenga en cuenta que el Universo es principalmente H y He (como el Sol), por lo que los planetas son muy * diferentes * de la composición química del Universo en general.


PLANETPLANET

El último sistema solar retrógrado

Bienvenido a la serie Building the Ultimate Solar System sobre la construcción de sistemas planetarios con tantos mundos portadores de vida como sea posible. Esta publicación presenta un nuevo & # 8220ninja move & # 8221 para compactar el sistema planetario y construir sistemas con más planetas en la zona habitable.

Di la verdad. Cuando viste la palabra retrógrado en el título de esta publicación, ¿pensaste que estaría escribiendo sobre planetas & # 8220retro & # 8221 con peinados divertidos o vistiendo ropa disco? Eso sería genial, ¿no? Quizás la próxima vez & # 8230

Me encontré con una forma sencilla de reforzar el Sistema Solar Definitivo. Y por tropezar, quiero decir que descubrí que alguien más lo había descubierto. Y lo tomé.

Es un poco técnico, así que vayamos a lo básico. Dos planetas orbitan la misma estrella. Si las órbitas están muy separadas, la configuración es estable porque los planetas no sienten entre sí la gravedad con demasiada fuerza. Si las órbitas están demasiado juntas, los planetas se dan entre sí pequeñas patadas gravitacionales que se suman. Con el tiempo, estas patadas cambian la forma de los planetas y las órbitas # 8217. Finalmente, los planetas y las órbitas # 8217 se cruzan y los dos planetas chocan o al menos causan una reordenación importante de las órbitas del sistema. No es estable.

Hay un límite de estabilidad. Dos órbitas más cercanas que el límite de estabilidad son inestables. Un objetivo central de Building the Ultimate Solar System es crear sistemas planetarios que sean un poco más anchos que el límite de estabilidad. Esto maximiza la cantidad de planetas que pueden caber en un área determinada. El área que nos importa es la zona habitable, donde los planetas pueden tener agua líquida en sus superficies.

Pero hay & # 8217s un giro. Resulta que el límite de estabilidad solo se aplica a normal sistemas planetarios. Sistemas en los que todos los planetas orbitan alrededor de la estrella en la misma dirección.

En un gran artículo de 2009, Smith y Lissauer muestran que existe un límite de estabilidad diferente para los sistemas en los que la mitad de los planetas orbitan alrededor de la estrella en la dirección opuesta. En ese caso, el límite de estabilidad está más cerca, por lo que los sistemas planetarios pueden ser más compactos.

Eso hace una gran diferencia. Puede colocar aproximadamente el doble de planetas en un tramo determinado de espacio orbital. El requisito es simplemente que todos los demás planetas deben orbitar en la dirección opuesta. Entonces, los planetas 1, 3, 5 y 7 orbitan a la estrella en el sentido de las agujas del reloj, y los planetas 2, 4, 6 y 8 orbitan en sentido contrario a las agujas del reloj.

Tomemos los planetas de masa terrestre que orbitan una estrella como el Sol. En órbitas progradas, 4 Tierras encajan dentro de la zona habitable. Para alternar órbitas progradas y retrógradas, caben 8 Tierras.

Órbitas de planetas de masa terrestre agrupadas en la zona habitable (sombreada) de una estrella como el Sol. En el sistema de la izquierda, los cuatro planetas orbitan en la misma dirección. En el sistema de la derecha, ocho planetas pueden caber dentro de la zona habitable alternando la dirección en la que orbitan la estrella (los planetas en órbitas azules van en sentido antihorario y los que están en órbitas rojas van en sentido horario).

Usemos esto para reforzar el Sistema Solar Definitivo 1. Ese es el que tiene planetas un poco más pequeños que la Tierra y no tiene planetas gigantes con lunas. Así es como se ve:

Nuestro primer sistema solar definitivo. Cada órbita alrededor de la estrella (línea gris gruesa) contiene dos pares de Tierras binarias en una configuración coorbital (troyana). Consulte aquí los detalles de su construcción.

Todos los planetas tienen la mitad de la masa terrestre y hay 6 órbitas agrupadas en la zona habitable. Cada órbita tiene dos conjuntos de Tierras binarias, separados por 60 grados en la misma órbita. Esta configuración es estable durante miles de millones de años y coloca 24 mundos habitables en la zona habitable de una sola estrella. No está nada mal.

[No vamos a meternos con Ultimate Solar System 2 porque el espaciamiento orbital de ese se basa en resonancias (historia diferente).]

Dejemos que & # 8217s modifiquemos Ultimate Solar System 1 según lo que aprendimos sobre las órbitas retrógradas.

Es simple. Entre cada conjunto de órbitas del Ultimate Solar System 1 podemos insertar otra órbita siempre que gire alrededor de la estrella en la dirección opuesta. Y no hay ninguna razón por la que no podamos poner el mismo par de Tierras binarias en cada órbita retrógrada. Nuestro último sistema solar retrógrado se ve así:

El último sistema solar retrógrado. Los planetas tienen la mitad de la masa terrestre. Hay 12 conjuntos de órbitas en la zona habitable: 6 en órbitas progradas (grises) y 6 en órbitas retrógradas (marrones) que giran alrededor de la estrella en direcciones opuestas. Cada órbita contiene cuatro planetas: dos pares de Tierras binarias separadas por 60 grados a lo largo de la órbita (en los puntos estables de Lagrange L4 / L5)

Básicamente, solo tomamos dos copias de Ultimate Solar System 1, volteamos una de ellas a órbitas retrógradas y las unimos. ¡Ahora hay 48 planetas en la zona habitable en lugar de solo 24! ¡Auge!

La única desventaja de nuestra configuración retrógrada es filosófica. Hasta este punto, todo en el Ultimate Solar System sucede por sí solo de forma natural. Existen sistemas planetarios muy compactos. Los planetas gigantes gaseosos realmente tienen grandes lunas, así como compañeros troyanos (bueno, asteroides aunque pensamos que los planetas troyanos deben existir). Y sabemos de grupos complicados de muchas estrellas unidas. Por supuesto, es poco probable que todas estas cosas sucedan al mismo tiempo de manera óptima, pero no imposible.

Con el Sistema Solar Retrógrado Último, ahora estamos nadando en aguas imposibles. Dos planetas pueden terminar orbitando la misma estrella en direcciones opuestas, pero solo si sus órbitas están muy separadas. No conozco ninguna forma en que la naturaleza pueda producir un sistema de planetas muy compactos con cada conjunto de planetas orbitando en la dirección exactamente opuesta a sus vecinos inmediatos.

Esto significa que el Sistema Solar Retrógrado Definitivo tendría que ser diseñado. Creado a propósito por unos seres muy inteligentes y poderosos.

Y si estos seres estuvieran diseñando un sistema solar, podrían llevar las cosas aún más lejos. La próxima publicación de Ultimate Solar System mostrará cuán profundo es este agujero de conejo & # 8230. (es mucho más profundo)


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Title: On the Dynamical Stability of the Solar System

1.261Gyr from now, and another in which Mercury and Venus collide in

862Myr. In the latter solution, as a result of Mercury's unstable behavior, Mars was ejected from the Solar System at

822Myr. We have performed a number of numerical tests that confirm these results, and indicate that they are not numerical artifacts. Using synthetic secular perturbation theory, we find that Mercury is destabilized via an entrance into a linear secular resonance with Jupiter in which their corresponding eigenfrequencies experience extended periods of commensurability. The effects of general relativity on the dynamical stability are discussed. An application of the bifurcation method to the outer Solar System (Jupiter, Saturn, Uranus, and Neptune) showed no sign of instability during the course of 24Gyr of integrations, in keeping with an expected Uranian dynamical lifetime of 10^(18) years.


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Ver el vídeo: The Stability of The Solar System - Scott Tremaine (Julio 2022).


Comentarios:

  1. Tojagor

    No lo dudo.

  2. Fogerty

    Me uno. Entonces sucede. Discutamos esta pregunta.

  3. Carr

    Bravo, son simplemente un pensamiento magnífico

  4. Willifrid

    Lo siento, hay una propuesta para ir de otra manera.

  5. Kazrahn

    valiente, el excelente mensaje

  6. Jutilar

    No en esta esencia.



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