1. La tierra en el Universo El estudio del Universo.
1.1. Origen y Evolución del Universo. Teorías cosmológicas.
HIPÓTESIS DEL BIG-BANG
1.2. Galaxias. La Vía Láctea
2. Origen y Evolución del Sistema Solar y La Tierra.
2.1. Teoría de formación del Sistema Solar del Campo magnético de Alfven-Hoyle.
2.2. Origen de la Tierra
3. Descripción del Sistema Solar: Planetas, satélites, Asteroides, Meteoritos y Cometas.
3.1. EL SOL
3.2. LOS PLANETAS
3.3. Satélites.
3.4. Asteroides.
3.5. Los cometas
1. La tierra en el Universo El estudio del Universo.
Muchos de los interrogantes que se plantean sobre la evolución de nuestro planeta desde la formación de los primeros materiales y de su dinámica, la composición química de la Tierra, su densidad, su hª térmica y el origen del calor interno, etc.. entre otros muchos interrogantes sólo pueden ser resuelto si estudiamos la tierra como un planeta más en el Universo. Para el estudio del universo nos apoyaremos en:
· Radiaciones que nos llegan de las estrellas y galaxias su análisis espectral, longitud de onda y variación hacia un extremo del espectro nos arrojan valores sobre distancias desde el punto de emisión, composición química y tª de las estrellas mediante el empleo de radiotelescopios
· Meteoritos Han sido las primeros materiales, exteriores a la Tierra, que hemos podido estudiar. Sólo reconocemos un pequeño porcentaje de los que llegan (los más pequeños se volatilizan en la atmósfera o al chocar con la corteza y la mayoría caen en el mar 70 %. Los meteoritos pueden clasificarse en:
a) Litometeoritos: (90%) Formados por fundamentalmente por silicatos (piroxeno y olivino). A su vez se subdividen en:
a1) Condritos (86%) Material primigenio del Sistema Solar 40 % de olivino, 30 % de piroxeno, 5-20 % de NiFe, 10 % de plagioclasas y 6% de troilita (SFe). Presentan “cóndrulos”, que son estructuras esféricas de tamaños cercanos a 1 mm. y formados por vidrio se interpretan como gotas fundidas durante las primeras colisiones que se produjeron en la nebulosa
a2) Acondritos: (sin cóndrulos) con olivino, piroxenos y plagioclasas. Cristalizados en granos gruesos (posiblemente se formaron a partir de fundidos como nuestras rocas magmáticas).
b) Sideritos (4,5 %) con un 89 % de NiFe que aparece cristalizado formando unas estructuras con caras octaédricas, llamadas figuras de Widmanstaten.
c) Siderolitos : (2 %) con el 50 % de NiFe y el resto de silicatos. En alguno de ellos aparecen cristales de olivino con caras perfectas.
· Otros estudios
Características físicas de los planetas (densidad, radio, gravedad, campo magnético.
Atmosferas planetarias, análisis de espectros, composición química.
Paisajes observados en los planetas, actividad geológica etc.
Muestras recogidas en luna y ahora marte para comparar con los materiales terrestres
1.1. Origen y Evolución del Universo. Teorías cosmológicas.
Las teorías cosmológicas deben explicar el origen de la energía y el de las distintas concentraciones de materia.
Teoría del Estadio estable o estacionario
Hipótesis sobre el origen del Universo, principio cosmológico perfecto el Universo es uniforme espacial y temporalmente, no existe un verdadero centro en el espacio ni un origen del tiempo. Este modelo fue generalmente aceptado por la comunidad científica, e incluso Einstein, que más tarde reconoció éste como el mayor error de su carrera científica.
Cuando se evidenciaron las primeras pruebas de la expansión Hoyle et al. Indicaron que se acompañaría de continua creación de materia para mantener la masa total del Universo unas galaxias sustituirían a las que se van destruyendo.
El descubrimiento de las emisiones desde largas distancias de los quasars desde distancias enormes hace pensar en un estadio anterior del Universo muy diferente al actual y por lo tanto no Homogéneo.
Hipótesis del Universo en expansión
E. Hubble finales de los 20`s basándose en el fenómeno de desplazamiento hacia el rojo de determinadas marcas espectrales de elementos químicos si se comparaban con los de laboratorio indicaba que a mayor alejamiento de la Galaxia las bandas del espectro mas se desplazaban hacia el rojo, lo comparó con el efecto descrito por Doppler (la luz emitida por un objeto se vuelve mas roja al alejarse dicho objeto y mas azul si se acerca).
Hubble transformo sus medidas convirtiéndolas en velocidades de alejamiento y descubrió que era proporcional a su distancia echando por tierra la teoría de universo estacionario, si se extrapola el desplazamiento hacia atrás en el tiempo obtendríamos un tiempo 0 donde toda la materia se encontraría concentrada el origen del Universo.
Así pues, actualmente, se concibe que el Universo es una entidad global, dinámica y en evolución, igual que un ser vivo, con una hª de su vida y quizás un nacimiento y un fin.
HIPÓTESIS DEL BIG-BANG
Según esta hipótesis, toda la materia y la energía del Universo se encontraba en el instante t = 0 (hace 15000 millones de años), bajo una forma infinitamente condensada y caliente (estado de singularidad original ). La materia-energía estaría concentrada en una zona de 108 Km. de radio, su densidad sería 1014 gr/cc, su tª sería de 1012 °K estaría formada principalmente por radiación, su evolución se daría en 5 estadios:
T=0 (gran explosión)
1. T=0 @ 10-43 sg Era cuántica, toda la materia se hallaba en forma de energía, existiendo una única fuerza electronuclear gravitatoria.
2. 10-43 @ 10-4 seg Era hadrónica, se produjo una rápida disminución de la tª, separación de las fuerzas fundamentales (gravedad, fuerza nuclear fuerte y débil, electromagnetismo).
Primeras asociaciones estables de partículas: protones, neutrones, mesones, y las correspondientes antipartículas. Por colisiones se formaba antimateria y se destruía pero la ligera apetencia (1/1000mill) por la formación de materia implicó que se generase un universo de materia yu no de energía
3. 10-4@ 10 seg. Era leptónica, la baja tª desaparece toda la antimateria generando una gran energía radiante de fotones hoy, éstos, son más abundantes en el Universo. Un vestigio de esta era son los neutrinos.
4. 10 seg @ 106 años Era radiactiva, mismo nº de electrones que de protones, manteniéndose la neutralidad. Por debajo de 3000K empezaron a asociarse protones y neutrones formando núcleos de H, y se producían reacciones de fusión nuclear H+H = He (Deuterio + Tritio = He + protón + energía).
Como la Tª descendió rápidamente no todo el H se transforma en He. Por ello que la masa del Universo está, en el presente, formada aproximadamente por un 75 % de H, 23 % de He y un 2 % de elementos pesados.
5. 106 años @ actualidad la Era estelar Cuando desaparecieron los electrones libres del plasma para formar átomos, el Universo se hizo transparente a la radiación, la presión descendió bruscamente y, a partir de inmensas nebulosas de H y de He, pudieron formarse las galaxias por un mecanismo de inestabilidad gravitatoria.
La Gravitación es la energía base del Cosmos ; la materia dispersa tiende a concentrarse por la atracción que unas partículas ejercen sobre otras, pero al acercarse van desprendiendo parte de la energía en forma de calor. Gracias a la gravitación se unen núcleos en reacciones nucleares que generan E y transformaciones de moléculas formándose nuevos elementos la evolución futura del universo puede plantearse bajo dos caminos:
Futuro abierto expansión continua con lo que disminuirá gravedad y se agotará la energía.
Futuro Cerrado se generará una furza critica a partir de la cual se irá agrupando el universo hacia un Big Cruch.
Futuro Pulsante abierto-cerrado-abierto eternamente cíclico.
1.2. Galaxias. La Vía Láctea
Agrupaciones de estrellas por atracción gravitatoria mutua dimensión de 104 años luz y una masa de 1040 gramos.
Se pueden clasificar atendiendo a sus formas Hubble (1930):
Las distintas formas podrían explicarse por la agrupación de la materia a partir de movimientos turbulentos que por fuerza centrífuga de rotación van modelando la forma de concentración de la materia en este orden
Las fases de evolución están en discusión por los astrónomos:
Para algunos autores galaxias irregulares > elípticas> espirales
Para otros, galaxias irregulares > espirales> elípticas por incorporación de los brazos al disco central.
Aunque si parece demostrado que los brazos son posteriores al disco central, las estrellas que en ellos se sitúan son más jóvenes que las del disco central
La vía Láctea Nuestra Galaxia es de las de tamaño medio y tiene unos 100.000 millones de estrellas y pertenece al Grupo Local formada por 17 galaxias, entre las cuales están Andrómeda, muy parecida a nuestra vía Láctea y quince más…
Las nebulosas . Están formadas por gas y polvo, poseen el 2 % total de la masa de nuestra galaxia y equivale a la de 2000 millones de soles.
2. Origen y Evolución del Sistema Solar y La Tierra.
Sol y su sistema planetario se formaron hace 4.500 o 5.000 millones de años, so de segunda generación. Parece que 10% de los sistemas de estrellas tienen planetas a su alrededor.
Los planetas son esferas mucho más pequeñas que las estrellas y compuestos por materiales de elementos más pesados por lo que no se formaron en las etapas iniciales del universo serán posteriores a las estrellas de gran masa, los planetas, que pueden considerarse como condensaciones de “cenizas” procedentes de estrellas extinguidas, apoyado por:.
1º. La coincidencia de todas las órbitas en el plano ecuatorial del disco que forma el Sol y los planetas.
2º. El movimiento de rotación sobre sí mismo, es en el mismo sentido que el de traslación en todos los planetas excepto Venus y Urano y en la mayoría de los satélites.
3º. El 99,5 % del momento angular del sistema está en los planetas, mientras que el 99,8 % de la masa está en el Sol.
2.1. Teoría de formación del Sistema Solar del Campo magnético de Alfven-Hoyle.
Basado en la antigua hipótesis de la condensación (Laplace S XVIII), quien, a su vez, recogió las ideas de Descartes y del Kant. El Sol y los planetas se habían formado a partir de un disco rotatorio de materia procedente de una nebulosa que se contrajo, sometida a veloz rotación se fue desgajando en anillos por la fuerza centrífuga y la atracción del núcleo central formo el Sol .
La velocidad del protosol iría aumentando a medida que se contraía. La nebulosa originaria (probablemente de la explosión de una supernova) contendría H + He y una pequeña proporción de pesados. Según aumentaba la velocidad de giro se formó un disco de material aplanado y comprimido.
El remolino central capturó la mayoría de los materiales de la nebulosa (99’9 %) y se convirtió en protosol (de la misma manera que una bola de nieve que cae por una ladera aumenta su tamaño al incorporar más nieve); el resto de remolinos formados en el disco aplanado formaron protoplanetas, protolunas, etc.
En la periferia se permitió por descenso térmico la cristalización de elementos pesados pasando de gas a sólido y la fuerza electromagnética permitió la unión de átomos en moléculas luego en minerales y por último en rocas.
Estos fragmentos junto con el polvo cósmico y gases fueron atrapados por remolinos que por fuerza gravitatoria favoreció la creación gradual de estructuras mayores, llamadas planetesimales o planetésimos (planetas diminutos). Por un proceso de acreción de planetesimales , permitió más tarde la aparición de los planetas, satélites, asteroides y demás cuerpos astrales:
Así se explica las diferencias de grupos de planetas:
– Los planetesimales próximos al Sol, dadas las altas tª (1000 °C), eran de naturaleza rocosa, a partir de ellos se formaron los planetas terrestres.
– En las regiones exteriores del primitivo Sistema Solar, la tª (200 °C), permite la formación de pequeñas moléculas (agua, amoníaco, metano,…) cuya acreción dio lugar a los planetas jovianos, (núcleo helado y una envoltura gaseosas) estos planetas son de gran masa.
2.2. Origen de la Tierra
El protoplaneta terrestre, era en sus inicios bastante mayor que el planeta actual y constituido, en su mayor parte, por H y He, rodeados por NH3 y CH4. Por contraerse, al tiempo y aumento de tª (3.000 ºC), liberó H y el He, escaparan de su campo gravitatorio, en tanto que el oxígeno permanecía y se combinaba con el H formando H2O y el carbono se conservaba en forma de metano residual y carburos metálicos.
Por acreción de planetesimales se fueron integrando bloque de roca rica en Ni y Fe que atrapados por la gravedad del planeta y debido a su estado de fusión permitieron que los elementos pesados (Ni, Fe) hundirse hacia el centro y formar el núcleo, sobre el que se situaron otros materiales menos densos (manto); los más ligeros, fundamentalmente los silicatos, emigraron hacia la superficie que, poco a poco, se fue enfriando hasta formar la corteza sólida, y en las capas más externas se concentraron las sustancias más ligeras y gaseosas, componentes de la primitiva atmósfera, de efímera duración.
3. Descripción del Sistema Solar: Planetas, satélites, Asteroides, Meteoritos y Cometas.
El Sistema Solar es un conjunto de ocho planetas, conocidos, que giran en torno a una estrella que denominamos Sol. En él hay también satélites de estos planetas, asteroides, cometas, meteoritos que se acompañan en su desplazamiento por la Galaxia.
3.1. El Sol
A unos 33.000 años luz del centro de la vía Láctea, alrededor del cual gira en un lapso de tiempo denominado año cósmico (225 – 250 millones de años). Se calcula en más de 100.000 los soles de nuestra galaxia.
Planetas y asteroides giran en torno al Sol (traslación), que se encuentra situado en el centro del sistema, en órbitas concéntricas ligeramente elípticas o casi circulares, con períodos de revolución que van desde los 165 años de Plutón, hasta los 88 días de Mercurio.
El Sol constituye una esfera de gases incandescentes,
70 % de H,
27 % de He
3 % de otros elementos o compuestos.
Su tª superficial es de unos 5680 °C, su radio es mil millones de veces mayor que el terrestre y su masa 332.550 mayor.
Día solar 25 días en el ecuador.
Traslación galáctica 20 Km./seg.,
Núcleo. Reactor nuclear, fusiona H para formar He a una tª de 14 millones de °C.
Zona Radiactiva. La energía del núcleo se irradia hacia el exterior
Zona convectiva. Corrientes ascendentes y descendentes transportan el calor hacia la fotosfera.
Fotosfera: Espesor de 350 Km., es la más próxima al disco solar; tiene estructura granular (granos de arroz).
Cromosfera: 1.000 Km. de altura, se sitúa sobre la anterior. Emite unos salientes gaseosos (espículas) que duran unos cinco minutos y parecen relacionados con los gránulos de la fotosfera. Tiene una tª entre 4000 y 8000 °C.
Corona: Aureola blanca e irregular, sin límites definidos, que puede ascender hasta unos tres millones de Km. En la superficie solar se han observado algunas perturbaciones cíclicas (cada once años), entre las que podemos citar:
Manchas solares. zonas oscuras en las capas más externas del Sol de tª más baja debidas a campos magnéticos que bloquean el flujo de calor que procede del núcleo.
Erupciones solares. Llamaradas súbitas de la Cromo sfera que duran entre una y tres horas. Emiten junto a radiaciones luminosas y UV, rayos X, ondas de radiofrecuencia, y partículas con mucha energía. Influyen mucho en la atmósfera y en las emisiones radiofónicas.
Protuberancias. Son como grandes surtidores rojizos desde la cromosfera. Las hay rápidas o eruptivas y lentas o quiescentes, parecen relacionadas con las erupciones solares. Algunas protuberancias irrumpen en el espacio como grandes arcos a velocidades de 400 m/s.
3.2. Los Planetas
Los planetas tienen masas más pequeñas que las estrellas y no alcanzan las temperaturas suficientes para emitir luz, sólo emiten radiaciones de mayor longitud de onda. Así Júpiter, con una masa de 10 es un gran emisor de ondas y, en menor escala, Saturno e incluso la Tierra.
Hasta el S XVIII sólo se conocían seis planetas y varios satélites de Júpiter y Saturno, además de la Luna. en 1781 W. Herschel descubrió Urano con la ayuda del telescopio. La perturbación de su órbita condujo a la localización de Neptuno (1846), posteriormente se ha sido desclasificado como planeta denominándolo plutoide o planeta enano como Eris Makemake y Haumea.
Clasificación:
Terrestres o telúricos: Mercurio, Venus La tierra y Marte con mayores densidades (5,5-3,4g/cc), con atmosfera y pocos o ningún satélite.
Planetas jovianos. muy poco densos, gran parte en estado líquido o gaseoso. (0,6 a 1,6 g/cc)
MERCURIO.
Sin atmósfera y es muy parecido a nuestra luna, tª +467 ºC a -173 ºC (sombra). Campo magnético es de 350/700 Gauss sugiere que está diferenciado en capas, con un núcleo de Fe, que explicaría su gran densidad media. %,3 g/cc Rotación muy lenta 3 días en su año que dura 88 días terrestres. Superficie menos densa rica en silicatos edad aprox 4000ma, muy bien conservada por la inexistencia de atmosfera abundantes cráteres.
VENUS.
Atmosfera masiva de CO2 (+ 2% CO y 1% H2O) con presión 90 atm. y un 1 % de agua. Presenta nubes de ácido sulfúrico y clorhídrico Tª 482ºC relieve estaría intensamente erosionado.
Se han observado vestigios de extensión cortical con una dorsal de 1500Km Rocas de composición granítica,. Su campo magnético es débil, de 2 a 4 G , dada su baja velocidad de rotación.
Su superficie es barrida por intensos vientos que pueden alcanzar una velocidad de hasta 100 m/seg. (a 50Km. de altura). Tiene rotación retrógrada (gira en sentido contrario a la Tierra y los demás planetas a excepción de Urano), que dura 243 días.
LA TIERRA.
Atmosfera con O2 y H2O líquida sin entrar en demasiado detalle Constituida por una parte sólida (rocas y minerales), en su mayoría hierro, níquel y silicatos y dos envolturas. Duración del día 23h56’.
La protección de la atmosfera permite la vida, las temperaturas medias varía entre -90 a + 56 la media 15ºC . Campo magnético 0,5G.
Hay que aludir a sus movimientos y duración (día sideral 23 h. 56′). Densidad media 5,51 g/cc.
MARTE.
Desde la Tierra adquiere el aspecto de un astro brillante y rojizo (debido a la oxidación de las rocas y polvo superficiales); Campo magnético es de 64 G. Su atmósfera, transparente y azulada, está compuesta por un 95 % de CO2 , 2-3 % de Ne, 1-2 % de Ar y 0,1-0,2 % de O . Parece que el O y el (OH) está en la superficie formando goethita Fe, responsable de su color rojo.
Intensa actividad tectónica y rocas mayoritariamente graníticas, corteza un 60 % de sílice.
Morfológicamente presenta profundos valles (como si se tratasen de una red fluvial) junto a montañas de has 23Km. En sus polos acumulan hielo Carbónico Sus tª oscilan entre los 15 °C de las zonas caldeadas, y los -100 °C.
JÚPITER.
Es el planeta mayor del Sistema Solar, campo magnético 10G, densida 1,33 g/cc su masa es 300xla tierra . Posee un anillo de acreción gravitacional como el de Saturno. Atmósfera está formada por H, He y NH3 en suspensión con grandes turbulencias (Gran mancha roja, con una superficie equivalente a la de la Tierra) no está bien explicada.
Su composición química es parecida a la del Sol, 1 He / 10 H.. La tª en las capas superiores es de -150 °C, en las interiores puede alcanzar 20.000 °C,No se convirtió en una estrella por que su tamaño es 100 veces inferior a lo necesario Presenta 4 satélites Ganímedes, Io , Calisto y Europa, donde ha detectado bloques parecidos a icebergs.
SATURNO.
El segundo planeta más grande, Baja densidad <1g/cc atmósfera de H y He debe ser muy profunda. Tiene cinco anillos a su alrededor separados por bandas oscuras, apreciables con un telescopio escolar.
Tiene 19 lunas. Da una vuelta al Sol cada 29`46 años terrestres. Fue fotografiado por la nave Pioneer 11 las dos Voyager. Su luna Titán tiene una atmósfera de composición similar a la que se supone que tenía la Tierra primitiva
URANO.
Gran uniformidad y poca densidad. La inclinación de su eje es la mayor de los planetas 82° (está prácticamente tumbado), Tiene once anillos y posee 10 lunas. Junto a Neptuno, son cuerpos gigantescos que giran con rapidez y poseen atmósferas muy extensas de H , He y CH4 (que le proporciona un color azulado). Su tª, dada la lejanía al Sol, no sobrepasa los – 200 °C.
NEPTUNO.
El má s denso de los jovianos (1,67g/cc) se supone que su atmósfera así como las otras capas interiores deben ser parecidas a las de Urano. H, HE y CH4
Su año dura 164,82 años terrestres. Tiene 8 satélites, los vientos de sus atmósfera alcanzan enormes velocidades (2400 km./h).
PLUTOIDES.
Son cuerpos estelares mas densos que los exteriores y de menor tamaño su tamaño es iferior incluso a los terrestres parecen tratarse de restos de planetesimales que no consiguieron el tamaño adecuado para sufrir la evolución a planeta ya sea por la distancia al centro de rotación o por la acumulación de masa insuficiente.
3.3. Los Satélites.
Los planetas externos poseen un número elevado de satélites, y algunos de ellos mayores que Mercurio, como Ganímedes (Júpiter) y Titán (Saturno). Su origen es controvertido pudiendo tratrse de cuerpos estelares del tipo de planetoides atraídos por los planetas sobre los que giran (por el tamaño de estos) o por desagregados durante su formación.
La Luna.
Es el cuerpo celeste que percibimos con mayor brillo después del Sol, dista de la Tierra 384.000 Km. Se trata de uno de los satélites mayores de todo el sistema solar (1/4 diámetro terrestre) lo que ha hecho que, algunos astrónomos, lleguen a pensar que el sistema Tierra -Luna sea un planeta doble. La rotación sidérea es 27 días y ocho horas y como su año es equivalente a su día puede que este efecto se produjese por la atracción terrestre que freno su giro.
Su origen ha planteado largas polémicas científicas. La captura parece imposible, la cantidad de isótopos radiactivos del oxígeno de sus rocas, muy diferentes a las de los meteoritos y semejante a la de los terrestres, indican que su formación ha tenido lugar en una zona cercana a la Tierra. Por otra parte la captura de un planeta por otro no encuentra explicación.
Tampoco parece haberse escindido de la Tierra; la proporción de algunos elementos como Ti, Zr, Na y K es muy diferente de la existencia de las rocas terrestres, por lo cual no deben haber formado sus materiales una masa común. Además la fuerza centrífuga necesaria para provocar su separación, sería enorme.
Por lo que parece debió formarse por acreción, como los demás cuerpos del sistema, en una órbita cercana, que fue capturada por la tierra
La falta de atmósfera y por tanto de agentes erosivos le ha permitido conservar las huellas de los fenómenos geológicos más antiguos del Sistema Solar. Otra de las consecuencias de la falta de atmósfera son los bruscos cambios de tª entre la noche (-173 °C) y el día (> 100 °C).
Los mares son llanuras poco accidentadas de un color pardo oscuro , cubiertas de una fina capa de polvo meteórico bajo la cual subyacen grandes mantos de lava. Destacan el Mare Imbrium, Mare Serenitatis, Mare Tranquilitatis, el Oceanus Procellarum que es el más extenso e irregular. Las fases lunares son consecuencia de los cambios en las posiciones relativas del Sol, la Tierra y la Luna.
Los astronautas estadounidenses del programa Apolo trajeron 382 kilos de muestras de rocas y suelo lunares entre 1969 y 1972. La nave Clementine ha detectado indicios muy controvertidos de presencia de agua helada en el polo Sur.
3.4. Asteroides.
La ley de Bode postula que cada planeta dista del Sol el doble que el anterior (Mercurio dista 4 del Sol; Venus, 7; la Tierra, 10; Marte, 16; Júpiter, 52, Saturno, 100; Urano 196, y Plutón, 388). La ley se cumple con cierta aproximación. De acuerdo con ella , el valor 28, situado entre Marte y Júpiter, no lo ocupa ningún planeta, está ocupado por los asteroides.
En la órbita comprendida entre Marte y Júpiter y a una distancia media de 2,8 unidades astronómicas (distancia de la Tierra al Sol), se encuentran más de 3.000 asteroides. El 10 % de tamaño comprendido entre los 100-200 Km. de diámetro y situados más cerca de Marte, revelan al espectro su composición fé rrica. De los restantes más del 80 % tienen una composición parecida a la de los meteoritos llamados condritos carbonosos (Ver apartado 1.1.2.), que han caído a la Tierra. Entre los asteroides localizados en esta zona, destaca Ceres, con un tamaño de 770-995 Km. , mayor que algunos satélites. En contra de las primeras teorías los asteroides no son fragmentos procedentes de la explosión de un planeta, sino que son los materiales de un planeta que no llegó a formarse, porque la fuerza gravitacional del planeta gigante Júpiter los mantenía en continua dispersión.
Muchos de estos asteroides caen sobre Mercurio, la Luna o Marte. Los más pequeños que llegan a la Tierra se volatilizan en su atmósfera. Sin embargo, algunos han logrado abrirse paso a través de ella: son los meteoritos que han horadado el cañón del Diablo (Arizona), o la Deep Bay (Canadá), o los que provocaron lo que pareció monstruosa explosión de Siberia.
3.5. Los cometas
Son cuerpos, parecidos a los asteroides, que siguen órbitas muy excéntricas con foco en el Sol. En la mayoría son elípticas, pero algunos siguen una trayectoria tan alargada que no se puede distinguir si se trata de elipse, parábola o hipérbola (se cree que las órbitas abiertas se deben a perturbaciones gravitatorias por los planetas). Todos pertenecen al sistema Solar, pero algunos pueden ser expulsados de él. El núcleo cometario, no bien conocido, consta de un sólo cuerpo rocoso, helado. La cabellera o cabeza del cometa es un halo que se g enera por evaporación parcial del núcleo al acercarse al Sol. La cola se forma al aproximarse aún más al Sol a partir de la cabellera. Cuando el cometa ha pasado su perihelio y se empieza a alejar del Sol, se van debilitando la cabeza y la cola, hasta desaparecer.
A cada paso por el perihelio, el cometa agotaría un poco más de su material constituyente, hasta descomponerse en infinitud de pequeñas partículas, las cuales, al interponerse en la trayectoria de la Tierra, producirían las llamadas lluvias de estrellas. Muchos cometas regresan en un lapso de tiempo conocido y variable ( el Halley cada setenta años), lo que les ha hecho objeto de supersticiones.