Saltar al conteníu

Formación y evolución del sistema solar

Esti artículu foi traducíu automáticamente y precisa revisase manualmente
De Wikipedia
Concepción artística d'un discu protoplanetario.

Envalórase que la formación y evolución del sistema solar empezó hai unos 4600 millones d'años col colapsu gravitacional d'una pequeña parte d'una nube molecular xigante. La mayor parte de la masa colapsante axuntar nel centru, formando'l Sol, ente que'l restu apandar nun discu protoplanetario a partir del cual formáronse los planetes, satélites, asteroides y otros cuerpos menores del sistema solar.

Esti modelu llargamente aceptáu, conocíu como la hipótesis nebular, foi desenvueltu per primer vegada nel sieglu XVIII por Emanuel Swedenborg, Emanuel Kant y Pierre-Simon Laplace. El so desenvolvimientu posterior hai entretejido una variedá de disciplines científiques como l'astronomía, la física, la xeoloxía y les ciencies planetaries. Dende los alboreceres de la yera espacial en 1950 y el descubrimientu de planetes estrasolares na década de 1990, el modelu foi desafiáu y refináu pa incorporar les nueves observaciones.

El sistema solar evolucionó enforma dende la so formación inicial. Munches llunes formaron discos de gas y polvu circular alredor de los planetes a los que pertenecen, mientres se cree qu'otres llunes formar de manera independiente y más tarde fueron prindaes polos sos planetes. Inda otres, como la Lluna de la Tierra, pueden ser la resultancia de choques xigantes. Estos choques ente cuerpos entá se producen y fueron fundamentales pa la evolución del sistema solar. Les posiciones de los planetes mover con frecuencia. Agora créese qu'esta migración planetaria foi responsable de gran parte de la evolución temprana del sistema solar.

Formación inicial

[editar | editar la fonte]

Nebulosa solar

[editar | editar la fonte]

La hipótesis actual sobre la formación del sistema solar ye la hipótesis nebular, propuesta per primer vegada por Emanuel Swedenborg.[1] En 1775 Immanuel Kant, quien taba familiarizáu col trabayu de Swedenborg, desenvolvió la teoría más llargamente. Una teoría similar foi formulada independientemente por Pierre-Simon Laplace[2] en 1796. La teoría nebular sostién que hai 4600 millones d'años el sistema solar formar por un colapsu gravitacional d'una nube molecular xigante. Esta nube inicial tenía probablemente dellos años lluz de llargu y foi la sede de la nacencia de delles estrelles.[3] Anque'l procesu yera vistu como relativamente sele, estudios recién d'antiguos meteoritos revelen restos d'elementos solamente formaos nos nucleos d'estrelles bien grandes qu'esploten, indicando que l'ambiente nel que'l Sol formóse taba dientro del algame de delles supernoves cercanes. La onda de choque d'estes supernoves pudo desencadenar la formación del Sol al traviés de la creación de rexones de sobredensidad na nebulosa circundante, causando'l colapsu d'elles.[4]

Nun artículu apaecíu en 2009 suxirióse que'l nuesu Sol nació formando parte d'un cúmulu estelar con una masa d'ente 500 y 3000 mases solares y un radiu d'ente 1 y 3 pársecs, pensándose qu'anque les estrelles que formaron dichu cúmulu fuéronse esvalixando colos años esiste la posibilidá de qu'ente 10 y 60 d'éses estrelles pudieren tar nun radiu de 100 parsecs alredor del Sol.[5]

Una d'estes rexones de gas colapsante (conocida como nebulosa protosolar)[6] pudo formar lo que aportó a el sol. Esta rexón tenía un diámetru d'ente 7000 y 20 000 UA (Unidá Astronómica)[3][7] y una masa apenes mayor que la del Sol (ente 1,001 y 1,1 mases solares).[8] Creíase que la so composición sería más o menos la del Sol actual: aproximao 98 % (por masa) d'hidróxenu y heliu presente dende'l Big Bang, y 2% d'elementos más pesaos creaos por xeneraciones anteriores d'estrelles que morrieron y espulsar de vuelta al espaciu interestelar (ver nucleosíntesis).

Isótopos más abondosos
nel sistema solar[9]
Isótopu Nucleos por
Millón
Hidróxenu-1 705.700
Hidróxenu-2 23
Heliu-4 275.200
Heliu-3 35
Osíxenu-16 5.920
Carbonu-12 3.032
Carbonu-13 37
Neón-20 1.548
Neón-22 208
Fierro-56 1.169
Fierro-54 72
Fierro-57 28
Nitróxenu-14 1.105
Siliciu-28 653
Siliciu-29 34
Siliciu-30 23
Magnesiu-24 513
Magnesiu-26 79
Magnesiu-25 69
Azufre-32 396
Argón-36 77
Calciu-40 60
Aluminiu-27 58
Níquel-58 49
Sodiu-23 33

Asina la nebulosa colapsó, el caltenimientu del momentu angular significó que xirara más rápidu. Asina'l material dientro de la nebulosa entestóse, los átomos nel so interior empezaron a topetar con frecuencia creciente, causando que lliberaren enerxía en forma de calor. El centru, onde la mayor parte de la masa atropóse, volvióse cada vez más caliente que'l discu circundante.[3] Cuando les fuercies en competencia acomuñaes cola gravedá, presión del gas, campos magnéticos y la rotación actuaron nella, la nebulosa en contraición empezó a apandar, tomando la forma d'un discu protoplanetario con un diámetru d'aproximao 200 UA,[3] y una protoestrella caliente y trupa al centru.[10]

Estudios de les estrelles T Tauri, estrelles nueves con masa solar prefundida, que se creíen similares al Sol nesti puntu de la so evolución, amosaron que tán frecuentemente acompañaes por discos de materia preplanetaria.[8]Estos discos estender por delles UA y son bastante fríos, algamando apenes 1000 K nel so puntu más caliente.[11] Dempués de 100 millones d'años, la temperatura y la presión nel nucleu del Sol fíxose tan grande que'l so hidróxenu empezó a fundise, creando una fonte interna d'enerxía que compensó la fuercia de la contraición gravitacional hasta que s'algamar l'equilibriu hidrostáticu. Nesti puntu'l Sol volvióse una estrella dafechu nueva.[12]

D'esta nube y el so gas y polvu (la "nebulosa solar") piénsase que se formaron dellos planetes. El mecanismu anguaño aceptáu pol cual los planetes formáronse ye conocíu como acreción, nel que los planetes empezaron como granos de polvu n'órbita alredor de la protoestrella central, que primeramente se formaron pol contautu direutu ente grupos d'ente unu y diez quilómetros de diámetru, que de la mesma topetaron pa formar cuerpos más grandes (planetesimales), d'aproximao 5 km de tamañu, gradualmente amontaos por choques adicionales de 15 cm per añu mientres l'intre de los siguientes pocos millones d'años.[13]

El sistema solar interior yera demasiáu templáu por que se entestaren molécules volátiles como les de l'agua y metanu, asina que los planetesimales que se formaron ende fueron relativamente pequeños (tomando namái 0,6% de la masa del discu)[3] y compuestu principalmente por componentes con altos puntos de fundición, como los silicatos y metales. Estos cuerpos predresos finalmente convirtiéronse en planetes terrestres. Más lloñe, los efeutos gravitacionales de Xúpiter fixeron imposible que se xunieren los oxetos protoplanetarios presentes, dexando detrás el cinturón d'asteroides.[14]

Inda más lloñe, más allá de la llinia de conxelación onde más compuestos volátiles de xelu pudieron permanecer sólidos, Xúpiter y Saturnu consiguieron xuntar más material que los planetes terrestres, según esos componentes yeren más comunes. Convertir en xigantes gaseosos, ente que Uranu y Neptunu prindaron muncho menos material y son conocíos como xigantes de xelu porque se cree que los sos nucleos tán fechos principalmente de xelu (compuestos d'hidróxenu).[15][16]

El vientu solar del nuevu Sol espardió'l gas y el polvu del discu protoplanetario, tremándolo nel espaciu interestelar, poniendo asina fin a la crecedera de los planetes por acrecimiento. Les estrelles T Tauri tienen vientos solares muncho más fuertes que los d'estrelles más vieyes y estables.[17][18]

Problemes col modelu de nebulosa solar

[editar | editar la fonte]

Unu de los problemes del modelu de nebulosa solar ye aquél del momentu angular. Cola gran mayoría de la masa del sistema atropándose alredor d'una nube en rotación, la hipótesis prediz que la gran mayoría del momentu angular del sistema tendría d'atropase nesi mesmu llugar. Sicasí, la rotación del sol ye muncho más lenta de lo presupuestao, y los planetes, a pesar de cuntar con menos del 1% de la masa total del sistema, cunten con más del 90% del so momentu angular. Una resolución a esti problema ye que les partícules de polvu del discu orixinal crearon resfregón, lo que menguó la velocidá de rotación nel centru.[19]

Planetes nel "llugar equivocáu" son un problema pal sistema de la nebulosa solar. Uranu y Neptunu tán allugaos nuna rexón onde la so formación ye bien pocu plausible por cuenta de la baxa densidá de la nebulosa solar y los llargos tiempos orbitales na so rexón. Entá ye más, los Xúpiter caliente qu'agora se reparen alredor d'otres estrelles non pueden habese formáu nes sos posiciones actuales si ye qu'elles se formaron a partir de "nebuloses solares" tamién. La solución a estos problemes pueden tar nes migraciones planetaries poles cualos los planetes camuden col tiempu la so distancia al Sol bien averándose bien alloñar d'ésti.

Les detallaes carauterístiques de los planetes son tamién un problema. La hipótesis de la nebulosa solar prediz que tolos planetes van formase esautamente nel planu eclíptico. Sicasí, les órbites de los planetes clásicos tienen delles (eso sí, pequeñes) enclinos respeuto del eclís. Entá ye más, pa los xigantes gaseosos puede predicise que les sos rotaciones y sistemes llunares tampoco van tar inclinaos respectu del planu elípticu, teniendo Uranu un enclín de 98°. La Lluna, siendo relativamente grande en comparanza a la Tierra, y otres llunes que s'atopen n'órbites irregulares al respeutive del so planeta son otru problema. Agora créese qu'estes observaciones esplicar por eventos qu'asocedieron dempués de la formación inicial del sistema solar.

Estimación de la edá

[editar | editar la fonte]

Usando fecháu radiométrico, los científicos envaloren que'l sistema solar tien 4600 millones d'años d'antigüedá. Les roques más vieyes na Tierra tienen aproximao 4400 millones d'años. Les roques asina de vieyes son rares, una y bones la superficie de la tierra ta siendo constantemente remocicada pola erosión, el vulcanismu y les plaques tectóniques. Pa envalorar la edá del sistema solar, los científicos tienen d'usar meteoritos, que se formaron mientres la condensación temprana de la nebulosa solar. Los meteoritos más vieyos (como'l meteoritu del Canyon Diablu) atopáronse con 4600 millones d'años d'edá, polo tanto'l sistema solar tien de tener a lo menos 4600 millones d'años.[20]

Evolución subsecuente

[editar | editar la fonte]

Orixinalmente creyóse que los planetes formar n'o cerca de les órbites nes que los vemos agora. Sicasí, esti puntu de vista foi sometíu a un cambéu radical mientres la parte final del sieglu XX y el principiu del sieglu XXI. Anguaño créese que'l sistema solar víase bien distintu dempués de la so formación inicial, con cinco objetos a lo menos tan masivos como Mercuriu tando presentes nel sistema solar interior (en llugar de los actuales cuatro), el sistema solar esterior siendo muncho más compactu de lo que ye agora y el cinturón de Kuiper empezando muncho más adientro de lo qu'empieza agora.

Anguaño créese que los impautos son una parte regular (magar pocu frecuente) del desenvolvimientu del sistema solar. Amás del impautu que formó la Lluna, créese que'l sistema Plutón-Caronte resultó d'un choque ente oxetos del cinturón de Kuiper. Tamién se cree qu'otros casos de llunes alredor d'asteroides y otros oxetos del cinturón de Kuiper son la resultancia de choques. Que siguen asocediendo choques ta demostráu pol choque del cometa Shoemaker-Levy 9 con Xúpiter en 1994 y pola buelga del impautu de Meteor Crater nel estáu americanu d'Arizona.

Sistema solar interior

[editar | editar la fonte]

Acordies con el puntu de vista aceptáu anguaño, el sistema solar interior foi "completáu" por un impautu xigante nel cual la moza Tierra topetó con un oxetu del tamañu de Marte. D'esti impautu resultó la formación de la Lluna. La especulación actual ye que l'oxetu del tamañu de Marte formar n'unu de los puntos de Lagrange estables ente la Tierra y el Sol (L4 o L5) y dempués foise al debalu dende esa posición.

Conturón d'asteroides

[editar | editar la fonte]

Acordies cola hipótesis de la nebulosa solar, el cinturón d'asteroides primeramente contenía más qu'abonda materia pa formar un planeta, y, efeutivamente, un gran númberu de planetesimales formóse ende. Sicasí, Xúpiter formóse primero que un planeta pudiera formase d'esos planetesimales. Por cuenta de la gran masa de Xúpiter, les resonancies orbitales con Xúpiter rixen les órbites del cinturón d'asteroides. Estes resonancies esvalixaron a los planetesimales lloñe del cinturón d'asteroides o los caltuvieron en bandes orbitales estreches y evitaron que se consolidaren. Lo que resta ye lo último de los planetesimales formaos primeramente mientres la formación del sistema solar.

Los efeutos de Xúpiter esvalixaron la mayor parte de los conteníos orixinales del cinturón d'asteroides, dexando menos del equivalente a 1/10 de la masa de la Tierra. La perda de masa ye'l principal factor qu'evita que el cinturón d'asteroides consolídese como un planeta. Los oxetos con una masa bien grande tienen un campu gravitacional lo suficientemente grande pa evitar la perda de grandes cantidaes de material como resultáu d'un choque violentu. Esti nun ye usualmente el casu del cinturón d'asteroides. Como resultancia, munchos oxetos más grandes rompiéronse en cachos, y dacuando los oxetos más nuevos fueron forzaos fora en choques menos violentos. Puede atopase evidencia de los choques nes llunes alredor de dellos asteroides, qu'anguaño namái se pueden esplicar como siendo afitamientos de material refundiáu del oxetu d'orixe ensin abonda enerxía pa escapar d'él.

Planetes esteriores

[editar | editar la fonte]
Artículu principal: Xigante gaseosu

Los protoplanetes más grandes fueron lo suficientemente masivos p'atropar gas del discu protoplanetario, y créese que les sos distribuciones de masa pueden entendese a partir de les sos posiciones nel discu, anque esa esplicación ye demasiáu simple pa dar cuenta de munchos otros sistemes planetarios. N'esencia, el primer planetesimal joviano n'algamar la masa crítico riquida pa prindar gas d'heliu y subsecuentemente gas d'hidróxenu ye'l más interior, porque —comparáu coles órbites más alloñaes del Sol— equí les velocidaes orbitales son más altes, la densidá nel discu ye mayor y los choques asoceden más frecuentemente. Asina Xúpiter ye'l joviano más grande porque atropó gases d'hidróxenu y heliu pol periodu más llargu de tiempu, y Saturno ye'l siguiente. La composición d'estos dos ta apoderada polos gases d'hidróxenu y heliu prindaos (aproximao 97 % y 90 % de la masa, respeutivamente).

Los protoplanetes de Uranu y Neptunu algamaron el tamañu críticu pa colapsar muncho depués, y por eso prindaron menos hidróxenu y heliu, qu'anguaño constitúi cerca solamente de ⅓ de les sos mases totales.

Siguiendo a la captura de gas, créese anguaño que'l sistema solar esterior foi formáu por migraciones planetaries. Según la gravedá de los planetes alterió les órbites de los oxetos del cinturón de Kuiper, munchos fueron esvalixaos escontra dientro por Saturno, Uranu y Neptunu, ente que Xúpiter munches vegaes espulsó esos oxetos dafechu fuera del sistema solar. Como resultancia, Xúpiter migró escontra dientro ente que Saturno, Uranu y Neptunu migraron pa escontra fora. Un descubrimientu importante nel entendimientu de cómo esto condució a la estructura actual del sistema solar asocedió en 2004. Nesi añu, nuevos modelos d'ordenador de Xúpiter y Saturno, amosaron que si Xúpiter empecipiara tomando menos de dos órbites alredor del Sol por caúna de Uranu y Neptunu vegada que Saturno completara una órbita, esti patrón de migración pondría a Xúpiter y Saturno nuna resonancia de 2:1 cuando'l periodu orbital de Xúpiter aportara a esautamente de la metá de la de Saturnu. Esta resonancia podría poner a Uranu y Neptunu n'órbites más elíptiques, teniendo una probabilidá de 50 % de que camudaren llugares. L'oxetu que terminó siendo'l más esterior (Neptunu) podría entós ser forzáu pa escontra fora, al Cinturón de Kuiper como primeramente esistió.

La interacción subsecuente ente los planetes y cinturón de Kuiper dempués de que Xúpiter y Saturno pasaron pola resonancia de 2:1 puede esplicar les carauterístiques orbitales y los enclinos de la exa de los planetes xigantes esteriores. Uranu y Saturno acabaron onde tán por cuenta de les interacciones con Xúpiter y ente ellos, ente que Neptunu terminó nel so llugar actual porque ye ende onde el cinturón de Kuiper terminaba primeramente. La dispersión de los oxetos del cinturón de Kuiper puede esplicar l'intensu bombardéu tardíu qu'asocedió aproximao fai 4 mil millones d'años.[21]

Bombardéu pesáu

[editar | editar la fonte]
Artículu principal: Bombardéu intensu tardíu

Enforma tiempu dempués de que'l vientu solar llimpiara'l discu del gas, una gran cantidá de planetesimales permanecieron tras ensin ser "aceptaos" por nengún otru cuerpu planetariu. Esta población creyóse de primeres qu'esistía más allá de los planetes esteriores, onde los tiempos de "adhesión" planetesimal son tan estensos onde yera imposible que'l planeta formara antes de la dispersión gaseosa. El planeta xigante esterior interactuaba con esti "mar planetesimal", esvalixando estos cuerpos predresos pequeños escontra adientro, ente que sí mesmu moviéndose pa escontra fora. Estos planetesimales esvalixar del planeta siguiente atoparon d'una manera similar, y del siguiente, moviendo les órbites de los planetes pa escontra fora ente que los planetesimales mover escontra adientro.

Finalmente, esti movimientu planetariu derivó nuna travesía de la resonancia nuna rellación de 2:1 ente Xúpiter y Saturno mentada más arriba, y (créese) Neptunu y Uranu fueron rápido movíos escontra fuera ya interactuar fuertemente col mar de planetesimales. La cantidá de planetesimales siendo arrastraos escontra l'interior p'algamar al restu del sistema solar aumentó descomanadamente y con dellos impautos en tolos cuerpor planetarios y llunares reparaos. Esti periodu ye conocíu como'l bombardéu intensu tardíu.

D'esta forma, los planetes nuevos (particularmente Xúpiter y Neptunu) dexaron el discu llibre de restos planetesimales, "llimpiando'l vecinderu", yá seya llanzándolos escontra los estremos de la Nube d'Oort (tan lloñe como 50 000 ua), o de cutio alteriando les sos órbites pa topetar con otros planetes (o tener órbites más estables como'l cinturón d'asteroides). Esti periodu de bombardéu pesáu duró dellos cientos de millones d'años y rescampla nos cráteres que siguen siendo visibles en cuerpos xeolóxicamente muertos del sistema solar. L'impautu de los planetesimales na Tierra créese que traxo l'agua y otros compuestos hidrogenados. Anque nun ye llargamente aceptáu, dalgunos creen que la vida mesma foi depositada nel Tierra d'esta manera (conocida como la hipótesis de la panespermia). Los actuales allugamientos de les petrines de Kuiper y d'Asteroides pueden depender de gran manera del Bombardéu Pesáu Tardíu al tresportar grandes cantidaes de masa al traviés del sistema solar.

Entá más importante, el bombardéu y topetes ente planetesimales y protoplanetes puede esplicar la esistencia de llunes, órbites llunares y enclinos axiales inusuales ente otres discrepancies en movimientos orixinalmente bien ordenaos. la escesiva cantidá de cráteres na lluna y otros cuerpos grandes, fechaos hasta esta era del sistema solar, tamién ye naturalmente esplicáu por esti procesu. El impautu xigante d'un protoplaneta del tamañu de Marte abarrúntase que ye'l responsable del satélite inusualmente grande de la Tierra, que la so composición y densidá ye similar a la del mantu terrestre, y podría simultáneamente alteriar la exa de rotación de la Tierra hasta los sos actuales 23,5° respectu del so planu orbital.

Nel modelu de nebulosa solar la única forma en que los planetes pueden llograr llunes ye prindándoles. Los dos pequeñu y llanu llunes de Marte son claramente asteroides y otros exemplos de satélites prindaos abonden en sistemes nuevos.

Les interacciones orbitales regulares de Xúpiter (ver resonancia orbital) tamién ye responsable de que material que dalguna vegada formó parte del cinturón d'asteroides nun s'esvie y avérese a otru planeta terrestre importante. La mayor parte d'esi material lleva tiempu dientro d'órbites escéntriques y topetaron con daqué más; la masa total del cinturón d'asteroides ye anguaño menos d'un décimu de la masa terrestre.

Cinturón de Kuiper y nube d'Oort

[editar | editar la fonte]

El cinturón de Kuiper foi primeramente una rexón esterna de cuerpos conxelaos qu'escarecíen d'abonda densidá másica pa consolidase. Orixinalmente, na so llende interna podría tar namái al otru llau del estremu de Uranu y Neptunu cuando éstos formáronse. (Esto ye más probable nel rangu de 15 -20 UA). La llende esterna atopar a aproximao 30 UA. el cinturón de Kuiper primeramente "pingaba" oxetos escontra'l sistema solar esternu causando les primeres migraciones planetaries.

La resonancia orbital Xúpiter-Saturno de 2:1 causó que Neptunu travesara el cinturón de Kuiper esvalixando a la mayoría de los oxetos. Munchos d'estos oxetos fueron esvalixaos escontra adientro, hasta qu'interactuaron con Xúpiter y puestos na so mayoría n'órbites altamente elíptiques, o siendo espulsaos fora del sistema solar. Los oxetos que terminaron n'órbites bien elíptiques formaron la nube d'Oort. Más escontra dientro, dellos oxetos fueron esvalixaos pa escontra fora por Neptunu, y aquéllos formaron el discu esvalixáu, dando cuenta de la baxa masa del cinturón de Kuiper de l'actualidá. Sicasí, un gran númberu d'oxetos del cinturón de Kuiper, incluyendo a Plutón, xuniéronse gravitacionalmente a la órbita de Neptunu, forzándolos escontra órbites resonantes.[22]

La evolución del sistema solar esterior paez ser influyida por supernoves cercanes y posiblemente tamién pol pasu por nubes interestelares. Les superficies de los cuerpos nel sistema solar esterior podíen esperimentar aclimatamiento espacial pol vientu solar, micrometeoritos, según los componentes neutrales del mediu interestelar, ya influencies más momentanees como supernoves y erupciones magnetarias (tamién llamaes terremotos estelares). Beth Y. Clark[23] ta ente aquellos que faen investigación sobre aclimatación espacial o erosión espacial anque inda non se cuantifican les implicaciones específiques pal sistema solar esterior.

La muestra del Stardust que volvió del cometa Wild 2 reveló tamién dalguna evidencia de que los materiales de la formación temprana del sistema solar migraron dende'l más templáu sistema solar interior a la rexón del cinturón de Kuiper, según daqué del polvu qu'esistía primero que se formara'l sistema solar.[24]

Satélites

[editar | editar la fonte]

Los satélites naturales llegaron a esistir alredor de la mayoría de los planetes y munchos otros cuerpos del sistema solar. Estos satélites naturales llegaron a esistir por trés posibles causes:

  • co-formación dende un discu protoplanetario (peculiar de los xigantes gaseosos),
  • formación a partir d'escombros (dau un impautu lo suficientemente fuerte nun ángulu superficial, y
  • captura d'un oxetu pasando.

Los xigantes gaseosos tienden a tener sistemes interiores de llunes que s'aniciaron a partir del discu protoplanetario. Esto ta indicáu pol gran tamañu de les llunes y la so proximidá al planeta. (Estos atributos son imposibles d'algamar pela vía de la captura, ente que la naturaleza gaseosa de los planetes fai la formación a partir d'escombros de choques otra imposibilidá). Les llunes esteriores de los xigantes gaseosos tienden a ser pequeñes y tener órbites que son elíptiques y tienen enclinos arbitrarios. Estes carauterístiques son apoderaes pa cuerpos prindaos.

Nel casu de los planetes interiores y otros cuerpos sólidos del sistema solar, los choques paecen ser el mayor creador de llunes, con un porcentaxe del material espulsáu pol choque, terminando n'órbita y xuniéndose nuna o más llunes. Créese que la Lluna formar d'esta forma.

Dempués de formase, los sistemes de llunes van siguir evolucionando. L'efeutu más común ye'l cambéu orbital debida a les marees. Esto asocede debíu al aumentu qu'una lluna crea na atmósfera y los océanos d'un planeta y, nuna menor midida, nel planeta en sí mesmu. Si'l planeta rota más rápidu que les órbites de la lluna, l'aumentu de les marees va movese constantemente per delantre del satélite. Nesti casu, la gravedá del aumentu va causar que'l satélite acelérese y amodo allóñese del planeta (como ye'l casu de la Lluna). Per otru llau, si la lluna orbita más rápidu de lo que'l planeta xira (o xira en direición contraria), l'aumentu va permanecer detrás de la lluna, y la gravedá del aumentu va causar que la órbita de la lluna decaiga col tiempu. (La lluna marciana Fobos ta amodo cayendo n'espiral escontra Marte por esta razón.)

Un planeta tamién puede crear un aumentu nes marees d'una lluna, y ésti va menguar la rotación de la lluna hasta que'l so periodu de rotación apuerte a el mesmu que'l so periodu de revolución. Asina la lluna va caltener unu de los sos llaos mirando escontra'l planeta, como ye'l casu de la Lluna. Esto ye llamáu rotación sincrónica y ta presente en munches otres llunes del sistema solar, como nel satélite Ío de Xúpiter. Nel casu de Plutón y Caronte, tanto'l planeta como'l satélite tán sincronizaos poles marea del otru.

Futuru

[editar | editar la fonte]

Sacante por un acontecimientu imprevisible ya inesperáu, tal como la llegada d'un furacu negru o una estrella a la so espaciu, los astrónomos envaloren que'l sistema solar, como lo conocemos güei va durar otros pocos cientos de millones d'años, tiempu nel que s'espera seya sometíu al so primer tresformamientu mayor. Los aniellos de Saturnu son abondo nuevos y nun se calcula que sobrevivan más allá de 300 millones d'años. La gravedá de les llunes de Saturnu gradualmente va barrer la vera esterior de los aniellos escontra'l planeta y, finalmente, la abrasión por meteoritos y la gravedá d'ésti van faer el restu, dexándolo ensin los sos carauterísticos ornamientos;[25] sicasí, estudios recién realizaos sobre la base de los datos tomaos pola misión Cassini-Huygens amuesen que los aniellos podríen durar entá dellos miles de millones d'años más.

En dalgún momentu dientro de 1,4 y 3,5 miles de millones d'años contaos dende agora, la lluna de Neptunu, Tritón, que ta anguaño nuna lenta órbita retrógrada, en cayente alredor del so compañeru, va cayer sol llende de Roche de Neptunu, tres los que'l so fuercia de marea va faer la lluna cachos, pudiendo crear un ampliu sistema d'aniellos alredor del planeta, similar al de Saturnu.[26]

Por cuenta del resfregón de la marea contra'l llechu marín, la Lluna ta gradualmente drenando el momentu rotacional de la Tierra; esto, de la mesma, causa que la Lluna amodo retírese de la Tierra, a una tasa d'aproximao 38mm per añu. Mientres esto asocede, el caltenimientu del momentu angular fai que la rotación del planeta mengüe, faciendo los díes más llargos por aproximao un segundu cada 60 000 años. N'alredor de 2 mil millones d'años, la órbita de la Lluna va algamar un puntu conocíu como "resonancia de xiru y órbita", y tantu la Tierra como la Lluna van tar sincronizaos poles sos marea. El periodu orbital de la Lluna, va igualar el periodu de rotación de la Tierra y un llau d'ésta va apuntar eternamente escontra la Lluna, xusto de la mesma qu'un llau de la Lluna anguaño apunta escontra ella.[27]

Evolución solar

[editar | editar la fonte]
Concepción d'un artista de la evolución futura del nuesu Sol. Izquierda: secuencia principal; al centru: xigante colorada; derecha; nana blanca.

El Sol ta faciéndose más brillosu a una tasa de más o menos del diez per cientu cada mil millones d'años. Envalórase que dientro de mil millones d'años, ello va provocar un efeutu ivernaderu desafranáu na Tierra que va faer que los océanos empiecen a evaporarse[28]

Tola vida sobre la superficie va escastase, anque la vida podría sobrevivir nos océanos más fondos; suxirióse que finalmente'l nuesu planeta podría recordar a cómo ye Titán, la mayor lluna de Saturnu, güei: una rexón ecuatorial cubierta per campos de dunes, con fuertes nubes ocasionales descargando ellí y creando depósitos fluviales, y la poca agua líquido esistente concentrada nos polos -el restu perdida a l'atmósfera y destruyida ellí pola radiación solar-[29]

Dientro de 3,5 mil millones d'años, la tierra va algamar condiciones na so superficie similares a les de Venus (planeta) anguaño; los océanos van ferver por completu, y tola vida (nes formes conocíes) va ser imposible. Mientres esti tiempu ye posible que la superficie de Marte recupere la so atmósfera perdida, en tantu la so temperatura va alzase, una y bones el dióxidu de carbonu conxeláu y el vapor d'agua na so superficie van empezar a sublimar.[30]

Dientro d'alredor de 6 mil millones d'años, les reserves d'hidróxenu dientro del nucleu del Sol escosaríense y va empezar a utilizar aquelles nes sos capes cimeres menos trupes y, en más o menos 7,6 mil millones d'años nel futuru, volvese una xigante colorada, fría y embotada pola so bien amontada área de superficie. Cuando'l Sol espándase va absorber a Mercuriu y Venus y posiblemente tamién La Tierra.[31] Espérase que'l Sol permaneza nuna fase de xigante colorada per alredor de cien millones d'años, algamando un diámetru alredor de 256 vegaes mayor al que tien agora - 1.2 AU, y una lluminosidá más de 2300 vegaes cimera. Mientres esti tiempu, ye posible qu'en mundos alredor de Cinturón de Kuiper, tales como Plutón y Caronte, la temperatura superficial fáigase lo suficientemente apacible por que la superficie conxelada convertir n'océanos líquidos que podríen algamar condiciones similares a aquelles riquíes pa la vida humana actual.[32]

La Tierra poco primero del so fin.

Esto va tener consecuencies dramátiques pa la Tierra; práuticamente tola atmósfera va perder nel espaciu por cuenta de un potente vientu solar y la temperatura de la superficie terrestre, que va tar cubierta per un océanu de magma nel que van llexar continentes de metales y óxidos metálicos y "glaciares" de materiales refractarios daquella, puede devasar en dellos momentos los 2000°.[33] Amás, la proximidá de la superficie estelar al sistema Tierra-Lluna va faer que la órbita llunar se vaya cerrando hasta que la Lluna tea a alredor de 18 000 quilómetros de la Tierra —el llende de Roche—, momentu nel cual la gravedá terrestre va destruyir la Lluna convirtiéndola nunos aniellos similares a los de Saturnu. De toes formes, el fin del sistema Tierra-Lluna ye inciertu y depende de la masa que pierda'l Sol nésos estadios finales de la so evolución.

Recién estudios amuesen que, a diferencia de lo que se creyó por un tiempu (que la Tierra nun sería aniquilada pol Sol), la Tierra va ser absorbida y destruyida pola nuesa estrella en siendo tragada pola mesma por causa de l'abrasión y vaporización producida pola so cayida n'espiral escontra'l centru solar nun procesu que va llevar apenes 200 años,[34] anque tamién esiste la posibilidá de que sobreviva y de que la mentada fregadura producida pol movimientu del nuesu planeta, primero dientro de l'atmósfera solar y depués dientro del astru, desaposie al nuesu planeta de les sos capes esternes, quedando solo'l so nucleu.

La Nebulosa del aniellu, una nebulosa planetaria similar a lo que'l Sol va aportar# a finalmente.

Finalmente, el heliu producíu na superficie va cayer de vuelta al nucleu, amontando la densidá hasta qu'algame los niveles necesarios pa fundir l'heliu en carbonu. El flax del heliu va asoceder entós y el Sol va convertir nuna estrella de la caña horizontal; va encoyer abruptamente a un tamañu d'alredor de 10 vegaes mayor que'l so radiu orixinal y la so lluminosidá va baxar de manera sópita, al cayer la so fonte d'enerxía de nuevu al so nucleu. Por cuenta de la relativa rareza del heliu como opuestu al hidróxenu (precísense cuatro iones d'hidróxenu pa crear un nucleu d'heliu, y adicionalmente tres nucleos d'heliu pa crear unu de carbonu) y la tasa amontada de reacciones debíes a la temperatura y presión nel nucleu del Sol, la fusión d'heliu en carbonu va durar solamente 100 millones d'años, ente qu'alredor del nucleu va siguir fundiéndose l'hidróxenu n'heliu. Finalmente va tener que recurrir de nuevu a les sos reserves nes sos capes esteriores y va recuperar la so forma de xigante colorada convirtiéndose nuna estrella de la caña asintótica xigante, siendo entós entá mayor y más lluminosa que na so dómina de xigante colorada (hasta más de 200 vegaes mayor y más de 5000 vegaes más brillosa). Esta fase dura otros 100 millones d'años, dempués de los cualos, sobre'l cursu d'otros 100 000 años, les capes esteriores del Sol van sumir, espulsando un gran fluxu de materia nel espaciu y formando un halo conocíu (de forma engañosa) como una nebulosa planetaria.

Este ye un eventu relativamente pacíficu; nada asemeyáu a una supernova, que el nuesu Sol ye demasiáu pequeñu como pa sufrir. Los habitantes de la Tierra, si siguimos vivos p'atestiguar esti acontecimientu y si el planeta sigue esistiendo daquella, vamos poder reparar una medría masiva na velocidá del vientu solar, pero non lo suficiente como pa destruyir a la Tierra dafechu.

Finalmente, tou lo que va quedar del Sol va ser una nana blanca, un oxetu caliente, visiegu y extraordinariamente trupu; de la metá de la so masa orixinal pero con namái la metá del tamañu de la Tierra. Si fuera vistu dende la superficie terrestre, sería un puntu de lluz del tamañu de Venus col rellumu de cien soles actuales, anque menguando rápido.[35][36]

Asina'l Sol muerra, el so emburrie gravitacional nos planetes, cometes y asteroides que lo orbiten, va debilitase. Les órbites de la Tierra y d'otros planetes van espandise. Cuando'l Sol convertir nuna nana blanca, va algamase la configuración final del sistema solar: La Tierra y Marte —si inda esisten—, orbitarán respeutivamente a 1.85 y 2.80 AU. Tou nuesu sistema solar va alteriase drásticamente. Éstos, y los otros planetes restantes, van conxelase como pulgos escuros, xelaes y ensin vida. Van Siguir orbitando la so estrella, cola so velocidá amenorgada debida a la so mayor distancia del Sol y a l'amenorgada gravedá del mesmu. Esi cambéu de les órbites planetaries tamién va producir que les d'asteroides y cometes se inestabilicen hasta'l puntu de que dalgunes d'elles pueden llevar a dichos cuerpos tan cerca de la nana blanca solar que sían destruyíes poles fuercies de marea d'ésta, produciendo un aniellu de restos al so alredor[37][38]

Dos mil millones d'años más tarde, el carbonu nel nucleu del Sol va cristalizase, tresformándose nun diamante xigante. Finalmente, depués de trillones d'años más, va esmorecese y va morrer a lo último cesando de rellumar dafechu.[39][40][41][42]

Otros eventos

[editar | editar la fonte]

Más o menos dientro de trés mil millones d'años, col Sol entá na so secuencia principal, Andrómeda va averar a la nuesa galaxa pa, tres dellos pasos cercanos, terminar topetando y fundiéndose con ella. Magar, ello podría afectar al nuesu sistema solar como un tou, ye bien pocu probable que pudiera afectar al Sol o a los planetes dada la gran distancia a la que tán les estrelles unes d'otres, inclusive nel casu d'un choque galácticu. Sicasí, ye abondo probable que'l sistema solar seya espulsáu de la so posición actual y acabe nel halo de la galaxa recién formada.

Col pasu del tiempu, y yá col Sol apagao y convertío nuna nana negra, les posibilidaes de qu'una estrella averar al sistema solar y arruine les órbites planetaries van dir aumentando. Si nun se cumplen los escenarios qu'apunten a un Big Crunch o a un Big Rip, dientro de 1015 años la gravedá de les estrelles que pasaren cerca d'ésti consiguiríen quitar al Sol los sos planetes. Magar toos ellos podríen sobrevivir entá muncho más tiempu, ello va marcar el fin del nuesu sistema solar nel sentíu nel que lo conocemos.[43]

Historia de les hipótesis sobre la formación del sistema solar

[editar | editar la fonte]

Mientres los últimos años del sieglu XIX la hipótesis nebular de Kant-Laplace foi criticada por James Clerk Maxwell, quien probó que si la materia de los planetes conocíos tuviera dalguna vegada distribuyida alredor del Sol formando un discu, les fuercies de rotación diferencial torgaríen la condensación de planetes individuales. Otra oxeción foi que'l Sol tien un momentu angular menor que'l riquíu pol modelu de Kant-Laplace. Mientres delles décades, munchos astrónomos prefirieron la hipótesis de los choques cercanos, que consideraba que los planetes formaríense por cuenta del aproximamientu d'otra estrella al Sol. Esta cercanía arrincaría gran cantidá de materia del Sol y de la otra estrella, por cuenta de les fuercies de marea, que al entestase formaría los planetes.

La hipótesis de los choques cercanos tamién foi criticada y, nos años 1940, el modelu nebular foi ameyoráu hasta consiguir una amplia aceptación per parte de la comunidá científica. Na versión modificada, asumióse que la masa del protoplaneta orixinal fora mayor y que la variación del momentu angular fora debida a fuercies magnétiques. Esto ye, el nuevu Sol tresfirió daqué pel momento angular al discu protoplanetario y los planetesimales por aciu ondes de Alvén, como se supón qu'asocede nes estrelles T Tauri.

El modelu nebular refináu foi desenvueltu dafechu basáu n'observaciones del nuesu propiu sistema solar, yá que yera l'únicu conocíu hasta mediaos de los años 1990. Aun así, creíase llargamente aplicable a otros sistemes planetarios, polo que los científicos taben ansiosos de probar el modelu nebular atopando discos protoplanetarios o inclusive planetes alredor d'otres estrelles: planetes estrasolares.

Na actualidá reparáronse nebuloses estelares y discos protoplanetarios na Nebulosa de Orión y n'otres rexones con estrelles en formación emplegando'l telescopiu espacial Hubble. Dalgunes d'estes árees tienen hasta 1000 UA de diámetru.

En payares de 2006, el descubrimientu de más de 200 exoplanetes[44] fixo que'l modelu nebular dexara de ser coherente colos datos esperimentales. Por tanto, tien de ser revisáu pa tener en cuenta estos sistemes planetarios, o un nuevu modelu tien de ser propuestu. Nun esiste un consensu sobre cómo esplicar los "Xúpiter calientes" reparaos, pero la idea mayoritaria ye la de migración planetaria. Esta idea consiste en que los planetes deben de ser capaces de migrar de les sos órbites iniciales a estrelles más cercanes por dalgún de los diversos procesos físicos posibles, como'l resfregón orbital cuando'l discu protoplanetario inda ta apináu d'hidróxenu y heliu.

Nos últimos años desenvolvióse un nuevu modelu de formación de sistemes solares: la Teoría de la Captura. Esta teoría sostién que la gravedá d'un oxetu errante podría estrayer materia del sol, que depués s'entestaría y esfrecería formando los planetes. Esti modelu esplica carauterístiques del sistema solar non esplicaes pol modelu nebular. Sicasí, la Teoría de la Captura foi criticada pol fechu de que supón una edá distinta pal sol y pa los planetes cuando esisten pruebes de que'l Sol y el restu del sistema solar foi formáu aproximao na mesma dómina, lo que modelos más aceptaos sí que consiguen esplicar.

Ver tamién

[editar | editar la fonte]

Referencies

[editar | editar la fonte]

Referencies de teoría de la captura

[editar | editar la fonte]
  • M M Woolfson 1969, Rep. Prog. Phys. 32 135-185
  • M M Woolfson 1999, Mon. Not. R. Astr. Soc.304, 195-198.

Referencies adicionales

[editar | editar la fonte]
  1. ↑ Swedenborg, Emanuel. 1734, (Principia) Latin: Opera Philosophica et Mineralia (English: Philosophical and Mineralogical Works), (Principia, Volume 1)
  2. ↑ «The Past History of the Earth as Inferred from the Mode of Formation of the Solar System». American Philosophical Society. Consultáu'l 23 de xunetu de 2006.
  3. ↑ 3,0 3,1 3,2 3,3 3,4 «Lecture 13: The Nebular Theory of the origin of the Solar System». Unioversity of Arizona. Consultáu'l 27 d'avientu de 2006.}
  4. ↑ Jeff Hester. «New Theory Proposed for Solar System Formation». Arizona State University. Consultáu'l 11 de xineru de 2007.
  5. ↑ Simon F. Portegies Zwart. «The Lost Siblings of the Sun». Consultáu'l 28 d'ochobre de 2009.
  6. ↑ Irvine, W. M.. «The chemical composition of the pre-solar nebula». Amherst College, Massachusetts. Consultáu'l 2 de 15 de 2007.
  7. ↑ J. J. Rawal. «Further Considerations on Contracting Solar Nebula». Nehru Planetarium, Bombay India. Consultáu'l 27 d'avientu de 2006.
  8. ↑ 8,0 8,1 Yoshimi Kitamura, Munetake Momose, Sozo Yokogawa, Ryohei Kawabe, Shigeru Día and Motohide Tamura. «Investigation of the Physical Properties of Protoplanetary Disks around T Tauri Stars by a 1 Arcsecond Imaging Survey: Evolution and Diversity of the Disks in Their Accretion Stage». Institute of Space and Astronautical Science, Yoshinodai, National Astronomical Observatory of Japan, Department of Earth and Planetary Science, Tokyo Institute of Technology. Consultáu'l 9 de xineru de 2007.}
  9. ↑ Arnett, David (1996). Supernovae and Nucleosynthesis, First edition, Princeton, New Jersey: Princeton University press. ISBN 0-691-01147-8.
  10. ↑ Jane S. Greaves. «Disks Around Stars and the Growth of Planetary Systems». Science Magacín. Consultáu'l 16 de payares de 2006.
  11. ↑ Manfred Küker, Thomas Henning and Günther Rüdiger. «Magnetic Star-Disk Coupling in Classical T Tauri Systems». Science Magacín. Consultáu'l 16 de payares de 2006.
  12. ↑ Michael Stix. The Sun: An Introduction. Springer.
  13. ↑ Peter Goldreich and William R. Ward. «The Formation of Planetesimals». The American Astronomical Society. Consultáu'l 16 de payares de 2006.
  14. ↑ Jean-Marc Petit and Alessandro Morbidelli. «The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt». Centre National de la Recherche Scientifique, Observatoire de Nice,. Consultáu'l 19 de payares de 2006.
  15. ↑ M. J. Mumma, M. A. DiSanti, N. Dello Russo, K. Magee-Sauer, Y. Gibb, and R. Novak. «REMOTE INFRARED OBSERVATIONS OF PARENT VOLATILES IN COMETS: A WINDOW ON THE EARLY SOLAR SYSTEM». Laboratory for Extraterrestrial Physics, Catholic University of America, Dept. of Chemistry and Physics, Rowan University, Dept. of Physics, Iona College. Archiváu dende l'orixinal, el 9 de setiembre de 2006. Consultáu'l 16 de payares de 2006.
  16. ↑ By William B. (EDT) McKinnon, Timothy Edward Dowling, Fran Bagenal (2004). Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press.
  17. ↑ Elmegreen, B. G.. «On the disruption of a protoplanetary disk nebula by a T Tauri like solar wind». Columbia University, New York. Consultáu'l 19 de payares de 2006.
  18. ↑ Heng Hao. «Disc-Protoplanet interactions». Harvard University. Archiváu dende l'orixinal, el 7 de setiembre de 2006. Consultáu'l 19 de payares de 2006.
  19. ↑ Angela Britto. «Historic and Current Theories on the Origins of the Solar System». Astronomy department, University of Toronto. Archiváu dende l'orixinal, el 2008-06-15. Consultáu'l 22 de xunu de 2006.
  20. ↑ Joel Cracraft. «The Scientific Response to Creationism». Department of Astronomy, University of Illinois. Consultáu'l 23 de xunetu de 2006.
  21. ↑ Kathryn Hansen. «Orbital shuffle for early solar system». Geotimes. Consultáu'l 22 de xunu de 2006.
  22. ↑ Renu Malhotra. «THE ORIGIN OF PLUTO'S ORBIT: IMPLICATIONS FOR THE SOLAR SYSTEM BEYOND NEPTUNE». Llunar and Planetary Institute. Consultáu'l 20 de xineru de 2007.
  23. ↑ «Interplanetary Weathering: Surface Erosion in Outer Space». Archiváu dende l'orixinal, el 2008-03-06.
  24. ↑ Emily Lakdawalla. «Stardust Results in a Nutshell: The Solar Nebula was Like a Blender». Archiváu dende l'orixinal, el 14 de xunetu de 2007. Consultáu'l 2 de xineru de 2007.
  25. ↑ «Saturn Rings Still A Mystery». Popular Mechanics. Archiváu dende l'orixinal, el 30 de setiembre de 2007. Consultáu'l 3 de marzu de 2007.
  26. ↑ Chyba, C. F.; Jankowski, D. G.; Nicholson, P.D.. «Tidal evolution in the Neptune-Triton system». Consultáu'l 3 de marzu de 2007.
  27. ↑ Dickinson, Terence (1993). From the Big Bang to Planet X. Camden East, Ontario: Camden House, páx. 79-81. ISBN 0-921820-71-2.
  28. ↑ Our Sun. III. Present and Future
  29. ↑ «Titan and Earth's Future Atmospheres: Lost to Space». Archiváu dende l'orixinal, el 2010-06-23.
  30. ↑ Mars, a warm wetter planet
  31. ↑ The Sun and Earth in the distant future Lunchtime seminar 2007
  32. ↑ Delayed Gravitational zones and Outer solar system regions become balmy during post-main sequence stellar evolution, Astrobiology 2003
  33. ↑ Volatile Cycles and Glaciation: Earth and Mars (Now and Near a Rede Giant Sun), and Moons of Hot Jupiters
  34. ↑ The fate of the earth in the red giant envelope of the sun
  35. ↑ Pogge, Richard W.. «The Once & Future Sun». New Vistes in Astronomy. Archiváu dende l'orixinal, el 18 d'avientu de 2005. Consultáu'l 7 d'avientu de 2005.
  36. ↑ Sackmann, I.-Juliana; Arnold I. Boothroyd, Kathleen E. Kraemer (11 1993). «Our Sun. III. Present and Future». Astrophysical Journal 418:  páxs. 457. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?1993ApJ%2Y%2Y%2Y418%2Y%2Y457S&db_key=AST&high=24809&nosetcookie=1. 
  37. ↑ Living in a Dying Solar System, Part 1
  38. ↑ The Sun as a White Dwarf Star
  39. ↑ Marc Delehanty. «Sun, the solar system's only star». Astronomy Today. Consultáu'l 23 de xunu de 2006.
  40. ↑ Bruce Balick. «PLANETARY NEBULAE AND THE FUTURE OF THE SOLAR SYSTEM». Department of Astronomy, University of Washington. Archiváu dende l'orixinal, el 2008-12-19. Consultáu'l 23 de xunu de 2006.
  41. ↑ Richard W. Pogge. «The Once and Future Sun». Perkins Observatory. Archiváu dende l'orixinal, el 15 de xunu de 2006. Consultáu'l 23 de xunu de 2006.
  42. ↑ «This Valentine's Day, Give The Woman Who Has Everything The Galaxy's Largest Diamond». Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. Archiváu dende l'orixinal, el 7 de setiembre de 2006. Consultáu'l 24 de xunu de 2006.
  43. ↑ Freeman Dyson (July 1979). «Time Without End: Physics and Biology in an open universe». Reviews of Modern Physics 51 (3):  páxs. 447. doi:10.1103/RevModPhys.51.447. http://www.think-aboutit.com/Misc/time_without_end.htm. Consultáu'l 2 d'abril de 2008. 
  44. ↑ The estrasolar planets encyclopedia

Enllaces esternos

[editar | editar la fonte]

sistema solar wikipedia la enciclopedia llibre


Sacáu de «https://ast.wikipedia.org/w/index.php?title=Formación_y_evolución_del_sistema_solar&oldid=4271181»