Kepler (1571-1630) fue discípulo de Tycho Brahe



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ORIGEN Y FORMACION DEL SISTEMA SOLAR

El conocimiento del Sistema Solar tal como lo tenemos en la actualidad viene heredado desde Kepler.



KEPLER (1571-1630) fue discípulo de Tycho Brahe, de quien heredó gran cantidad de información, ya que Tycho Brahe fue muy buen observador.

Kepler utilizó las observaciones de Tycho Brahe y las ideas heliocéntricas de COPÉRNICO (1473-1543) pero corrigiendo las órbitas circulares propuestas por Copérnico a órbitas elípticas.

Las tres leyes de Kepler esclarecieron la comprensión del Sistema Solar, que ha permanecido prácticamente igual hasta la actualidad, a pesar de los descubrimientos posteriores a Kepler (Urano en 1780, Neptuno en 1846, Plutón en 1930).

En la TRANSP-1/6 se resumen algunos conceptos y términos usados en este capítulo.



HIPOTESIS ACERCA DEL ORIGEN DEL SISTEMA SOLAR. HIPOTESIS NEBULARES Y COLISIONALES.

Una vez conocida la disposición del Sistema Solar se intentaron establecer hipótesis acerca de su origen.

Hay dos tipos de hipótesis:

Hipótesis nebulares

Hipótesis colisionales.

La hipótesis nebular fue desarrollada primero por Descartes (1644) y posteriormente por Kant (1775). Laplace (1796) hizo el desarrollo matemático para probar que era físicamente posible.

La principal objeción a esta hipótesis es que el Sol debería tener la mayor parte del momento angular del Sistema, en tanto que en la realidad los planetas tienen el 98% y el Sol únicamente el 2%del momento angular del Sistema.

Debido a este problema se desarrollaron las hipótesis colisionales que fueron establecidas por primera vez en 1745 por el Conde de Bufón y retomada a principios del siglo XX.

En esencia explican la existencia del SS por la colisión o al menos por la aproximación de otra estrella. El mayor problema de ésta hipótesis es que las distancias entre estrellas son tan grandes que las colisiones entre ellas serían extremadamente raras.

A partir de los años 40 se reavivan las hipótesis nebulares. Algunos autores piensan en distintas fuentes de material para el Sol y los planetas y otros consideran que Sol y planetas proceden de la misma fuente de material.

La hipótesis nebular es la más aceptada en la actualidad y ha sido desarrollada por Cameron y colaboradores hacia 1963.

HIPOTESIS NEBULAR. CONDENSACION EN LA NÉBULA SOLAR PRIMITIVA

TRANSP- 2/6

La hipótesis nebular tal como se acepta actualmente ha sido establecida por Cameron y colaboradores y se sirve de las leyes físicas para establecer modelos matemáticos que expliquen como se acrecionaron los planetas. También debe cumplir una serie de requisitos químicos para que encajen los datos disponibles de meteoritos. Las nebulosas de gas y partículas de polvo son comunes en nuestra galaxia.

Algunas brillan con la luz reflejada de estrellas pero muchas ocupan vacíos entre las estrellas y parecen opacas ya que interceptan la luz de estrellas situadas detrás.

La Nébula Solar Primitiva (NSP) era una nube amorfa de polvo y gas de baja densidad, mas bien tenue (10-4 atmosf.), que gira lentamente en el espacio. Los granos sólidos serian material antiguo formado en una estrella previa y disperso en la NSP como consecuencia de la explosión de la estrella a supernova (Supernova 1ª).

Composición de la NSP: Presumiblemente contenía todos los elementos químicos desde el Al hasta el Zr. La composición seria uniforme en toda su masa y análoga a la del Sol. Para muchos autores el material del que actualmente disponemos más representativo de esta composición, son las condritas carbonáceas.

La uniformidad de la composición se extiende también a una idéntica constitución isotópica (salvo algunas excepciones muy significativas) de los elementos en materiales terrestres, meteoríticos, lunares y planetarios.



Masa de la NSP: Su masa sería unas 1000 veces la del Sol actual.

Temperatura de la NSP: Se admite que estaría a una temperatura <300K (<27C).

Esta temperatura fría se ha deducido de:

 Existencia de compuestos de C de baja T (hidrocarburos) en las condritas

 Existencia de hielo como núcleos de condensación

 Grado acusado de oxidación de los metales en planetas y condritas. Para las abundancias cósmicas de O2 e H2 se tiene la relación:

Para estas proporciones tienen lugar las reacciones de oxidación- reducción de metales:

Fe2O3+FeO+4H2  3Fe+H2O.

A T > 1120ºK (874ºC) la reacción se desplazaría a la derecha.

A T < 590ºK (317ºC) la reacción se desplazaría a la izquierda.

 Existencia de volátiles activos en la Tierra primordial de tipo: C, N, O, F, Cl, Na, etc.

La nébula solar comienza a contraerse y girar. Adquiere forma lenticular. El que la NSP comenzase a contraerse y girar en vez de quedarse indefinidamente como una nube amorfa se ha explicado por distintas hipótesis. La mas aceptada es que una 2ª Supernova estallase en las cercanías de la NSP. Las ondas de choque de tal explosión habrían perturbado el equilibrio original, habrían comprimido el gas y polvo interestelar impulsando el colapso gravitatorio de la nébula. Las anomalías isotópicas existentes en las inclusiones ricas en Al y Mg de la C.C. de Allende apoyan el que estas inclusiones sean el testigo de esa 2ª estrella muerta.

Al contraerse por la fuerza gravitatoria, la NSP comenzó a girar para conservar el momento angular (= masa x distancia al eje de rotación x velocidad de rotación).

LEY DE CONSERVACION DEL MOMENTO ANGULAR: El momento angular de un sistema aislado no cambia.

Con el giro la NSP adquiriría forma lenticular. Cálculos matemáticos demuestran que mucho de este material se concentraría enseguida para formar una gran masa (el Sol) en el centro de la nube, en tanto que el resto del material se acumularía en un delgado disco. Las pequeñas partículas de polvo de este disco se moverían alrededor de las órbitas del sol como los anillos de Saturno.

En la evolución de la nube tiene mucha importancia la densidad y la velocidad de giro:

Con densidades mayores de las que tenia se habrían formado una o varias estrellas además del Sol.

Con densidades menores de las que tenia se hubiesen formado muchos planetas más pequeños.

En el centro de esta nube habría una zona relativamente más densa de H y He, el proto-Sol, cuyo calentamiento, por colapso gravitacional, eventualmente hizo que "prendieran" las reacciones nucleares que formaron el Sol.

Con la combustión inicial del Sol se emitiría material a un ritmo fortísimo. Probablemente una masa igual a la del Sol por cada millón de años. Esta emisión (que hoy se puede observar en las estrellas T-tauri) barrería de los planetas interiores cualquier remanente de H y He que quedase de la NSP.

Según la nube colapsaba hacia el proto-Sol las partículas probablemente comisionarían entre sí algunas quedando pegadas entre ellas y otras en cambio rompiéndose y vaporizándose de nuevo.

Cuando el proto-Sol estaba ya establecido habría un gradiente de temperatura. Cerca del Sol las temperaturas serían tan altas que ni siquiera el Ti que es muy refractario, podría existir en estado sólido. Pero más lejos del Sol la temperatura iba disminuyendo, de modo que tendría lugar la condensación directamente de gas a sólido. No se formarían gotas líquidas, ya que la formación de fases liquidas requeriría presiones de gas muy altas (100 a 1000 bars), de modo que con la posible excepción de Mercurio solo nos interesa el equilibrio entre sólidos y gases.

La condensación de los sólidos a partir de una nube de gas (GAS SOLIDO) sigue los mismos principios que gobiernan la cristalización de minerales a partir de un magma (LIQUIDO  SOLIDO) y se pueden representar en diagramas de fase

El factor más importante es la temperatura (lo mismo que en la cristalización de los líquidos). Los compuestos estables a temperaturas elevadas se condensan antes que los estables a temperaturas más bajas. Pero también influyen las concentraciones relativas de los diferentes elementos en la mezcla original, ya que cuando se condensa un compuesto disminuye la presión parcial y por tanto disminuye la temperatura de condensación de los restantes compuestos.

La composición de la NSP es muy compleja, porque no solo hay que tener en cuenta los elementos sino también los compuestos formados por dichos elementos. Para construir el diagrama con la secuencia de CONDENSACION de la TRANSP-3/6 se han tenido en cuenta unos 35 elementos (los más abundantes del SS primitivo, determinados por las composiciones de las condritas carbonáceas), que se combinan en unos 400 compuestos gaseosos.

En ella están representadas las curvas de condensación de los principales compuestos. Esta secuencia de condensación es teórica. Está basada en cálculos termodinámicos. Para calcular las temperaturas de equilibrio de los elementos mayores entre fase vapor y fase sólida hay que tener en cuenta:

- la ley de los gases perfectos.

- los datos termodinámicos para especies gaseosas.

-los balances de masa

-presión total apropiada, unas 10-4 atmósferas.

El resultado de estos cálculos es una serie de curvas de condensación en función de T y P para los distintos compuestos que se formarían. Para la mayor parte de las sustancias la condensación es independiente de la presión.



SECUENCIA DE CONDENSACION DESDE ALTAS A BAJAS TEMPERATURAS

Una secuencia típica de condensación calculada teniendo en cuenta todos estos factores sería:

1- Condensación a estado sólido de Os, Re, Zr a T>>1680º

seguida de Al2O3 (corindon), CaTiO3 (perowskita) y Ca2Al2SiO7-Ca2MgSi2O7 (melilita) a T 1500º K.

Las T.R., U, Pu, Th, Ta y Nb se condensarían en solución sólida en la perowskita.

2- Condensación de:

- CaMgSi2O6 (Diopsido) a 1387ºK

- Aleaciones de Fe-Ni-Co a temperaturas algo mas bajas (1375ºK).

- Mg2SiO4 (olivino) a unos 1370ºK. Aquí se condensa la mayor parte del Magnesio.

- Reacción del olivino con el vapor para dar ortopiroxeno:

Mg2SiO4 + vapor = MgSiO3 (hacia 1200ºK). En este proceso se consume todo el Si gaseoso.

3- Condensación de:

- Cu, Ge y Ga, que forman también soluciones sólidas con las aleaciones metálicas preexistentes, ya condensadas (<1250ºK)

- Cr, que se condensaría como oxido.

- Mn se condensaría como silicato o como sulfuro

- Condensación de Na, K y Rb que forman también soluciones sólidas con Si2Al2CaO8 (anortita) previamente condensada.

Todos los metales alcalinos se condensan hacia los 1000ºK

-La Ag se condensa totalmente hacia los 900ºK

4- Oxidación del Fe metálico y formación de troilita SFe por reacción de Fe y SH2 a T<750ºK.

A partir de esta temperatura aumenta rápidamente el contenido en Fe2+ de las soluciones sólidas Fe-Mg

-Condensación de Pb, Bi, In y Tl entre 600 y 400ºK

-Formación de Magnetita hacia los 405ºK

-Por debajo de los 350ºK los silicatos de Mg reaccionan con el agua gaseosa para formar silicatos hidratados.

-Por debajo de los 200ºK se condensan Argón, CH4, NH4, H2O y metano hidratado.

Aunque se ha estudiado la condensación a la presión que presumiblemente existía en la NSP (P= 10-4 atmósferas), hay que tener en cuenta que pequeñas diferencias de P, pueden hacer variar el orden de condensación. Por ejemplo, en la TRANSP-4/6 se observa como a P= 10-3 atmósferas la secuencia de condensación es : Fe metálico- Forsterita- Enstatita.

En cambio a P= 10-5 atmósferas la secuencia es: Forsterita - Enstatita - Fe metálico.

Justo a las 10-4 atmósferas que es lo que se supone hay en la NSP las 3 rectas del diagrama de condensación se juntan

ACRECIÓN

En la NSP además de gases e incluso antes del fenómeno de la condensación existirían también partículas sólidas formadas probablemente en las explosiones de supernovas cercanas. Estas partículas tendrían una estructura esponjosa debida a los hielos y a otros materiales volátiles. Según la NSP se colapsaba hacia dentro, alrededor del protosol estas partículas esponjosas colisionarían cada vez más a menudo. En ocasiones se quedarían pegadas formando una partícula mayor. En otras ocasiones se romperían y dispersarían. Según se fuesen condensando mayor numero de partículas, la NSP se haría opaca y no radiaría ni luz ni calor

En los primeros estadios del colapso la P y T del centro aumentarían mucho, el protosol comenzaría con las reacciones nucleares y la T sería tan alta en sus proximidades que la mayor parte de los granos de polvo y las partículas más volátiles se sublimarían. Pero según nos alejásemos del Sol la temperatura iría disminuyendo con lo que se podría ir produciendo la condensación. Según se condensasen mayor numero de partículas sólidas (elementos y minerales) estas irían coalesciendo o acreciendo entre sí para formar una primera generación de PLANETESIMALES, primero de tamaños centimétricos y después de tamaños mayores, de hasta 200 m de diámetro. TRANSP-5/6

La formación de los planetesimales ocurriría de acuerdo con las leyes de la mecánica celeste y estaría controlada por 4 factores dominantes:



  • Temperatura

  • Carga eléctrica de las partículas (atracciones y repulsiones)

  • Propiedades magnéticas de las partículas

  • Tiempo

Esta primera generación de planetesimales estaría repartida uniformemente en la nube en forma de disco alrededor del protosol. Las fuerzas gravitatorias permitieron a estos planetesimales reunirse en grandes grupos de hasta 10000 miembros. En varios miles de años estos grupos se contrajeron y unieron para formar una 2ª generación de planetesimales, ahora de unos 10 Km de diámetro.

Este proceso de coalescencia de pequeñas partículas para formar grupos mayores es conocido como PROCESO de GOLDRICH-WARD, por el nombre de los astrofísicos que demostraron matemáticamente la posibilidad de que ocurriera.

Formación de una serie de remolinos o "vortexes", cada uno de los cuales colectaría el material circundante por atracción gravitatoria formándose así una serie de "protoplanetas" que inicialmente serian mucho más voluminosos que los actuales. Algunos protoplanetas desarrollarían discos grandes a partir de los cuales se condensarían a su vez los satélites.

La acción de la gravedad actuaría sobre las densidades contrastadas de las diferentes fases. No está controlada por los pesos atómicos


 Actualmente hay casi total unanimidad entre los científicos en aceptar que todos los planetas del Sistema Solar (al menos los interiores) se formaron al mismo tiempo: hace unos 4600 M.a.

y por el mismo proceso anteriormente descrito: por acreción en frío de planetesimales
Lo que ya se discute es si la acreción fue homogénea o heterogénea

La acreción homogénea es de ritmo lento en comparación con el ritmo de enfriamiento de la nébula. Todo el material que acrecionó estaba en equilibrio con la NSP.

La acreción heterogénea es relativamente rápida por lo que los condensados se aíslan rápidamente y no pueden equilibrarse ni con los condensados previos ni con los gases de la nébula remanente.
ACRECIÓN HOMOGENEA O EN EQUILIBRIO. Diferenciación geoquímica primaria tras la acreción homogénea.

Parece explicar muy bien la distinta densidad de los planetas en función de su distancia al Sol.

Si la nébula solar se enfría muy despacio (condensación en equilibrio), cuando comienza la acreción cada uno de sus puntos se mantendría a temperatura constante, lo cual significa equilibrio químico local entre cada planeta en acreción y el polvo o gas que se condensasen. Para una nebulosa cuya temperatura sería función directa de la densidad de la materia y por tanto de la distancia al centro (SOL), se concluye que la composición química del condensado es una función heliocéntrica. El hecho de que los elementos pesados del S.P. como son los metales y sus minerales tengan temperaturas de condensación mas altas que los ligeros (metano, amoniaco) explica la distribución de los planetas por densidades:

en el interior del Sistema planetas densos formados sobre todo por condensados a Altas Temperaturas (metales y sus óxidos o silicatos). En el exterior planetas ligeros formados por condensados a Baja Temperatura (H, He, NH3, metano y H2O). En esta hipótesis (de etapa única o de condensación homogénea o en equilibrio) una vez formado el protoplaneta Tierra tendría lugar la diferenciación geoquímica de la Tierra.


En los protoplanetas interiores no existiría H2. Por tanto, los fenómenos de reducción que tuvieron lugar posteriormente en La Tierra (Apdo. 6º) no fueron debidos al H2 sino funda­mentalmente al C
Calentamiento de la Tierra y diferenciación geoquímica primaria en geoesferas.

Cuando la Tierra se esta acrecionando se produce un aumento de Temperatura debido a la energía cinética de las partículas moviéndose y colisionando bajo la fuerza gravitatoria y a la energía de radiación de los elementos radioactivos presentes en los materiales originales.

En tanto la Tierra era pequeña y los planetesimales estaban muy separados el calor de ambas fuentes podía disiparse en el espacio.

Pero una vez que el planeta hubo crecido a un tamaño apreciable la mayor parte del calor se retendría puesto que las rocas son malos conductores. La temperatura del interior subiría, aunque no se sabe hasta que punto, puesto que se desconoce el ritmo de acreción de planetesimales y la distribución original de los elementos radioactivos.

 Aunque conocemos muy poco del estado térmico de la Tierra primordial tenemos un dato fundamental: la existencia de un núcleo metálico. Parece imposible que se haya podido efectuar la separación núcleo-manto sin que una parte considerable del interior haya estado lo bastante caliente para fundir el Fe. (P.F.Fe = 1536ºC). Esto no quiere decir que la totalidad de la Tierra haya tenido que estar fundida, pero si que varios niveles del interior, quizá en épocas diferentes se calentasen lo suficiente para que las porciones metálicas de los primitivos planetesimales se fundiesen, se uniesen en masas fundidas y se hundiesen hacia el interior para formar el núcleo.

MacDonald, 1959 ha calculado que partiendo de una Tierra fría hacen falta unos 1000 M. a. para obtener el calor necesario para fundir el Fe, de modo que la separación del núcleo de hierro del manto ha debido tener lugar muy lentamente a lo largo de una parte considerable de la Historia terrestre.

Con la acumulación de este material pesado en el centro, la Tierra para conservar el momento angular, tuvo que incrementar la velocidad de rotación y por tanto la inestabilidad, diferenciándose aun más el planeta y volatilizándose más materiales. La protoatmósfera se dispersaría en gran parte.

Fenómenos de reducción. El aumento de T en la zona interna origina­ria procesos de reducción acusados. Como la mayor parte del H se habría perdido en las etapas 2ª) y 3ª), la reduc­ción del Fe y otros metales se ejerció fundamentalmente por el C. Evidencia de ello es la existencia de Troilita (SFe), Cohenita (CFe3), Schreibersita (PFe3) y Oldhamita (SCa), en los meteoritos. Sin embargo este proceso de reducción es el problema mayor de la hipótesis de la acreción homogénea
El otro proceso de diferenciación a gran escala es la separación corteza- manto. El quimismo global de la corteza, con rocas graníticas en niveles altos, basaltos hacia la base y rocas peridotíticas en el manto nos recuerda la estratificación química observada en grandes macizos de origen claramente ígneo. Una fácil suposición por tanto es una reconstrucción a escala planetaria del proceso de cristalización gravitatoria a partir de un material fundido.

Los silicatos de Mg y Fe, más pesados se hundirían hasta el manto o permanecerían en el mismo en tanto que una espuma de material rico en Al2O3, SiO2 y álcalis subiría a la superficie. Este proceso podría haber ocurrido sin necesidad de que toda la zona externa del planeta haya estado fundida, sino que habría podido ocurrir unas veces en un sitio y otras en otro.

También, el aumento de temperatura ocasionaría la volatilización de materiales que en parte (H y He fundamentalmente) escaparían a la atracción gravi­tatoria y en parte permanecerían acumulándose en la zona externa, formando una atmósfera primitiva o protoatmósfera, densa, que por el efecto de pantalla o efecto invernadero, de detención de radiaciones procedentes de la prototierra.
Diferenciaciones geoquímica secundarias.

Una vez que aparecieron masas continentales de gran tamaño los fenómenos de meteorización, sedimentación y metamorfismo habrían también ayudado a posteriores fenómenos de diferenciación (diferenciaciones geoquímica secundarias).


ACRECIÓN HETEROGÉNEA y diferenciación geoquímica primaria tras la acreción heterogénea

o acreción de muchos planetesimales en distintas etapas.

Si la nebulosa solar se enfrió rápidamente en comparación con el ritmo de acreción planetaria la formación de cada planeta se habría efectuado a temperaturas variables.

A la vez que se enfriaba y condensaba la NSP tenía lugar la acreción. Solo la capa más externa de la Tierra estaba en equilibrio con la temperatura de la NSP.

La Tierra muestreó condensados formados en un amplio rango de temperaturas. Los primeros condensados formados a la temperatura más alta acrecionarían para formar el núcleo, luego acrecionarían planetesimales con la composición del manto, etc.

Es decir se formarían planetas con una fuerte estratificación química primordial. Por tanto en esta hipótesis el planeta Tierra se habría condensado ya en capas distintas y no se necesitaría pensar en una diferenciación geoquímica primaria posterior.

Algunos modelos de acreción heterogénea teóricos suponían una acumulación de FeNi a alta temperatura para formar el proto-nucleo. Sin embargo en la secuencia de condensación se ve que antes que FeNi metálico se condensarían los refractarios ricos en Ca, Al, Ti, Th, U y T.R.
En la TRANSP- 6/6 se tiene un resumen comparativo de las dos posibles hipótesis de acreción: homogénea y heterogénea

ANOMALIAS ISOTOPICAS EN EL SISTEMA SOLAR
Hasta hace relativamente poco tiempo se suponía que la NSP tenia una dinámica capaz de homogeneizar todos los materiales y que por tanto la composición isotópica de todos los elementos debía ser idéntica

Sin embargo, en algunos meteoritos procedentes de asteroides o pequeños cuerpos planetarios que no han sufrido acontecimientos térmicos importantes (por lo que conservan estructuras primitivas como los cóndrulos o como inclusiones). se han encontrado distribuciones isotópicas anómalas.

Por ej. la composición isotópica del xenón en las inclusiones del meteorito de Murchison (Australia) es diferente de la composición en el Sol, pero muy parecida a la que se da en las estrellas de tipo gigante roja.

En otros meteoritos se han encontrado distribuciones isotópicas parecidas a las existentes en las supernovas.

En la C.C. de Pueblito de Allende, de mas de 2000 Kg, que cayo el 8 de febrero de 1969, los análisis de composición isotópica del 16O en una inclusión, revelaron que había un 5% mas de 16O que en ninguna otra roca terrestre, lunar o meteorítica.

Por tanto dichas inclusiones proceden de otras estrellas y han llegado a la nebulosa solar transportadas en la onda de choque de una supernova.

Algunos minerales contienen sobreabundancia de 26Mg en relaciona la abundancia de Al en la muestra. Como el t1/2 del 26Al es de 700.000 a el tiempo transcurrido desde la formacion de este isótopo por nucleosíntesis en una supernova hasta la condensación del grano meteorítico no puede haber sobrepasado los 2 Ma.
¿Por qué se supone que la Tierra se formó por acreción de planetesimales?

Para explicar el déficit de volátiles en la T respecto al Cosmos.

En efecto, si se compara la composición química de la Tierra con la composición del Universo se ve que la Tierra ha perdido volátiles, en particular gases nobles.

Si todo lo que es ahora la Tierra estuvo una vez extendida en forma de planetesimales la atracción gravitatoria sería más pequeña y se perderían los elementos más ligeros como Ne, He, H.


¿Por qué se supone que esta acreción fue en frío?

El hecho de que en el momento de la acreción los planetesimales estaban fríos se puede deducir del hecho de que los gases inertes se han perdido en mayor proporción que materiales volátiles más activos de pesos similares como H2O, CO2 y NH3. A mayores temperaturas, de varios centenares de grados los componentes activos volátiles se perderían tan fácilmente como los gases inertes puesto que sus P.M. son similares. A bajas temperaturas los componentes activos quedarían retenidos en los minerales hidratados y carbonatados y por adsorción en superficies sólidas.

Análisis detallados de ritmos de escape y de la retención relativa indican que la tierra original no puede haber alcanzado temperaturas superiores a algunos centenares de grados centígrados.
¿Cuándo tuvo lugar la acreción?

Un límite superior es el de 5000 o 6000 M.a., puesto que esta es la edad calculada para el Sol, que se formó a partir de la misma nube original. Además los isótopos radioactivos naturales 238U, 232Th, 40K, cuyas mayores vidas medias están en el rango de 1000 M.a. a 10000 M.a. existen todavía en cantidades razonablemente abundantes. Si la T fuese mas vieja quedarían en muy pequeña cantidad.

El límite inferior es el de 3500 M.a., la edad de las rocas terrestres más antiguas.

Los datos geocronológicos en los meteoritos dan edades de 4600 M.a. Esta se da también como edad de la Tierra, puesto que se supone que se formaron a la vez. Ahora bien, estas edades son ya después de las diferenciaciones geoquímicas primarias, así que la acreción pudo ser algo anterior, hacia los 5000 M.a.


Si los meteoritos Condritas Carbonáceas se pueden considerar como una simple acreción del material nebular sin posterior reequilibración ni retrabajamiento, ofrecen claves importantes acerca de la secuencia de condensación nebular y pueden usarse para atestiguar la validez de los modelos teóricos de condensación.

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