Formación y evolución del sistema solar

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 protoplanetariu 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 era 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 el resultáu 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

Nebulosa solar La hipótesis actual sobre la formación del sistema solar ye la hipótesis nebular, propuesta per primer vegada por Emanuel Swedenborg.Swedenborg, Emanuel. 1734, (Principia) Latin: Opera Philosophica et Mineralia (English: Philosophical and Mineralogical Works), (Principia, Volume 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 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. } 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.

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 fueron esperdigándose colos años esiste la posibilidá de qu'ente 10 y 60 d'éses estrelles pudieren tar nun radiu de 100 parsecs alredor del Sol.

Una d'estes rexones de gas colapsante (conocida como nebulosa protosolar) pudo formar lo que aportó a el sol. Esta rexón tenía un diámetru d'ente 7000 y 20 000 UA (Unidá Astronómica) y una masa apenes mayor que la del Sol (ente 1,001 y 1,1 mases solares).} Creíase que la so composición sería más o menos la del Sol actual: aproximadamente 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 abondososnel sistema solarIsótopuNucleos porMillón Hidróxenu-1 705.700 Hidróxenu-2 23 Heliu-4 275.200 Heliu-3 35 Oxíxenu-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. 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 protoplanetariu con un diámetru d'aproximao 200 UA, y una protoestrella caliente y trupa al centru.

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.Estos discos estender por delles UA y son bastante fríos, algamando apenes 1000 K nel so puntu más caliente. 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.

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 primero 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'aproximadamente 5 km de tamañu, gradualmente amontaos por choques adicionales de 15 cm per añu mientres l'intre de los siguientes pocos millones d'años.

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) 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.

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).

El vientu solar del nuevu Sol espardió'l gas y el polvu del discu protoplanetariu, 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.

Problemes col modelu de nebulosa solar 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.

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 Usando fecháu radiométrico, los científicos envaloren que'l sistema solar tien 4600 millones d'años d'antigüedá. Les roques más vieyes na Tierra tienen aproximadamente 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.

Evolución subsecuente 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 el resultáu 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 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 nún 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