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Formación y evolución del sistema solar

Se estima que la formación y evolución del sistema solar comenzó hace unos 4600 millones de años con el colapso gravitacional de una pequeña parte de una nube molecular gigante. La mayor parte de la masa colapsante se reunió en el centro, formando el Sol, mientras que el resto se aplanó en un disco protoplanetario a partir del cual se formaron los planetas, satélites, asteroides y otros cuerpos menores del sistema solar.

Concepción artística de un disco protoplanetario

Este modelo ampliamente aceptado, conocido como la hipótesis nebular, fue desarrollado por primera vez en el siglo XVIII por Emanuel Swedenborg, Immanuel Kant y Pierre-Simon Laplace. Su desarrollo posterior ha entretejido una variedad de disciplinas científicas como la astronomía, la física, la geología y las ciencias planetarias. Desde los albores de la era espacial en 1950 y el descubrimiento de planetas extrasolares en la década de 1990, el modelo ha sido desafiado y refinado para incorporar las nuevas observaciones.

El sistema solar evolucionó mucho desde su formación inicial. Muchas lunas se formaron a partir de discos de gas y polvo circulares alrededor de los planetas a los que pertenecen, mientras se cree que otras lunas se formaron de manera independiente y más tarde fueron capturadas por sus planetas. Todavía otras, como la Luna de la Tierra, pueden ser el resultado de colisiones gigantes. Estas colisiones entre cuerpos aún se producen y han sido fundamentales para la evolución del sistema solar. Las posiciones de los planetas se desplazaron con frecuencia. Ahora se cree que esta migración planetaria fue responsable de gran parte de la evolución temprana del sistema solar.

Formación inicial

Nebulosa solar

La hipótesis actual sobre la formación del sistema solar es la hipótesis nebular, propuesta por primera vez por Emanuel Swedenborg.[1]​ En 1775 Immanuel Kant, quien estaba familiarizado con el trabajo de Swedenborg, desarrolló la teoría más ampliamente. Una teoría similar fue formulada independientemente por Pierre-Simon Laplace[2]​ en 1796. La teoría nebular sostiene que hace 4600 millones de años el sistema solar se formó por un colapso gravitacional de una nube molecular gigante. Esta nube inicial tenía probablemente varios años luz de largo y fue la sede del nacimiento de varias estrellas.[3]​ Aunque el proceso era visto como relativamente tranquilo, estudios recientes de antiguos meteoritos revelan restos de elementos solamente formados en los núcleos de estrellas muy grandes que explotan, indicando que el ambiente en el que el Sol se formó estaba dentro del alcance de algunas supernovas cercanas. La onda de choque de estas supernovas pudo haber desencadenado la formación del Sol a través de la creación de regiones de sobredensidad en la nebulosa circundante, causando el colapso de ellas.[4]

En un artículo aparecido en 2009 se ha sugerido que nuestro Sol nació formando parte de un cúmulo estelar con una masa de entre 500 y 3000 masas solares y un radio de entre 1 y 3 pársecs, pensándose que aunque las estrellas que formaron dicho cúmulo se han ido dispersando con los años existe la posibilidad de que entre 10 y 60 de esas estrellas pudieran estar en un radio de 100 parsecs alrededor del Sol.[5]

Una de estas regiones de gas colapsante (conocida como nebulosa protosolar)[6]​ pudo haber formado lo que llegó a ser el sol. Esta región tenía un diámetro de entre 7000 y 20 000 UA (unidad astronómica)[3][7]​ y una masa apenas mayor que la del Sol (entre 1,001 y 1,1 masas solares).[8]​ Se creía que su composición sería más o menos la del Sol actual: aproximadamente 98 % (por masa) de hidrógeno y helio presente desde el Big Bang, y 2 % de elementos más pesados creados por generaciones anteriores de estrellas que murieron y los expulsaron de vuelta al espacio interestelar (ver nucleosíntesis).

Isótopos más abundantes
en el sistema solar[9]
Isótopo Núcleos por
millón
Hidrógeno-1 705 700
Hidrógeno-2 23
Helio-4 275 200
Helio-3 35
Oxígeno-16 5920
Carbono-12 3032
Carbono-13 37
Neón-20 1548
Neón-22 208
Hierro-56 1169
Hierro-54 72
Hierro-57 28
Nitrógeno-14 1105
Silicio-28 653
Silicio-29 34
Silicio-30 23
Magnesio-24 513
Magnesio-26 79
Magnesio-25 69
Azufre-32 396
Argón-36 77
Calcio-40 60
Aluminio-27 58
Níquel-58 49
Sodio-23 33

Tan pronto como la nebulosa colapsó, la conservación del momento angular significó que girara más rápido. Tan pronto como el material dentro de la nebulosa se condensó, los átomos en su interior comenzaron a colisionar con frecuencia creciente, causando que liberaran energía en forma de calor. El centro, donde la mayor parte de la masa se acumuló, se volvió cada vez más caliente que el disco circundante.[3]​ Cuando las fuerzas en competencia asociadas con la gravedad, presión del gas, campos magnéticos y la rotación actuaron en ella, la nebulosa en contracción empezó a aplanarse, tomando la forma de un disco protoplanetario con un diámetro de aproximadamente 200 UA,[3]​ y una protoestrella caliente y densa al centro.[10]

Estudios de las estrellas T Tauri, estrellas jóvenes con masa solar prefundida, que se creían similares al Sol en este punto de su evolución, mostraron que están frecuentemente acompañadas por discos de materia preplanetaria.[8]​ Estos discos se extienden por varias UA y son bastante fríos, alcanzando apenas 1000 K en su punto más caliente.[11]​ Después de 100 millones de años, la temperatura y la presión en el núcleo del Sol se hizo tan grande que su hidrógeno comenzó a fusionarse, creando una fuente interna de energía que contrarrestó la fuerza de la contracción gravitacional hasta que se alcanzó el equilibrio hidrostático. En este punto el Sol se volvió una estrella completamente nueva.[12]

De esta nube y su gas y polvo (la "nebulosa solar") se piensa que se formaron varios planetas. El mecanismo actualmente aceptado por el cual los planetas se formaron es conocido como acreción, en el que los planetas comenzaron como granos de polvo en órbita alrededor de la protoestrella central, que inicialmente se formaron por el contacto directo entre grupos de entre uno y diez kilómetros de diámetro, que a su vez colisionaron para formar cuerpos más grandes (planetesimales), de aproximadamente 5 km de tamaño, gradualmente incrementados por colisiones adicionales de 15 cm por año durante el transcurso de los siguientes pocos millones de años.[13]

El sistema solar interior era demasiado cálido para que se condensaran moléculas volátiles como las del agua y metano, así que los planetesimales que se formaron ahí fueron relativamente pequeños (abarcando solo 0,6 % de la masa del disco)[3]​ y compuesto principalmente por componentes con altos puntos de fundición, como los silicatos y metales. Estos cuerpos rocosos finalmente se convirtieron en planetas terrestres. Más lejos, los efectos gravitacionales de Júpiter hicieron imposible que se unieran los objetos protoplanetarios presentes, dejando detrás el cinturón de asteroides.[14]

Todavía más lejos, más allá de la línea de congelación donde más compuestos volátiles de hielo pudieron permanecer sólidos, Júpiter y Saturno consiguieron juntar más material que los planetas terrestres, así como esos componentes eran más comunes. Se convirtieron en gigantes gaseosos, mientras que Urano y Neptuno capturaron mucho menos material y son conocidos como gigantes de hielo porque se cree que sus núcleos están hechos principalmente de hielo (compuestos de hidrógeno).[15][16]

El viento solar del joven Sol esparció el gas y el polvo del disco protoplanetario, diseminándolo en el espacio interestelar, poniendo así fin al crecimiento de los planetas por acrecimiento. Las estrellas T Tauri tienen vientos solares mucho más fuertes que los de estrellas más viejas y estables.[17][18]

Problemas con el modelo de nebulosa solar

Uno de los problemas del modelo de nebulosa solar es aquel del momento angular. Con la gran mayoría de la masa del sistema acumulándose alrededor de una nube en rotación, la hipótesis predice que la gran mayoría del momento angular del sistema debería acumularse en ese mismo lugar. Sin embargo, la rotación del sol es mucho más lenta de lo presupuestado, y los planetas, a pesar de contar con menos del 1 % de la masa total del sistema, cuentan con más del 90 % de su momento angular. Una resolución a este problema es que las partículas de polvo del disco original crearon fricción, lo que disminuyó la velocidad de rotación en el centro.[19]

Planetas en el "lugar equivocado" son un problema para el sistema de la nebulosa solar. Urano y Neptuno están ubicados en una región donde su formación es muy poco plausible debido a la baja densidad de la nebulosa solar y los largos tiempos orbitales en su región. Aún más, los Júpiter caliente que ahora se observan alrededor de otras estrellas no se pueden haber formado en sus posiciones actuales si es que ellas se formaron a partir de "nebulosas solares" también. La solución a estos problemas pueden estar en las migraciones planetarias por las cuales los planetas cambian con el tiempo su distancia al Sol bien acercándose bien alejándose de este.

Las detalladas características de los planetas son también un problema. La hipótesis de la nebulosa solar predice que todos los planetas se formarán exactamente en el plano eclíptico. En cambio, las órbitas de los planetas clásicos tienen varias (eso sí, pequeñas) inclinaciones respecto del plano de la eclíptica. Aún más, para los gigantes gaseosos se puede predecir que sus rotaciones y sistemas lunares tampoco estarán inclinados respecto del plano eclíptico, teniendo Urano una inclinación de 98°. La Luna, siendo relativamente grande en comparación a la Tierra, y otras lunas que se encuentran en órbitas irregulares respecto a su planeta son otro problema. Ahora se cree que estas observaciones se explican por eventos que ocurrieron después de la formación inicial del sistema solar.

Estimación de la edad

Usando fechado radiométrico, los científicos estiman que el sistema solar tiene 4600 millones de años de antigüedad. Las rocas más viejas en la Tierra tienen aproximadamente 4400 millones de años. Las rocas así de viejas son raras, ya que la superficie de la tierra está siendo constantemente remodelada por la erosión, el vulcanismo y las placas tectónicas. Para estimar la edad del sistema solar, los científicos deben usar meteoritos, que se formaron durante la condensación temprana de la nebulosa solar. Los meteoritos más viejos (como el meteorito del Canyon Diablo) se han encontrado con 4600 millones de años de edad, por lo tanto el sistema solar debe tener por lo menos 4600 millones de años.[20]

Evolución subsecuente

Originalmente se creyó que los planetas se formaron en o cerca de las órbitas en las que los vemos ahora. Sin embargo, este punto de vista ha sido sometido a un cambio radical durante la parte final del siglo XX y el principio del siglo XXI. Actualmente se cree que el sistema solar se veía muy diferente después de su formación inicial, con cinco objetos por lo menos tan masivos como Mercurio estando presentes en el sistema solar interior (en lugar de los actuales cuatro), el sistema solar exterior siendo mucho más compacto de lo que es ahora y el cinturón de Kuiper empezando mucho más adentro de lo que comienza ahora.

Actualmente se cree que los impactos son una parte regular (si bien poco frecuente) del desarrollo del sistema solar. Además del impacto que formó la Luna, se cree que el sistema Plutón-Caronte resultó de una colisión entre objetos del cinturón de Kuiper. También se cree que otros casos de lunas alrededor de asteroides y otros objetos del cinturón de Kuiper son el resultado de colisiones. Que siguen ocurriendo colisiones está demostrado por la colisión del cometa Shoemaker-Levy 9 con Júpiter en 1994 y por la huella del impacto de Meteor Crater en el estado americano de Arizona.

Sistema solar interior

De acuerdo con el punto de vista aceptado actualmente, el sistema solar interior fue "completado" por un impacto gigante en el cual la joven Tierra colisionó con un objeto del tamaño de Marte (véase: Teoría del gran impacto). De este impacto resultó la formación de la Luna. La especulación actual es que el objeto del tamaño de Marte se formó en uno de los puntos de Lagrange estables entre la Tierra y el Sol (L4 o L5) y después se fue a la deriva desde esa posición.[21]

Cinturón de asteroides

De acuerdo con la hipótesis de la nebulosa solar, el cinturón de asteroides inicialmente contenía más que suficiente materia para formar un planeta, y, efectivamente, un gran número de planetesimales se formó ahí. Sin embargo, Júpiter se formó antes de que un planeta pudiera formarse de esos planetesimales. Debido a la gran masa de Júpiter, las resonancias orbitales con Júpiter rigen las órbitas del cinturón de asteroides. Estas resonancias dispersaron a los planetesimales lejos del cinturón de asteroides o los mantuvieron en bandas orbitales estrechas y evitaron que se consolidaran. Lo que resta es lo último de los planetesimales formados inicialmente durante la formación del sistema solar.

Los efectos de Júpiter han dispersado la mayor parte de los contenidos originales del cinturón de asteroides, dejando menos del equivalente a 1/10 de la masa de la Tierra. La pérdida de masa es el principal factor que evita que el cinturón de asteroides se consolide como un planeta. Los objetos con una masa muy grande tienen un campo gravitacional lo suficientemente grande para evitar la pérdida de grandes cantidades de material como resultado de una colisión violenta. Este no es usualmente el caso en el cinturón de asteroides. Como resultado, muchos objetos más grandes se han roto en pedazos, y a veces los objetos más nuevos han sido forzados fuera en colisiones menos violentas. Se puede encontrar evidencia de las colisiones en las lunas alrededor de algunos asteroides, que actualmente sólo se pueden explicar como siendo consolidaciones de material arrojado del objeto de origen sin suficiente energía para escapar de él.

Planetas exteriores

Los protoplanetas más grandes fueron lo suficientemente masivos para acumular gas del disco protoplanetario, y se cree que sus distribuciones de masa se pueden entender a partir de sus posiciones en el disco, aunque esa explicación es demasiado simple para dar cuenta de muchos otros sistemas planetarios. En esencia, el primer planetesimal joviano en alcanzar la masa crítica requerida para capturar gas de helio y subsecuentemente gas de hidrógeno es el más interior, porque —comparado con las órbitas más lejanas del Sol— aquí las velocidades orbitales son más altas, la densidad en el disco es mayor y las colisiones ocurren más frecuentemente. Así Júpiter es el joviano más grande porque acumuló gases de hidrógeno y helio por el periodo más largo de tiempo, y Saturno es el siguiente. La composición de estos dos está dominada por los gases de hidrógeno y helio capturados (aproximadamente 97 % y 90 % de la masa, respectivamente).

Los protoplanetas de Urano y Neptuno alcanzaron el tamaño crítico para colapsar mucho después, y por eso capturaron menos hidrógeno y helio, que actualmente constituye cerca solamente de ⅓ de sus masas totales.

Siguiendo a la captura de gas, se cree actualmente que el sistema solar exterior ha sido formado por migraciones planetarias. Así como la gravedad de los planetas perturbó las órbitas de los objetos del cinturón de Kuiper, muchos fueron dispersados hacia dentro por Saturno, Urano y Neptuno, mientras que Júpiter muchas veces expulsó esos objetos completamente fuera del sistema solar. Como resultado, Júpiter migró hacia dentro mientras que Saturno, Urano y Neptuno migraron hacia fuera. Un descubrimiento importante en el entendimiento de cómo esto condujo a la estructura actual del sistema solar ocurrió en 2004. En ese año, nuevos modelos de computadora de Júpiter y Saturno, mostraron que si Júpiter iniciara tomando menos de dos órbitas alrededor del Sol por cada una de Urano y Neptuno vez que Saturno completara una órbita, este patrón de migración pondría a Júpiter y Saturno en una resonancia de 2:1 cuando el periodo orbital de Júpiter llegara a ser exactamente de la mitad de la de Saturno. Esta resonancia podría poner a Urano y Neptuno en órbitas más elípticas, teniendo una probabilidad de 50 % de que cambiaran lugares. El objeto que terminó siendo el más exterior (Neptuno) podría entonces ser forzado hacia fuera, al cinturón de Kuiper como inicialmente existió.

La interacción subsecuente entre los planetas y el cinturón de Kuiper después de que Júpiter y Saturno pasaron por la resonancia de 2:1 puede explicar las características orbitales y las inclinaciones del eje de los planetas gigantes exteriores. Urano y Saturno acabaron donde están debido a las interacciones con Júpiter y entre ellos, mientras que Neptuno terminó en su lugar actual porque es ahí donde el cinturón de Kuiper terminaba inicialmente. La dispersión de los objetos del cinturón de Kuiper puede explicar el intenso bombardeo tardío que ocurrió aproximadamente hace 4 mil millones de años.[22]

Bombardeo pesado

Mucho tiempo después de que el viento solar limpiara el disco del gas, una gran cantidad de planetesimales permanecieron atrás sin ser "aceptados" por ningún otro cuerpo planetario. Esta población se creyó primeramente que existía más allá de los planetas exteriores, donde los tiempos de "adhesión" planetesimal son tan extensos donde era imposible que el planeta se formara antes de la dispersión gaseosa. El planeta gigante exterior interactuaba con este "mar planetesimal", dispersando estos cuerpos rocosos pequeños hacia adentro, mientras que sí mismo moviéndose hacia fuera. Estos planetesimales se dispersaron del planeta siguiente encontraron de una manera similar, y del siguiente, moviendo las órbitas de los planetas hacia fuera mientras que los planetesimales se movieron hacia adentro.

Finalmente, este movimiento planetario derivó en una travesía de la resonancia en una relación de 2:1 entre Júpiter y Saturno mencionada más arriba, y (se cree) Neptuno y Urano fueron rápidamente movidos hacia afuera e interactuar fuertemente con el mar de planetesimales. La cantidad de planetesimales siendo arrastrados hacia el interior para alcanzar al resto del sistema solar ha aumentado enormemente y con varios impactos en todos los cuerpor planetarios y lunares observados. Este período es conocido como el bombardeo intenso tardío.

De esta forma, los planetas jóvenes (particularmente Júpiter y Neptuno) dejaron el disco libre de restos planetesimales, "limpiando el vecindario", ya sea lanzándolos hacia los extremos de la Nube de Oort (tan lejos como 50 000 ua), o continuamente alterando sus órbitas para colisionar con otros planetas (o tener órbitas más estables como el cinturón de asteroides). Este período de bombardeo pesado duró varios cientos de millones de años y es evidente en los cráteres que continúan siendo visibles en cuerpos geológicamente muertos del sistema solar. El impacto de los planetesimales en la Tierra se cree que trajo el agua y otros compuestos hidrogenados. Aunque no es ampliamente aceptado, algunos creen que la vida misma fue depositada en el Tierra de esta manera (conocida como la hipótesis de la panespermia). Las actuales ubicaciones de los cinturones de Kuiper y de Asteroides pueden depender de gran manera del Bombardeo Pesado Tardío al transportar grandes cantidades de masa a través del sistema solar.

Aún más importante, el bombardeo y colisiones ente planetesimales y protoplanetas puede explicar la existencia de lunas, órbitas lunares e inclinaciones axiales inusuales entre otras discrepancias en movimientos originalmente muy ordenados. la excesiva cantidad de cráteres en la Luna y otros cuerpos grandes, fechados hasta esta era del sistema solar, también es naturalmente explicado por este proceso. El impacto gigante de un protoplaneta del tamaño de Marte se sospecha que es el responsable del satélite inusualmente grande de la Tierra, cuya composición y densidad es similar a la del manto terrestre, y podría simultáneamente haber alterado el eje de rotación de la Tierra hasta sus actuales 23,5° respecto de su plano orbital.

En el modelo de nebulosa solar la única forma en que los planetas pueden obtener lunas es capturándolas. Las dos pequeñas y llanas lunas de Marte son claramente asteroides, y otros ejemplos de satélites capturados abundan en sistemas jóvenes.

Las interacciones orbitales regulares de Júpiter (ver resonancia orbital) también es responsable de que material que alguna vez formó parte del cinturón de asteroides no se desvíe y se acerque a otro planeta terrestre importante. La mayor parte de ese material lleva tiempo dentro de órbitas excéntricas y han colisionado con algo más; la masa total del cinturón de asteroides es actualmente menos de un décimo de la masa terrestre.

Cinturón de Kuiper y nube de Oort

El Cinturón de Kuiper fue inicialmente una región externa de cuerpos congelados que carecían de suficiente densidad másica para consolidarse. Originalmente, en su límite interno podría haber estado sólo al otro lado del extremo de Urano y Neptuno cuando éstos se formaron. (Esto es más probable en el rango de 15 -20 UA). El límite externo se encontraba a aproximadamente 30 UA. El cinturón de Kuiper inicialmente "goteaba" objetos hacia el sistema solar externo causando las primeras migraciones planetarias.

La resonancia orbital Júpiter-Saturno de 2:1 causó que Neptuno atravesara el cinturón de Kuiper dispersando a la mayoría de los objetos. Muchos de estos objetos fueron dispersados hacia adentro, hasta que interactuaron con Júpiter y puestos en su mayoría en órbitas altamente elípticas, o siendo expulsados fuera del sistema solar. Los objetos que terminaron en órbitas muy elípticas formaron la nube de Oort. Más hacia dentro, algunos objetos fueron dispersados hacia fuera por Neptuno, y aquellos formaron el disco disperso, dando cuenta de la baja masa del cinturón de Kuiper de la actualidad. Sin embargo, un gran número de objetos del cinturón de Kuiper, incluyendo a Plutón, se unieron gravitacionalmente a la órbita de Neptuno, forzándolos hacia órbitas resonantes.[23]

La evolución del sistema solar exterior parece haber sido influenciada por supernovas cercanas y posiblemente también por el paso por nubes interestelares. Las superficies de los cuerpos en el sistema solar exterior podían experimentar aclimatamiento espacial por el viento solar, micrometeoritos, así como los componentes neutrales del medio interestelar, e influencias más momentáneas como supernovas y erupciones magnetarias (también llamadas terremotos estelares). Beth E. Clark[24]​ está entre aquellos que hacen investigación sobre aclimatación espacial o erosión espacial aunque todavía no se cuantifican las implicaciones específicas para el sistema solar exterior.

La muestra del Stardust que volvió del cometa Wild 2 ha revelado también alguna evidencia de que los materiales de la formación temprana del sistema solar migraron desde el más cálido sistema solar interior a la región del cinturón de Kuiper, así como algo del polvo que existía antes de que se formara el sistema solar.[25]

Satélites

Los satélites naturales han llegado a existir alrededor de la mayoría de los planetas y muchos otros cuerpos del sistema solar. Estos satélites naturales han llegado a existir por tres posibles causas:

  • coformación desde un disco protoplanetario (peculiar de los gigantes gaseosos),
  • formación a partir de escombros (dado un impacto lo suficientemente fuerte en un ángulo superficial, y
  • captura de un objeto pasando.

Los gigantes gaseosos tienden a tener sistemas interiores de lunas que se originaron a partir del disco protoplanetario. Esto está indicado por el gran tamaño de las lunas y su proximidad al planeta. (Estos atributos son imposibles de alcanzar por la vía de la captura, mientras que la naturaleza gaseosa de los planetas hace la formación a partir de escombros de colisiones otra imposibilidad). Las lunas exteriores de los gigantes gaseosos tienden a ser pequeñas y tener órbitas que son elípticas y tienen inclinaciones arbitrarias. Estas características son apropiadas para cuerpos capturados.

En el caso de los planetas interiores y otros cuerpos sólidos del sistema solar, las colisiones parecen ser el mayor creador de lunas, con un porcentaje del material expulsado por la colisión, terminando en órbita y uniéndose en una o más lunas. Se cree que la Luna se formó de esta forma.

Después de formarse, los sistemas de lunas continuarán evolucionando. El efecto más común es la modificación orbital debida a las mareas. Esto ocurre debido al aumento que una luna crea en la atmósfera y los océanos de un planeta y, en una menor medida, en el planeta en sí mismo. Si el planeta rota más rápido que las órbitas de la luna, el aumento de las mareas se desplazará constantemente por delante del satélite. En este caso, la gravedad del aumento causará que el satélite se acelere y lentamente se aleje del planeta (como es el caso de la Luna). Por otro lado, si la luna orbita más rápido de lo que el planeta gira (o gira en dirección contraria), el aumento permanecerá detrás de la luna, y la gravedad del aumento causará que la órbita de la luna decaiga con el tiempo. (La luna marciana Fobos está lentamente cayendo en espiral hacia Marte por esta razón.)

Un planeta también puede crear un aumento en las mareas de una luna, y este disminuirá la rotación de la luna hasta que su periodo de rotación llegue a ser el mismo que su periodo de revolución. Así la luna mantendrá uno de sus lados mirando hacia el planeta, como es el caso de la Luna. Esto es llamado rotación sincrónica y está presente en muchas otras lunas del sistema solar, como en el satélite Ío de Júpiter. En el caso de Plutón y Caronte, tanto el planeta como el satélite están sincronizados por las mareas del otro.

Futuro

Excepto por un acontecimiento imprevisible e inesperado, tal como la llegada de un agujero negro o una estrella a su espacio, los astrónomos estiman que el sistema solar, como lo conocemos hoy durará otros pocos cientos de millones de años, tiempo en el que se espera sea sometido a su primer transformación mayor. Los anillos de Saturno son bastante jóvenes y no se calcula que sobrevivan más allá de 300 millones de años. La gravedad de las lunas de Saturno gradualmente barrerá la orilla exterior de los anillos hacia el planeta y, finalmente, la abrasión por meteoritos y la gravedad de este harán el resto, dejándolo sin sus característicos ornamentos;[26]​ sin embargo, estudios recientes realizados sobre la base de los datos tomados por la misión Cassini-Huygens muestran que los anillos podrían durar aún varios miles de millones de años más.

En algún momento dentro de 1,4 y 3,5 miles de millones de años contados desde ahora, la luna de Neptuno, Tritón, que está actualmente en una lenta órbita retrógrada, en declive alrededor de su compañero, caerá bajo el límite de Roche de Neptuno, tras lo que su fuerza de marea hará la luna pedazos, pudiendo crear un amplio sistema de anillos alrededor del planeta, similar al de Saturno.[27]

Debido a la fricción de la marea contra el lecho marino, la Luna está gradualmente drenando el momento rotacional de la Tierra; esto, a su vez, causa que la Luna lentamente se retire de la Tierra, a una tasa de aproximadamente 38mm por año. Mientras esto ocurre, la conservación del momento angular hace que la rotación del planeta disminuya, haciendo los días más largos por aproximadamente un segundo cada 60 000 años. En alrededor de 2 mil millones de años, la órbita de la Luna alcanzará un punto conocido como "resonancia de giro y órbita", y tanto la Tierra como la Luna estarán sincronizados por sus mareas. El periodo orbital de la Luna, igualará el periodo de rotación de la Tierra y un lado de esta apuntará eternamente hacia la Luna, justo del mismo modo que un lado de la Luna actualmente apunta hacia ella.[28]

Evolución solar

 
Concepción de un artista de la evolución futura de nuestro Sol. Izquierda: secuencia principal; al centro: gigante roja; derecha; enana blanca.

El Sol se está haciendo más brillante a una tasa de más o menos del diez por ciento cada mil millones de años. Se estima que dentro de mil millones de años, provocará un efecto invernadero descontrolado en la Tierra que hará que los océanos empiecen a evaporarse[29]

Toda la vida sobre la superficie se extinguirá, aunque la vida podría sobrevivir en los océanos más profundos; se ha sugerido que finalmente nuestro planeta podría recordar a cómo es Titán, la mayor luna de Saturno, hoy: una región ecuatorial cubierta por campos de dunas, con fuertes tormentas ocasionales descargando allí y creando depósitos fluviales, y la poca agua líquida existente concentrada en los polos —el resto perdida a la atmósfera y destruida allí por la radiación solar—.[30]

Dentro de 3500 millones de años, la Tierra alcanzará condiciones en su superficie similares a las del planeta Venus hoy en día; los océanos hervirán por completo, y toda la vida (en las formas conocidas) será imposible. Durante este tiempo la temperatura de Marte se elevará, y el dióxido de carbono congelado y el vapor de agua en su superficie empezarán a sublimar.[31]

Dentro de alrededor de seis mil millones de años, las reservas de hidrógeno dentro del núcleo del Sol se habrán agotado y comenzará a utilizar aquellas en sus capas superiores menos densas y, en más o menos 7600 millones de años en el futuro, volverse una gigante roja, fría y embotada por su muy incrementada área de superficie. Cuando el Sol se expanda absorberá a Mercurio y Venus y posiblemente también La Tierra.[32]​ Se espera que el Sol permanezca en una fase de gigante roja por alrededor de cien millones de años, alcanzando un diámetro alrededor de 256 veces mayor al que tiene ahora —1.2 UA—, y una luminosidad más de 2300 veces superior. Durante este tiempo, es posible que en mundos alrededor de Cinturón de Kuiper, tales como Plutón y Caronte, la temperatura superficial se haga lo suficientemente apacible para que la superficie congelada se convierta en océanos líquidos que podrían alcanzar condiciones similares a aquellas requeridas para la vida humana actual. [33]

 
La Tierra poco antes de su fin

Esto tendrá consecuencias dramáticas para la Tierra; prácticamente toda la atmósfera se perderá en el espacio debido a un potente viento solar y la temperatura de la superficie terrestre, la cual estará cubierta por un océano de magma en el que flotarán continentes de metales y óxidos metálicos y "glaciares" de materiales refractarios por entonces, puede sobrepasar en algunos momentos los 2000°.[34]​ Además, la proximidad de la superficie estelar al sistema Tierra-Luna hará que la órbita lunar se vaya cerrando hasta que la Luna esté a alrededor de 18 000 kilómetros de la Tierra —el límite de Roche—, momento en el cual la gravedad terrestre destruirá la Luna convirtiéndola en unos anillos similares a los de Saturno. De todas formas, el fin del sistema Tierra-Luna es incierto y depende de la masa que pierda el Sol en esos estadios finales de su evolución.

Recientes estudios muestran que, a diferencia de lo que se creyó por un tiempo (que la Tierra no sería aniquilada por el Sol), la Tierra será absorbida y destruida por nuestra estrella tras ser tragada por la misma a causa de la abrasión y vaporización producida por su caída en espiral hacia el centro solar en un proceso que llevará apenas 200 años,[35]​ aunque también existe la posibilidad de que sobreviva y de que el mencionado roce producido por el movimiento de nuestro planeta, primero dentro de la atmósfera solar y luego dentro del astro, despoje a nuestro planeta de sus capas externas, quedando solo su núcleo.

 
La Nebulosa del anillo, una nebulosa planetaria similar a lo que el Sol llegará a ser finalmente.

Finalmente, el helio producido en la superficie caerá de vuelta al núcleo, incrementando la densidad hasta que alcance los niveles necesarios para fundir el helio en carbono. El flash del helio ocurrirá entonces y el Sol se convertirá en una estrella de la rama horizontal; encogerá abruptamente a un tamaño de alrededor de 10 veces mayor que su radio original y su luminosidad descenderá de manera brusca, al caer su fuente de energía de nuevo a su núcleo. Debido a la relativa rareza del helio como opuesto al hidrógeno (se necesitan cuatro iones de hidrógeno para crear un núcleo de helio, y adicionalmente tres núcleos de helio para crear uno de carbono) y la tasa incrementada de reacciones debidas a la temperatura y presión en el núcleo del Sol, la fusión de helio en carbono durará solamente 100 millones de años, mientras que alrededor del núcleo seguirá fusionándose el hidrógeno en helio. Finalmente tendrá que recurrir de nuevo a sus reservas en sus capas exteriores y recuperará su forma de gigante roja convirtiéndose en una estrella de la rama asintótica gigante, siendo entonces aún mayor y más luminosa que en su época de gigante roja (hasta más de 200 veces mayor y más de 5000 veces más brillante). Esta fase dura otros 100 millones de años, después de los cuales, sobre el curso de otros 100 000 años, las capas exteriores del Sol desaparecerán, expulsando un gran flujo de materia en el espacio y formando un halo conocido (de forma engañosa) como una nebulosa planetaria.

Este es un evento relativamente pacífico; nada semejante a una supernova, la cual nuestro Sol es demasiado pequeño como para sufrir. Los habitantes de la Tierra, si seguimos vivos para atestiguar este acontecimiento y si el planeta sigue existiendo por entonces, podremos observar un incremento masivo en la velocidad del viento solar, pero no lo suficiente como para destruir a la Tierra completamente.

Finalmente, todo lo que quedará del Sol será una enana blanca, un objeto caliente, sombrío y extraordinariamente denso; de la mitad de su masa original pero con sólo la mitad del tamaño de la Tierra. Si fuera visto desde la superficie terrestre, sería un punto de luz del tamaño de Venus con el brillo de cien soles actuales, aunque disminuyendo rápidamente.[36][37]

Tan pronto como el Sol muera, su empuje gravitacional en los planetas, cometas y asteroides que lo orbitan, se debilitará. Las órbitas de la Tierra y de otros planetas se expandirán. Cuando el Sol se convierta en una enana blanca, se alcanzará la configuración final del sistema solar: La Tierra y Marte —si todavía existen—, orbitarán respectivamente a 1.85 y 2.80 AU. Todo nuestro sistema solar se alterará drásticamente. Éstos, y los otros planetas restantes, se congelarán como cáscaras oscuras, heladas y sin vida. Continuarán orbitando su estrella, con su velocidad reducida debida a su mayor distancia del Sol y a la reducida gravedad del mismo. Ese cambio de las órbitas planetarias también producirá que las de asteroides y cometas se inestabilicen hasta el punto de que algunas de ellas pueden llevar a dichos cuerpos tan cerca de la enana blanca solar que sean destruidas por las fuerzas de marea de esta, produciendo un anillo de restos a su alrededor[38][39]

Dos mil millones de años más tarde, el carbono en el núcleo del Sol se cristalizará, transformándose en un diamante gigante. Finalmente, luego de trillones de años más, se desvanecerá y morirá por fin, cesando de brillar completamente.[40][41][42][43]

Otros eventos

Más o menos dentro de tres mil millones de años, con el Sol aún en su secuencia principal, Andrómeda se acercará a nuestra galaxia para, tras varios pasos cercanos, terminar colisionando y fundiéndose con ella. Si bien, ello podría afectar a nuestro sistema solar como un todo, es muy poco probable que pudiera afectar al Sol o a los planetas dada la gran distancia a la que están las estrellas unas de otras, incluso en el caso de una colisión galáctica. Sin embargo, es bastante probable que el sistema solar sea expulsado de su posición actual y acabe en el halo de la galaxia recién formada.

Con el paso del tiempo, y ya con el Sol apagado y convertido en una enana negra, las posibilidades de que una estrella se acerque al sistema solar y arruine las órbitas planetarias irán aumentando. Si no se cumplen los escenarios que apuntan a un Big Crunch o a un Big Rip, dentro de 1015 años la gravedad de las estrellas que hayan pasado cerca de este habrán conseguido quitarle al Sol sus planetas. Si bien todos ellos podrían sobrevivir aún mucho más tiempo, ello marcará el fin de nuestro sistema solar en el sentido en el que lo conocemos.[44]

Historia de las hipótesis sobre la formación del sistema solar

Durante los últimos años del siglo XIX la hipótesis nebular de Kant-Laplace fue criticada por James Clerk Maxwell, quien probó que si la materia de los planetas conocidos hubiera estado alguna vez distribuida alrededor del Sol formando un disco, las fuerzas de rotación diferencial habrían impedido la condensación de planetas individuales. Otra objeción fue que el Sol posee un momento angular menor que el requerido por el modelo de Kant-Laplace. Durante varias décadas, muchos astrónomos prefirieron la hipótesis de las colisiones cercanas, que consideraba que los planetas se habrían formado debido a la aproximación de otra estrella al Sol. Esta cercanía habría arrancado gran cantidad de materia del Sol y de la otra estrella, debido a las fuerzas de marea, que al condensarse habría formado los planetas.

La hipótesis de las colisiones cercanas también fue criticada y, en los años 1940, el modelo nebular fue mejorado hasta conseguir una amplia aceptación por parte de la comunidad científica. En la versión modificada, se asumió que la masa del protoplaneta original fuese mayor y que la variación del momento angular fuese debida a fuerzas magnéticas. Es decir, el joven Sol transfirió algo de momento angular al disco protoplanetario y los planetesimales mediante ondas de Alvén, como se supone que ocurre en las estrellas T Tauri.

El modelo nebular refinado fue desarrollado completamente basado en observaciones de nuestro propio sistema solar, puesto que era el único conocido hasta mediados de los años 1990. Aun así, se creía ampliamente aplicable a otros sistemas planetarios, por lo que los científicos estaban ansiosos de probar el modelo nebular encontrando discos protoplanetarios o incluso planetas alrededor de otras estrellas: planetas extrasolares.

En la actualidad se han observado nebulosas estelares y discos protoplanetarios en la nebulosa de Orión y en otras regiones con estrellas en formación empleando el telescopio espacial Hubble. Algunas de estas áreas tienen hasta 1000 UA de diámetro.

En noviembre de 2006, el descubrimiento de más de 200 exoplanetas[45]​ hizo que el modelo nebular dejara de ser coherente con los datos experimentales. Por tanto, debe ser revisado para tener en cuenta estos sistemas planetarios, o un nuevo modelo debe ser propuesto. No existe un consenso sobre cómo explicar los "Júpiter calientes" observados, pero la idea mayoritaria es la de migración planetaria. Esta idea consiste en que los planetas deben de ser capaces de migrar de sus órbitas iniciales a estrellas más cercanas por alguno de los diversos procesos físicos posibles, como la fricción orbital cuando el disco protoplanetario todavía está repleto de hidrógeno y helio.

En los últimos años se ha desarrollado un nuevo modelo de formación de sistemas solares: la Teoría de la Captura. Esta teoría sostiene que la gravedad de un objeto errante podría extraer materia del sol, que luego se condensaría y enfriaría formando los planetas. Este modelo explica características del sistema solar no explicadas por el modelo nebular. Sin embargo, la Teoría de la Captura ha sido criticada por el hecho de que supone una edad diferente para el sol y para los planetas cuando existen pruebas de que el Sol y el resto del sistema solar fue formado aproximadamente en la misma época, lo que modelos más aceptados sí que consiguen explicar.

Véase también

Referencias

  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. 1909. Consultado el 23 de julio de 2006. 
  3. «Lecture 13: The Nebular Theory of the origin of the Solar System». Unioversity of Arizona. Archivado desde el original el 22 de agosto de 2011. Consultado el 27 de diciembre de 2006. }
  4. Jeff Hester (2004). «New Theory Proposed for Solar System Formation». Arizona State University. Consultado el 11 de enero de 2007. 
  5. Simon F. Portegies Zwart (2009). «The Lost Siblings of the Sun». Consultado el 28 de octubre de 2009. 
  6. Irvine, W. M. «The chemical composition of the pre-solar nebula». Amherst College, Massachusetts. Consultado el 2 de 15 de 2007. 
  7. Rawal, J. J. (1985). «Further Considerations on Contracting Solar Nebula». Nehru Planetarium, Bombay India. Consultado el 27 de diciembre de 2006. 
  8. Kitamura, Yoshimi; Munetake Momose, Sozo Yokogawa, Ryohei Kawabe, Shigeru Ida and Motohide Tamura (2002). «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. Consultado el 9 de enero de 2007. }
  9. Arnett, David (1996). Supernovae and Nucleosynthesis (First edition edición). Princeton, New Jersey: Princeton University press. ISBN 0-691-01147-8. 
  10. Greaves, Jane S. (2005). «Disks Around Stars and the Growth of Planetary Systems». Science Magazine. Consultado el 16 de noviembre de 2006. 
  11. Küker, Manfred; Thomas Henning y Günther Rüdiger (2003). «Magnetic Star-Disk Coupling in Classical T Tauri Systems». Science Magazine. Consultado el 16 de noviembre de 2006. 
  12. Michael Stix (1989). The Sun: An Introduction. Springer. 
  13. Goldreich, Peter y William R. Ward (1973). «The Formation of Planetesimals». The American Astronomical Society. Consultado el 16 de noviembre de 2006. 
  14. Petit, Jean-Marc y Alessandro Morbidelli (2001). . Centre National de la Recherche Scientifique, Observatoire de Nice,. Archivado desde el original el 27 de agosto de 2014. Consultado el 19 de noviembre de 2006. 
  15. Mumma, M. J., M. A. DiSanti, N. Dello Russo, K. Magee-Sauer, E. Gibb y R. Novak (2003). . Laboratory for Extraterrestrial Physics, Catholic University of America, Dept. of Chemistry and Physics, Rowan University, Dept. of Physics, Iona College. Archivado desde el original el 9 de septiembre de 2006. Consultado el 16 de noviembre de 2006. 
  16. McKinnon, William B. (EDT), Timothy Edward Dowling, Fran Bagenal (2004). Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press. 
  17. Elmegreen, B. G. (1979). «On the disruption of a protoplanetary disk nebula by a T Tauri like solar wind». Columbia University, New York. Consultado el 19 de noviembre de 2006. 
  18. Heng Hao (2004). . Harvard University. Archivado desde el original el 7 de septiembre de 2006. Consultado el 19 de noviembre de 2006. 
  19. Britto, Angela (2006). «Historic and Current Theories on the Origins of the Solar System». Astronomy department, University of Toronto. Consultado el 22 de junio de 2006. 
  20. Cracraft, Joel (1982). «The Scientific Response to Creationism». Department of Astronomy, University of Illinois. Consultado el 23 de julio de 2006. 
  21. U. Wiechert, A. N. Halliday, D.-C. Lee, G. A. Snyder, L. A. Taylor, D. Rumble (2001). «Oxygen Isotopes and the Moon-Forming Giant Impact». Science 294 (5541). p. 345-348. 
  22. Hansen, Kathryn (2005). «Orbital shuffle for early solar system». Geotimes. Consultado el 22 de junio de 2006. 
  23. Renu Malhotra (1995). «THE ORIGIN OF PLUTO'S ORBIT: IMPLICATIONS FOR THE SOLAR SYSTEM BEYOND NEPTUNE». Lunar and Planetary Institute. Consultado el 20 de enero de 2007. 
  24. . Archivado desde el original el 6 de marzo de 2008. Consultado el 23 de abril de 2007. 
  25. Lakdawalla, Emily (2006). . Archivado desde el original el 14 de julio de 2007. Consultado el 2 de enero de 2007. 
  26. . Popular Mechanics. 2002. Archivado desde el original el 30 de septiembre de 2007. Consultado el 3 de marzo de 2007. 
  27. Chyba, C. F.; Jankowski, D. G.; Nicholson, P.D. (1989). «Tidal evolution in the Neptune-Triton system». Consultado el 3 de marzo de 2007. 
  28. Dickinson, Terence (1993). From the Big Bang to Planet X. Camden East, Ontario: Camden House. pp. 79-81. ISBN 0-921820-71-2. 
  29. Our Sun. III. Present and Future
  30. . Archivado desde el original el 23 de junio de 2010. Consultado el 26 de septiembre de 2009. 
  31. Mars, a warm wetter planet
  32. The Sun and Earth in the distant future Lunchtime seminar 2007
  33. Delayed Gravitational zones and Outer solar system regions become balmy during post-main sequence stellar evolution, Astrobiology 2003
  34. Volatile Cycles and Glaciation: Earth and Mars (Now and Near a Red Giant Sun), and Moons of Hot Jupiters
  35. The fate of the earth in the red giant envelope of the sun
  36. Pogge, Richard W. (1997). (lecture notes). New Vistas in Astronomy. Archivado desde el original el 18 de diciembre de 2005. Consultado el 7 de diciembre de 2005. 
  37. Sackmann, I.-Juliana; Arnold I. Boothroyd, Kathleen E. Kraemer (11 de 1993). «Our Sun. III. Present and Future». Astrophysical Journal 418: 457. 
  38. Living in a Dying Solar System, Part 1
  39. The Sun as a White Dwarf Star
  40. Marc Delehanty. «Sun, the solar system's only star». Astronomy Today. Consultado el 23 de junio de 2006. 
  41. Bruce Balick. . Department of Astronomy, University of Washington. Archivado desde el original el 19 de diciembre de 2008. Consultado el 23 de junio de 2006. 
  42. Richard W. Pogge (1997). . Perkins Observatory. Archivado desde el original el 15 de junio de 2006. Consultado el 23 de junio de 2006. 
  43. . Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 2004. Archivado desde el original el 7 de septiembre de 2006. Consultado el 24 de junio de 2006. 
  44. Freeman Dyson (July 1979). . Reviews of Modern Physics 51 (3): 447. doi:10.1103/RevModPhys.51.447. Archivado desde el original el 16 de mayo de 2008. Consultado el 2 de abril de 2008.  |work= y |revista= redundantes (ayuda)
  45. The extrasolar planets encyclopedia

Referencias adicionales

  • William K. Hartmann y Donald R. Davis, Satellite-sized planetesimals and lunar origin, (International Astronomical Union, Colloquium on Planetary Satellites, Cornell University, Ithaca, N.Y., Aug. 18-21, 1974) Icarus, vol. 24, Apr. 1975, p. 504-515
  • Alfred G. W. Cameron y William R. Ward, The Origin of the Moon, Abstracts of the Lunar and Planetary Science Conference, volume 7, page 120, 1976
  • K. Tsiganis, R. Gomes, A. Morbidelli and H. F. Levison (May de 2005). . Nature 435 (7041): 459-461. doi:10.1038/nature03539. Archivado desde el original el 25 de mayo de 2011. 
  • Adrián Brunini (April de 2006). . Nature 440 (7088): 1163-1165. doi:10.1038/nature04577. Archivado desde el original el 8 de agosto de 2007. 
  • López, Cayetano, Universo sin fin, Ediciones Taurus, 1999.

Referencias de teoría de la captura

  • M M Woolfson 1969, Rep. Prog. Phys. 32 135-185
  • M M Woolfson 1999, Mon. Not. R. Astr. Soc.304, 195-198.

Enlaces externos

  • Evolución del Sistema Solar, de la NASA, en inglés
  • Formación del Sistema Solar, del sitio web Astrosigma
  •   Datos: Q3535

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Se estima que la formacion y evolucion del sistema solar comenzo hace unos 4600 millones de anos con el colapso gravitacional de una pequena parte de una nube molecular gigante La mayor parte de la masa colapsante se reunio en el centro formando el Sol mientras que el resto se aplano en un disco protoplanetario a partir del cual se formaron los planetas satelites asteroides y otros cuerpos menores del sistema solar Concepcion artistica de un disco protoplanetario Este modelo ampliamente aceptado conocido como la hipotesis nebular fue desarrollado por primera vez en el siglo XVIII por Emanuel Swedenborg Immanuel Kant y Pierre Simon Laplace Su desarrollo posterior ha entretejido una variedad de disciplinas cientificas como la astronomia la fisica la geologia y las ciencias planetarias Desde los albores de la era espacial en 1950 y el descubrimiento de planetas extrasolares en la decada de 1990 el modelo ha sido desafiado y refinado para incorporar las nuevas observaciones El sistema solar evoluciono mucho desde su formacion inicial Muchas lunas se formaron a partir de discos de gas y polvo circulares alrededor de los planetas a los que pertenecen mientras se cree que otras lunas se formaron de manera independiente y mas tarde fueron capturadas por sus planetas Todavia otras como la Luna de la Tierra pueden ser el resultado de colisiones gigantes Estas colisiones entre cuerpos aun se producen y han sido fundamentales para la evolucion del sistema solar Las posiciones de los planetas se desplazaron con frecuencia Ahora se cree que esta migracion planetaria fue responsable de gran parte de la evolucion temprana del sistema solar Indice 1 Formacion inicial 1 1 Nebulosa solar 1 2 Problemas con el modelo de nebulosa solar 2 Estimacion de la edad 3 Evolucion subsecuente 3 1 Sistema solar interior 3 2 Cinturon de asteroides 3 3 Planetas exteriores 3 4 Bombardeo pesado 3 5 Cinturon de Kuiper y nube de Oort 3 6 Satelites 4 Futuro 4 1 Evolucion solar 4 2 Otros eventos 5 Historia de las hipotesis sobre la formacion del sistema solar 6 Vease tambien 7 Referencias 8 Referencias adicionales 8 1 Referencias de teoria de la captura 9 Enlaces externosFormacion inicial EditarNebulosa solar Editar La hipotesis actual sobre la formacion del sistema solar es la hipotesis nebular propuesta por primera vez por Emanuel Swedenborg 1 En 1775 Immanuel Kant quien estaba familiarizado con el trabajo de Swedenborg desarrollo la teoria mas ampliamente Una teoria similar fue formulada independientemente por Pierre Simon Laplace 2 en 1796 La teoria nebular sostiene que hace 4600 millones de anos el sistema solar se formo por un colapso gravitacional de una nube molecular gigante Esta nube inicial tenia probablemente varios anos luz de largo y fue la sede del nacimiento de varias estrellas 3 Aunque el proceso era visto como relativamente tranquilo estudios recientes de antiguos meteoritos revelan restos de elementos solamente formados en los nucleos de estrellas muy grandes que explotan indicando que el ambiente en el que el Sol se formo estaba dentro del alcance de algunas supernovas cercanas La onda de choque de estas supernovas pudo haber desencadenado la formacion del Sol a traves de la creacion de regiones de sobredensidad en la nebulosa circundante causando el colapso de ellas 4 En un articulo aparecido en 2009 se ha sugerido que nuestro Sol nacio formando parte de un cumulo estelar con una masa de entre 500 y 3000 masas solares y un radio de entre 1 y 3 parsecs pensandose que aunque las estrellas que formaron dicho cumulo se han ido dispersando con los anos existe la posibilidad de que entre 10 y 60 de esas estrellas pudieran estar en un radio de 100 parsecs alrededor del Sol 5 Una de estas regiones de gas colapsante conocida como nebulosa protosolar 6 pudo haber formado lo que llego a ser el sol Esta region tenia un diametro de entre 7000 y 20 000 UA unidad astronomica 3 7 y una masa apenas mayor que la del Sol entre 1 001 y 1 1 masas solares 8 Se creia que su composicion seria mas o menos la del Sol actual aproximadamente 98 por masa de hidrogeno y helio presente desde el Big Bang y 2 de elementos mas pesados creados por generaciones anteriores de estrellas que murieron y los expulsaron de vuelta al espacio interestelar ver nucleosintesis Isotopos mas abundantesen el sistema solar 9 Isotopo Nucleos pormillonHidrogeno 1 705 700Hidrogeno 2 23Helio 4 275 200Helio 3 35Oxigeno 16 5920Carbono 12 3032Carbono 13 37Neon 20 1548Neon 22 208Hierro 56 1169Hierro 54 72Hierro 57 28Nitrogeno 14 1105Silicio 28 653Silicio 29 34Silicio 30 23Magnesio 24 513Magnesio 26 79Magnesio 25 69Azufre 32 396Argon 36 77Calcio 40 60Aluminio 27 58Niquel 58 49Sodio 23 33Tan pronto como la nebulosa colapso la conservacion del momento angular significo que girara mas rapido Tan pronto como el material dentro de la nebulosa se condenso los atomos en su interior comenzaron a colisionar con frecuencia creciente causando que liberaran energia en forma de calor El centro donde la mayor parte de la masa se acumulo se volvio cada vez mas caliente que el disco circundante 3 Cuando las fuerzas en competencia asociadas con la gravedad presion del gas campos magneticos y la rotacion actuaron en ella la nebulosa en contraccion empezo a aplanarse tomando la forma de un disco protoplanetario con un diametro de aproximadamente 200 UA 3 y una protoestrella caliente y densa al centro 10 Estudios de las estrellas T Tauri estrellas jovenes con masa solar prefundida que se creian similares al Sol en este punto de su evolucion mostraron que estan frecuentemente acompanadas por discos de materia preplanetaria 8 Estos discos se extienden por varias UA y son bastante frios alcanzando apenas 1000 K en su punto mas caliente 11 Despues de 100 millones de anos la temperatura y la presion en el nucleo del Sol se hizo tan grande que su hidrogeno comenzo a fusionarse creando una fuente interna de energia que contrarresto la fuerza de la contraccion gravitacional hasta que se alcanzo el equilibrio hidrostatico En este punto el Sol se volvio una estrella completamente nueva 12 De esta nube y su gas y polvo la nebulosa solar se piensa que se formaron varios planetas El mecanismo actualmente aceptado por el cual los planetas se formaron es conocido como acrecion en el que los planetas comenzaron como granos de polvo en orbita alrededor de la protoestrella central que inicialmente se formaron por el contacto directo entre grupos de entre uno y diez kilometros de diametro que a su vez colisionaron para formar cuerpos mas grandes planetesimales de aproximadamente 5 km de tamano gradualmente incrementados por colisiones adicionales de 15 cm por ano durante el transcurso de los siguientes pocos millones de anos 13 El sistema solar interior era demasiado calido para que se condensaran moleculas volatiles como las del agua y metano asi que los planetesimales que se formaron ahi fueron relativamente pequenos abarcando solo 0 6 de la masa del disco 3 y compuesto principalmente por componentes con altos puntos de fundicion como los silicatos y metales Estos cuerpos rocosos finalmente se convirtieron en planetas terrestres Mas lejos los efectos gravitacionales de Jupiter hicieron imposible que se unieran los objetos protoplanetarios presentes dejando detras el cinturon de asteroides 14 Todavia mas lejos mas alla de la linea de congelacion donde mas compuestos volatiles de hielo pudieron permanecer solidos Jupiter y Saturno consiguieron juntar mas material que los planetas terrestres asi como esos componentes eran mas comunes Se convirtieron en gigantes gaseosos mientras que Urano y Neptuno capturaron mucho menos material y son conocidos como gigantes de hielo porque se cree que sus nucleos estan hechos principalmente de hielo compuestos de hidrogeno 15 16 El viento solar del joven Sol esparcio el gas y el polvo del disco protoplanetario diseminandolo en el espacio interestelar poniendo asi fin al crecimiento de los planetas por acrecimiento Las estrellas T Tauri tienen vientos solares mucho mas fuertes que los de estrellas mas viejas y estables 17 18 Problemas con el modelo de nebulosa solar Editar Uno de los problemas del modelo de nebulosa solar es aquel del momento angular Con la gran mayoria de la masa del sistema acumulandose alrededor de una nube en rotacion la hipotesis predice que la gran mayoria del momento angular del sistema deberia acumularse en ese mismo lugar Sin embargo la rotacion del sol es mucho mas lenta de lo presupuestado y los planetas a pesar de contar con menos del 1 de la masa total del sistema cuentan con mas del 90 de su momento angular Una resolucion a este problema es que las particulas de polvo del disco original crearon friccion lo que disminuyo la velocidad de rotacion en el centro 19 Planetas en el lugar equivocado son un problema para el sistema de la nebulosa solar Urano y Neptuno estan ubicados en una region donde su formacion es muy poco plausible debido a la baja densidad de la nebulosa solar y los largos tiempos orbitales en su region Aun mas los Jupiter caliente que ahora se observan alrededor de otras estrellas no se pueden haber formado en sus posiciones actuales si es que ellas se formaron a partir de nebulosas solares tambien La solucion a estos problemas pueden estar en las migraciones planetarias por las cuales los planetas cambian con el tiempo su distancia al Sol bien acercandose bien alejandose de este Las detalladas caracteristicas de los planetas son tambien un problema La hipotesis de la nebulosa solar predice que todos los planetas se formaran exactamente en el plano ecliptico En cambio las orbitas de los planetas clasicos tienen varias eso si pequenas inclinaciones respecto del plano de la ecliptica Aun mas para los gigantes gaseosos se puede predecir que sus rotaciones y sistemas lunares tampoco estaran inclinados respecto del plano ecliptico teniendo Urano una inclinacion de 98 La Luna siendo relativamente grande en comparacion a la Tierra y otras lunas que se encuentran en orbitas irregulares respecto a su planeta son otro problema Ahora se cree que estas observaciones se explican por eventos que ocurrieron despues de la formacion inicial del sistema solar Estimacion de la edad EditarUsando fechado radiometrico los cientificos estiman que el sistema solar tiene 4600 millones de anos de antiguedad Las rocas mas viejas en la Tierra tienen aproximadamente 4400 millones de anos Las rocas asi de viejas son raras ya que la superficie de la tierra esta siendo constantemente remodelada por la erosion el vulcanismo y las placas tectonicas Para estimar la edad del sistema solar los cientificos deben usar meteoritos que se formaron durante la condensacion temprana de la nebulosa solar Los meteoritos mas viejos como el meteorito del Canyon Diablo se han encontrado con 4600 millones de anos de edad por lo tanto el sistema solar debe tener por lo menos 4600 millones de anos 20 Evolucion subsecuente EditarOriginalmente se creyo que los planetas se formaron en o cerca de las orbitas en las que los vemos ahora Sin embargo este punto de vista ha sido sometido a un cambio radical durante la parte final del siglo XX y el principio del siglo XXI Actualmente se cree que el sistema solar se veia muy diferente despues de su formacion inicial con cinco objetos por lo menos tan masivos como Mercurio estando presentes en el sistema solar interior en lugar de los actuales cuatro el sistema solar exterior siendo mucho mas compacto de lo que es ahora y el cinturon de Kuiper empezando mucho mas adentro de lo que comienza ahora Actualmente se cree que los impactos son una parte regular si bien poco frecuente del desarrollo del sistema solar Ademas del impacto que formo la Luna se cree que el sistema Pluton Caronte resulto de una colision entre objetos del cinturon de Kuiper Tambien se cree que otros casos de lunas alrededor de asteroides y otros objetos del cinturon de Kuiper son el resultado de colisiones Que siguen ocurriendo colisiones esta demostrado por la colision del cometa Shoemaker Levy 9 con Jupiter en 1994 y por la huella del impacto de Meteor Crater en el estado americano de Arizona Sistema solar interior Editar De acuerdo con el punto de vista aceptado actualmente el sistema solar interior fue completado por un impacto gigante en el cual la joven Tierra colisiono con un objeto del tamano de Marte vease Teoria del gran impacto De este impacto resulto la formacion de la Luna La especulacion actual es que el objeto del tamano de Marte se formo en uno de los puntos de Lagrange estables entre la Tierra y el Sol L4 o L5 y despues se fue a la deriva desde esa posicion 21 Cinturon de asteroides Editar De acuerdo con la hipotesis de la nebulosa solar el cinturon de asteroides inicialmente contenia mas que suficiente materia para formar un planeta y efectivamente un gran numero de planetesimales se formo ahi Sin embargo Jupiter se formo antes de que un planeta pudiera formarse de esos planetesimales Debido a la gran masa de Jupiter las resonancias orbitales con Jupiter rigen las orbitas del cinturon de asteroides Estas resonancias dispersaron a los planetesimales lejos del cinturon de asteroides o los mantuvieron en bandas orbitales estrechas y evitaron que se consolidaran Lo que resta es lo ultimo de los planetesimales formados inicialmente durante la formacion del sistema solar Los efectos de Jupiter han dispersado la mayor parte de los contenidos originales del cinturon de asteroides dejando menos del equivalente a 1 10 de la masa de la Tierra La perdida de masa es el principal factor que evita que el cinturon de asteroides se consolide como un planeta Los objetos con una masa muy grande tienen un campo gravitacional lo suficientemente grande para evitar la perdida de grandes cantidades de material como resultado de una colision violenta Este no es usualmente el caso en el cinturon de asteroides Como resultado muchos objetos mas grandes se han roto en pedazos y a veces los objetos mas nuevos han sido forzados fuera en colisiones menos violentas Se puede encontrar evidencia de las colisiones en las lunas alrededor de algunos asteroides que actualmente solo se pueden explicar como siendo consolidaciones de material arrojado del objeto de origen sin suficiente energia para escapar de el Planetas exteriores Editar Articulo principal Gigante gaseoso Los protoplanetas mas grandes fueron lo suficientemente masivos para acumular gas del disco protoplanetario y se cree que sus distribuciones de masa se pueden entender a partir de sus posiciones en el disco aunque esa explicacion es demasiado simple para dar cuenta de muchos otros sistemas planetarios En esencia el primer planetesimal joviano en alcanzar la masa critica requerida para capturar gas de helio y subsecuentemente gas de hidrogeno es el mas interior porque comparado con las orbitas mas lejanas del Sol aqui las velocidades orbitales son mas altas la densidad en el disco es mayor y las colisiones ocurren mas frecuentemente Asi Jupiter es el joviano mas grande porque acumulo gases de hidrogeno y helio por el periodo mas largo de tiempo y Saturno es el siguiente La composicion de estos dos esta dominada por los gases de hidrogeno y helio capturados aproximadamente 97 y 90 de la masa respectivamente Los protoplanetas de Urano y Neptuno alcanzaron el tamano critico para colapsar mucho despues y por eso capturaron menos hidrogeno y helio que actualmente constituye cerca solamente de de sus masas totales Siguiendo a la captura de gas se cree actualmente que el sistema solar exterior ha sido formado por migraciones planetarias Asi como la gravedad de los planetas perturbo las orbitas de los objetos del cinturon de Kuiper muchos fueron dispersados hacia dentro por Saturno Urano y Neptuno mientras que Jupiter muchas veces expulso esos objetos completamente fuera del sistema solar Como resultado Jupiter migro hacia dentro mientras que Saturno Urano y Neptuno migraron hacia fuera Un descubrimiento importante en el entendimiento de como esto condujo a la estructura actual del sistema solar ocurrio en 2004 En ese ano nuevos modelos de computadora de Jupiter y Saturno mostraron que si Jupiter iniciara tomando menos de dos orbitas alrededor del Sol por cada una de Urano y Neptuno vez que Saturno completara una orbita este patron de migracion pondria a Jupiter y Saturno en una resonancia de 2 1 cuando el periodo orbital de Jupiter llegara a ser exactamente de la mitad de la de Saturno Esta resonancia podria poner a Urano y Neptuno en orbitas mas elipticas teniendo una probabilidad de 50 de que cambiaran lugares El objeto que termino siendo el mas exterior Neptuno podria entonces ser forzado hacia fuera al cinturon de Kuiper como inicialmente existio La interaccion subsecuente entre los planetas y el cinturon de Kuiper despues de que Jupiter y Saturno pasaron por la resonancia de 2 1 puede explicar las caracteristicas orbitales y las inclinaciones del eje de los planetas gigantes exteriores Urano y Saturno acabaron donde estan debido a las interacciones con Jupiter y entre ellos mientras que Neptuno termino en su lugar actual porque es ahi donde el cinturon de Kuiper terminaba inicialmente La dispersion de los objetos del cinturon de Kuiper puede explicar el intenso bombardeo tardio que ocurrio aproximadamente hace 4 mil millones de anos 22 Bombardeo pesado Editar Articulo principal Bombardeo intenso tardio Mucho tiempo despues de que el viento solar limpiara el disco del gas una gran cantidad de planetesimales permanecieron atras sin ser aceptados por ningun otro cuerpo planetario Esta poblacion se creyo primeramente que existia mas alla de los planetas exteriores donde los tiempos de adhesion planetesimal son tan extensos donde era imposible que el planeta se formara antes de la dispersion gaseosa El planeta gigante exterior interactuaba con este mar planetesimal dispersando estos cuerpos rocosos pequenos hacia adentro mientras que si mismo moviendose hacia fuera Estos planetesimales se dispersaron del planeta siguiente encontraron de una manera similar y del siguiente moviendo las orbitas de los planetas hacia fuera mientras que los planetesimales se movieron hacia adentro Finalmente este movimiento planetario derivo en una travesia de la resonancia en una relacion de 2 1 entre Jupiter y Saturno mencionada mas arriba y se cree Neptuno y Urano fueron rapidamente movidos hacia afuera e interactuar fuertemente con el mar de planetesimales La cantidad de planetesimales siendo arrastrados hacia el interior para alcanzar al resto del sistema solar ha aumentado enormemente y con varios impactos en todos los cuerpor planetarios y lunares observados Este periodo es conocido como el bombardeo intenso tardio De esta forma los planetas jovenes particularmente Jupiter y Neptuno dejaron el disco libre de restos planetesimales limpiando el vecindario ya sea lanzandolos hacia los extremos de la Nube de Oort tan lejos como 50 000 ua o continuamente alterando sus orbitas para colisionar con otros planetas o tener orbitas mas estables como el cinturon de asteroides Este periodo de bombardeo pesado duro varios cientos de millones de anos y es evidente en los crateres que continuan siendo visibles en cuerpos geologicamente muertos del sistema solar El impacto de los planetesimales en la Tierra se cree que trajo el agua y otros compuestos hidrogenados Aunque no es ampliamente aceptado algunos creen que la vida misma fue depositada en el Tierra de esta manera conocida como la hipotesis de la panespermia Las actuales ubicaciones de los cinturones de Kuiper y de Asteroides pueden depender de gran manera del Bombardeo Pesado Tardio al transportar grandes cantidades de masa a traves del sistema solar Aun mas importante el bombardeo y colisiones ente planetesimales y protoplanetas puede explicar la existencia de lunas orbitas lunares e inclinaciones axiales inusuales entre otras discrepancias en movimientos originalmente muy ordenados la excesiva cantidad de crateres en la Luna y otros cuerpos grandes fechados hasta esta era del sistema solar tambien es naturalmente explicado por este proceso El impacto gigante de un protoplaneta del tamano de Marte se sospecha que es el responsable del satelite inusualmente grande de la Tierra cuya composicion y densidad es similar a la del manto terrestre y podria simultaneamente haber alterado el eje de rotacion de la Tierra hasta sus actuales 23 5 respecto de su plano orbital En el modelo de nebulosa solar la unica forma en que los planetas pueden obtener lunas es capturandolas Las dos pequenas y llanas lunas de Marte son claramente asteroides y otros ejemplos de satelites capturados abundan en sistemas jovenes Las interacciones orbitales regulares de Jupiter ver resonancia orbital tambien es responsable de que material que alguna vez formo parte del cinturon de asteroides no se desvie y se acerque a otro planeta terrestre importante La mayor parte de ese material lleva tiempo dentro de orbitas excentricas y han colisionado con algo mas la masa total del cinturon de asteroides es actualmente menos de un decimo de la masa terrestre Cinturon de Kuiper y nube de Oort Editar El Cinturon de Kuiper fue inicialmente una region externa de cuerpos congelados que carecian de suficiente densidad masica para consolidarse Originalmente en su limite interno podria haber estado solo al otro lado del extremo de Urano y Neptuno cuando estos se formaron Esto es mas probable en el rango de 15 20 UA El limite externo se encontraba a aproximadamente 30 UA El cinturon de Kuiper inicialmente goteaba objetos hacia el sistema solar externo causando las primeras migraciones planetarias La resonancia orbital Jupiter Saturno de 2 1 causo que Neptuno atravesara el cinturon de Kuiper dispersando a la mayoria de los objetos Muchos de estos objetos fueron dispersados hacia adentro hasta que interactuaron con Jupiter y puestos en su mayoria en orbitas altamente elipticas o siendo expulsados fuera del sistema solar Los objetos que terminaron en orbitas muy elipticas formaron la nube de Oort Mas hacia dentro algunos objetos fueron dispersados hacia fuera por Neptuno y aquellos formaron el disco disperso dando cuenta de la baja masa del cinturon de Kuiper de la actualidad Sin embargo un gran numero de objetos del cinturon de Kuiper incluyendo a Pluton se unieron gravitacionalmente a la orbita de Neptuno forzandolos hacia orbitas resonantes 23 La evolucion del sistema solar exterior parece haber sido influenciada por supernovas cercanas y posiblemente tambien por el paso por nubes interestelares Las superficies de los cuerpos en el sistema solar exterior podian experimentar aclimatamiento espacial por el viento solar micrometeoritos asi como los componentes neutrales del medio interestelar e influencias mas momentaneas como supernovas y erupciones magnetarias tambien llamadas terremotos estelares Beth E Clark 24 esta entre aquellos que hacen investigacion sobre aclimatacion espacial o erosion espacial aunque todavia no se cuantifican las implicaciones especificas para el sistema solar exterior La muestra del Stardust que volvio del cometa Wild 2 ha revelado tambien alguna evidencia de que los materiales de la formacion temprana del sistema solar migraron desde el mas calido sistema solar interior a la region del cinturon de Kuiper asi como algo del polvo que existia antes de que se formara el sistema solar 25 Satelites Editar Los satelites naturales han llegado a existir alrededor de la mayoria de los planetas y muchos otros cuerpos del sistema solar Estos satelites naturales han llegado a existir por tres posibles causas coformacion desde un disco protoplanetario peculiar de los gigantes gaseosos formacion a partir de escombros dado un impacto lo suficientemente fuerte en un angulo superficial y captura de un objeto pasando Los gigantes gaseosos tienden a tener sistemas interiores de lunas que se originaron a partir del disco protoplanetario Esto esta indicado por el gran tamano de las lunas y su proximidad al planeta Estos atributos son imposibles de alcanzar por la via de la captura mientras que la naturaleza gaseosa de los planetas hace la formacion a partir de escombros de colisiones otra imposibilidad Las lunas exteriores de los gigantes gaseosos tienden a ser pequenas y tener orbitas que son elipticas y tienen inclinaciones arbitrarias Estas caracteristicas son apropiadas para cuerpos capturados En el caso de los planetas interiores y otros cuerpos solidos del sistema solar las colisiones parecen ser el mayor creador de lunas con un porcentaje del material expulsado por la colision terminando en orbita y uniendose en una o mas lunas Se cree que la Luna se formo de esta forma Despues de formarse los sistemas de lunas continuaran evolucionando El efecto mas comun es la modificacion orbital debida a las mareas Esto ocurre debido al aumento que una luna crea en la atmosfera y los oceanos de un planeta y en una menor medida en el planeta en si mismo Si el planeta rota mas rapido que las orbitas de la luna el aumento de las mareas se desplazara constantemente por delante del satelite En este caso la gravedad del aumento causara que el satelite se acelere y lentamente se aleje del planeta como es el caso de la Luna Por otro lado si la luna orbita mas rapido de lo que el planeta gira o gira en direccion contraria el aumento permanecera detras de la luna y la gravedad del aumento causara que la orbita de la luna decaiga con el tiempo La luna marciana Fobos esta lentamente cayendo en espiral hacia Marte por esta razon Un planeta tambien puede crear un aumento en las mareas de una luna y este disminuira la rotacion de la luna hasta que su periodo de rotacion llegue a ser el mismo que su periodo de revolucion Asi la luna mantendra uno de sus lados mirando hacia el planeta como es el caso de la Luna Esto es llamado rotacion sincronica y esta presente en muchas otras lunas del sistema solar como en el satelite Io de Jupiter En el caso de Pluton y Caronte tanto el planeta como el satelite estan sincronizados por las mareas del otro Futuro EditarExcepto por un acontecimiento imprevisible e inesperado tal como la llegada de un agujero negro o una estrella a su espacio los astronomos estiman que el sistema solar como lo conocemos hoy durara otros pocos cientos de millones de anos tiempo en el que se espera sea sometido a su primer transformacion mayor Los anillos de Saturno son bastante jovenes y no se calcula que sobrevivan mas alla de 300 millones de anos La gravedad de las lunas de Saturno gradualmente barrera la orilla exterior de los anillos hacia el planeta y finalmente la abrasion por meteoritos y la gravedad de este haran el resto dejandolo sin sus caracteristicos ornamentos 26 sin embargo estudios recientes realizados sobre la base de los datos tomados por la mision Cassini Huygens muestran que los anillos podrian durar aun varios miles de millones de anos mas En algun momento dentro de 1 4 y 3 5 miles de millones de anos contados desde ahora la luna de Neptuno Triton que esta actualmente en una lenta orbita retrograda en declive alrededor de su companero caera bajo el limite de Roche de Neptuno tras lo que su fuerza de marea hara la luna pedazos pudiendo crear un amplio sistema de anillos alrededor del planeta similar al de Saturno 27 Debido a la friccion de la marea contra el lecho marino la Luna esta gradualmente drenando el momento rotacional de la Tierra esto a su vez causa que la Luna lentamente se retire de la Tierra a una tasa de aproximadamente 38mm por ano Mientras esto ocurre la conservacion del momento angular hace que la rotacion del planeta disminuya haciendo los dias mas largos por aproximadamente un segundo cada 60 000 anos En alrededor de 2 mil millones de anos la orbita de la Luna alcanzara un punto conocido como resonancia de giro y orbita y tanto la Tierra como la Luna estaran sincronizados por sus mareas El periodo orbital de la Luna igualara el periodo de rotacion de la Tierra y un lado de esta apuntara eternamente hacia la Luna justo del mismo modo que un lado de la Luna actualmente apunta hacia ella 28 Evolucion solar Editar Concepcion de un artista de la evolucion futura de nuestro Sol Izquierda secuencia principal al centro gigante roja derecha enana blanca El Sol se esta haciendo mas brillante a una tasa de mas o menos del diez por ciento cada mil millones de anos Se estima que dentro de mil millones de anos provocara un efecto invernadero descontrolado en la Tierra que hara que los oceanos empiecen a evaporarse 29 Toda la vida sobre la superficie se extinguira aunque la vida podria sobrevivir en los oceanos mas profundos se ha sugerido que finalmente nuestro planeta podria recordar a como es Titan la mayor luna de Saturno hoy una region ecuatorial cubierta por campos de dunas con fuertes tormentas ocasionales descargando alli y creando depositos fluviales y la poca agua liquida existente concentrada en los polos el resto perdida a la atmosfera y destruida alli por la radiacion solar 30 Dentro de 3500 millones de anos la Tierra alcanzara condiciones en su superficie similares a las del planeta Venus hoy en dia los oceanos herviran por completo y toda la vida en las formas conocidas sera imposible Durante este tiempo la temperatura de Marte se elevara y el dioxido de carbono congelado y el vapor de agua en su superficie empezaran a sublimar 31 Dentro de alrededor de seis mil millones de anos las reservas de hidrogeno dentro del nucleo del Sol se habran agotado y comenzara a utilizar aquellas en sus capas superiores menos densas y en mas o menos 7600 millones de anos en el futuro volverse una gigante roja fria y embotada por su muy incrementada area de superficie Cuando el Sol se expanda absorbera a Mercurio y Venus y posiblemente tambien La Tierra 32 Se espera que el Sol permanezca en una fase de gigante roja por alrededor de cien millones de anos alcanzando un diametro alrededor de 256 veces mayor al que tiene ahora 1 2 UA y una luminosidad mas de 2300 veces superior Durante este tiempo es posible que en mundos alrededor de Cinturon de Kuiper tales como Pluton y Caronte la temperatura superficial se haga lo suficientemente apacible para que la superficie congelada se convierta en oceanos liquidos que podrian alcanzar condiciones similares a aquellas requeridas para la vida humana actual 33 La Tierra poco antes de su fin Esto tendra consecuencias dramaticas para la Tierra practicamente toda la atmosfera se perdera en el espacio debido a un potente viento solar y la temperatura de la superficie terrestre la cual estara cubierta por un oceano de magma en el que flotaran continentes de metales y oxidos metalicos y glaciares de materiales refractarios por entonces puede sobrepasar en algunos momentos los 2000 34 Ademas la proximidad de la superficie estelar al sistema Tierra Luna hara que la orbita lunar se vaya cerrando hasta que la Luna este a alrededor de 18 000 kilometros de la Tierra el limite de Roche momento en el cual la gravedad terrestre destruira la Luna convirtiendola en unos anillos similares a los de Saturno De todas formas el fin del sistema Tierra Luna es incierto y depende de la masa que pierda el Sol en esos estadios finales de su evolucion Recientes estudios muestran que a diferencia de lo que se creyo por un tiempo que la Tierra no seria aniquilada por el Sol la Tierra sera absorbida y destruida por nuestra estrella tras ser tragada por la misma a causa de la abrasion y vaporizacion producida por su caida en espiral hacia el centro solar en un proceso que llevara apenas 200 anos 35 aunque tambien existe la posibilidad de que sobreviva y de que el mencionado roce producido por el movimiento de nuestro planeta primero dentro de la atmosfera solar y luego dentro del astro despoje a nuestro planeta de sus capas externas quedando solo su nucleo La Nebulosa del anillo una nebulosa planetaria similar a lo que el Sol llegara a ser finalmente Finalmente el helio producido en la superficie caera de vuelta al nucleo incrementando la densidad hasta que alcance los niveles necesarios para fundir el helio en carbono El flash del helio ocurrira entonces y el Sol se convertira en una estrella de la rama horizontal encogera abruptamente a un tamano de alrededor de 10 veces mayor que su radio original y su luminosidad descendera de manera brusca al caer su fuente de energia de nuevo a su nucleo Debido a la relativa rareza del helio como opuesto al hidrogeno se necesitan cuatro iones de hidrogeno para crear un nucleo de helio y adicionalmente tres nucleos de helio para crear uno de carbono y la tasa incrementada de reacciones debidas a la temperatura y presion en el nucleo del Sol la fusion de helio en carbono durara solamente 100 millones de anos mientras que alrededor del nucleo seguira fusionandose el hidrogeno en helio Finalmente tendra que recurrir de nuevo a sus reservas en sus capas exteriores y recuperara su forma de gigante roja convirtiendose en una estrella de la rama asintotica gigante siendo entonces aun mayor y mas luminosa que en su epoca de gigante roja hasta mas de 200 veces mayor y mas de 5000 veces mas brillante Esta fase dura otros 100 millones de anos despues de los cuales sobre el curso de otros 100 000 anos las capas exteriores del Sol desapareceran expulsando un gran flujo de materia en el espacio y formando un halo conocido de forma enganosa como una nebulosa planetaria Este es un evento relativamente pacifico nada semejante a una supernova la cual nuestro Sol es demasiado pequeno como para sufrir Los habitantes de la Tierra si seguimos vivos para atestiguar este acontecimiento y si el planeta sigue existiendo por entonces podremos observar un incremento masivo en la velocidad del viento solar pero no lo suficiente como para destruir a la Tierra completamente Finalmente todo lo que quedara del Sol sera una enana blanca un objeto caliente sombrio y extraordinariamente denso de la mitad de su masa original pero con solo la mitad del tamano de la Tierra Si fuera visto desde la superficie terrestre seria un punto de luz del tamano de Venus con el brillo de cien soles actuales aunque disminuyendo rapidamente 36 37 Tan pronto como el Sol muera su empuje gravitacional en los planetas cometas y asteroides que lo orbitan se debilitara Las orbitas de la Tierra y de otros planetas se expandiran Cuando el Sol se convierta en una enana blanca se alcanzara la configuracion final del sistema solar La Tierra y Marte si todavia existen orbitaran respectivamente a 1 85 y 2 80 AU Todo nuestro sistema solar se alterara drasticamente Estos y los otros planetas restantes se congelaran como cascaras oscuras heladas y sin vida Continuaran orbitando su estrella con su velocidad reducida debida a su mayor distancia del Sol y a la reducida gravedad del mismo Ese cambio de las orbitas planetarias tambien producira que las de asteroides y cometas se inestabilicen hasta el punto de que algunas de ellas pueden llevar a dichos cuerpos tan cerca de la enana blanca solar que sean destruidas por las fuerzas de marea de esta produciendo un anillo de restos a su alrededor 38 39 Dos mil millones de anos mas tarde el carbono en el nucleo del Sol se cristalizara transformandose en un diamante gigante Finalmente luego de trillones de anos mas se desvanecera y morira por fin cesando de brillar completamente 40 41 42 43 Otros eventos Editar Mas o menos dentro de tres mil millones de anos con el Sol aun en su secuencia principal Andromeda se acercara a nuestra galaxia para tras varios pasos cercanos terminar colisionando y fundiendose con ella Si bien ello podria afectar a nuestro sistema solar como un todo es muy poco probable que pudiera afectar al Sol o a los planetas dada la gran distancia a la que estan las estrellas unas de otras incluso en el caso de una colision galactica Sin embargo es bastante probable que el sistema solar sea expulsado de su posicion actual y acabe en el halo de la galaxia recien formada Con el paso del tiempo y ya con el Sol apagado y convertido en una enana negra las posibilidades de que una estrella se acerque al sistema solar y arruine las orbitas planetarias iran aumentando Si no se cumplen los escenarios que apuntan a un Big Crunch o a un Big Rip dentro de 1015 anos la gravedad de las estrellas que hayan pasado cerca de este habran conseguido quitarle al Sol sus planetas Si bien todos ellos podrian sobrevivir aun mucho mas tiempo ello marcara el fin de nuestro sistema solar en el sentido en el que lo conocemos 44 Historia de las hipotesis sobre la formacion del sistema solar EditarDurante los ultimos anos del siglo XIX la hipotesis nebular de Kant Laplace fue criticada por James Clerk Maxwell quien probo que si la materia de los planetas conocidos hubiera estado alguna vez distribuida alrededor del Sol formando un disco las fuerzas de rotacion diferencial habrian impedido la condensacion de planetas individuales Otra objecion fue que el Sol posee un momento angular menor que el requerido por el modelo de Kant Laplace Durante varias decadas muchos astronomos prefirieron la hipotesis de las colisiones cercanas que consideraba que los planetas se habrian formado debido a la aproximacion de otra estrella al Sol Esta cercania habria arrancado gran cantidad de materia del Sol y de la otra estrella debido a las fuerzas de marea que al condensarse habria formado los planetas La hipotesis de las colisiones cercanas tambien fue criticada y en los anos 1940 el modelo nebular fue mejorado hasta conseguir una amplia aceptacion por parte de la comunidad cientifica En la version modificada se asumio que la masa del protoplaneta original fuese mayor y que la variacion del momento angular fuese debida a fuerzas magneticas Es decir el joven Sol transfirio algo de momento angular al disco protoplanetario y los planetesimales mediante ondas de Alven como se supone que ocurre en las estrellas T Tauri El modelo nebular refinado fue desarrollado completamente basado en observaciones de nuestro propio sistema solar puesto que era el unico conocido hasta mediados de los anos 1990 Aun asi se creia ampliamente aplicable a otros sistemas planetarios por lo que los cientificos estaban ansiosos de probar el modelo nebular encontrando discos protoplanetarios o incluso planetas alrededor de otras estrellas planetas extrasolares En la actualidad se han observado nebulosas estelares y discos protoplanetarios en la nebulosa de Orion y en otras regiones con estrellas en formacion empleando el telescopio espacial Hubble Algunas de estas areas tienen hasta 1000 UA de diametro En noviembre de 2006 el descubrimiento de mas de 200 exoplanetas 45 hizo que el modelo nebular dejara de ser coherente con los datos experimentales Por tanto debe ser revisado para tener en cuenta estos sistemas planetarios o un nuevo modelo debe ser propuesto No existe un consenso sobre como explicar los Jupiter calientes observados pero la idea mayoritaria es la de migracion planetaria Esta idea consiste en que los planetas deben de ser capaces de migrar de sus orbitas iniciales a estrellas mas cercanas por alguno de los diversos procesos fisicos posibles como la friccion orbital cuando el disco protoplanetario todavia esta repleto de hidrogeno y helio En los ultimos anos se ha desarrollado un nuevo modelo de formacion de sistemas solares la Teoria de la Captura Esta teoria sostiene que la gravedad de un objeto errante podria extraer materia del sol que luego se condensaria y enfriaria formando los planetas Este modelo explica caracteristicas del sistema solar no explicadas por el modelo nebular Sin embargo la Teoria de la Captura ha sido criticada por el hecho de que supone una edad diferente para el sol y para los planetas cuando existen pruebas de que el Sol y el resto del sistema solar fue formado aproximadamente en la misma epoca lo que modelos mas aceptados si que consiguen explicar Vease tambien EditarHistoria de la Tierra Gran Historia Futuro de la Tierra Edad de la Tierra Hipotesis del gran impacto Migracion planetaria Sistema solar Nebulosa solar Evolucion estelar Fotoevaporacion Anexo Datos de los planetas del sistema solarReferencias Editar Swedenborg Emanuel 1734 Principia Latin Opera Philosophica et Mineralia English Philosophical and Mineralogical Works Principia Volume 1 The Past History of the Earth as Inferred from the Mode of Formation of the Solar System American Philosophical Society 1909 Consultado el 23 de julio de 2006 a b c d e Lecture 13 The Nebular Theory of the origin of the Solar System Unioversity of Arizona Archivado desde el original el 22 de agosto de 2011 Consultado el 27 de diciembre de 2006 Jeff Hester 2004 New Theory Proposed for Solar System Formation Arizona State University Consultado el 11 de enero de 2007 Simon F Portegies Zwart 2009 The Lost Siblings of the Sun Consultado el 28 de octubre de 2009 Irvine W M The chemical composition of the pre solar nebula Amherst College Massachusetts Consultado el 2 de 15 de 2007 Rawal J J 1985 Further Considerations on Contracting Solar Nebula Nehru Planetarium Bombay India Consultado el 27 de diciembre de 2006 a b Kitamura Yoshimi Munetake Momose Sozo Yokogawa Ryohei Kawabe Shigeru Ida and Motohide Tamura 2002 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 Consultado el 9 de enero de 2007 Arnett David 1996 Supernovae and Nucleosynthesis First edition edicion Princeton New Jersey Princeton University press ISBN 0 691 01147 8 Greaves Jane S 2005 Disks Around Stars and the Growth of Planetary Systems Science Magazine Consultado el 16 de noviembre de 2006 Kuker Manfred Thomas Henning y Gunther Rudiger 2003 Magnetic Star Disk Coupling in Classical T Tauri Systems Science Magazine Consultado el 16 de noviembre de 2006 Michael Stix 1989 The Sun An Introduction Springer Goldreich Peter y William R Ward 1973 The Formation of Planetesimals The American Astronomical Society Consultado el 16 de noviembre de 2006 Petit Jean Marc y Alessandro Morbidelli 2001 The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt Centre National de la Recherche Scientifique Observatoire de Nice Archivado desde el original el 27 de agosto de 2014 Consultado el 19 de noviembre de 2006 Mumma M J M A DiSanti N Dello Russo K Magee Sauer E Gibb y R Novak 2003 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 Archivado desde el original el 9 de septiembre de 2006 Consultado el 16 de noviembre de 2006 McKinnon William B EDT Timothy Edward Dowling Fran Bagenal 2004 Jupiter The Planet Satellites and Magnetosphere Cambridge University Press Elmegreen B G 1979 On the disruption of a protoplanetary disk nebula by a T Tauri like solar wind Columbia University New York Consultado el 19 de noviembre de 2006 Heng Hao 2004 Disc Protoplanet interactions Harvard University Archivado desde el original el 7 de septiembre de 2006 Consultado el 19 de noviembre de 2006 Britto Angela 2006 Historic and Current Theories on the Origins of the Solar System Astronomy department University of Toronto Consultado el 22 de junio de 2006 Cracraft Joel 1982 The Scientific Response to Creationism Department of Astronomy University of Illinois Consultado el 23 de julio de 2006 U Wiechert A N Halliday D C Lee G A Snyder L A Taylor D Rumble 2001 Oxygen Isotopes and the Moon Forming Giant Impact Science 294 5541 p 345 348 Hansen Kathryn 2005 Orbital shuffle for early solar system Geotimes Consultado el 22 de junio de 2006 Renu Malhotra 1995 THE ORIGIN OF PLUTO S ORBIT IMPLICATIONS FOR THE SOLAR SYSTEM BEYOND NEPTUNE Lunar and Planetary Institute Consultado el 20 de enero de 2007 Interplanetary Weathering Surface Erosion in Outer Space Archivado desde el original el 6 de marzo de 2008 Consultado el 23 de abril de 2007 Lakdawalla Emily 2006 Stardust Results in a Nutshell The Solar Nebula was Like a Blender Archivado desde el original el 14 de julio de 2007 Consultado el 2 de enero de 2007 Saturn Rings Still A Mystery Popular Mechanics 2002 Archivado desde el original el 30 de septiembre de 2007 Consultado el 3 de marzo de 2007 Chyba C F Jankowski D G Nicholson P D 1989 Tidal evolution in the Neptune Triton system Consultado el 3 de marzo de 2007 Dickinson Terence 1993 From the Big Bang to Planet X Camden East Ontario Camden House pp 79 81 ISBN 0 921820 71 2 Our Sun III Present and Future Titan and Earth s Future Atmospheres Lost to Space Archivado desde el original el 23 de junio de 2010 Consultado el 26 de septiembre de 2009 Mars a warm wetter planet The Sun and Earth in the distant future Lunchtime seminar 2007 Delayed Gravitational zones and Outer solar system regions become balmy during post main sequence stellar evolution Astrobiology 2003 Volatile Cycles and Glaciation Earth and Mars Now and Near a Red Giant Sun and Moons of Hot Jupiters The fate of the earth in the red giant envelope of the sun Pogge Richard W 1997 The Once amp Future Sun lecture notes New Vistas in Astronomy Archivado desde el original el 18 de diciembre de 2005 Consultado el 7 de diciembre de 2005 Sackmann I Juliana Arnold I Boothroyd Kathleen E Kraemer 11 de 1993 Our Sun III Present and Future Astrophysical Journal 418 457 La referencia utiliza el parametro obsoleto mes ayuda La referencia utiliza el parametro obsoleto coautores ayuda Living in a Dying Solar System Part 1 The Sun as a White Dwarf Star Marc Delehanty Sun the solar system s only star Astronomy Today Consultado el 23 de junio de 2006 Bruce Balick PLANETARY NEBULAE AND THE FUTURE OF THE SOLAR SYSTEM Department of Astronomy University of Washington Archivado desde el original el 19 de diciembre de 2008 Consultado el 23 de junio de 2006 Richard W Pogge 1997 The Once and Future Sun Perkins Observatory Archivado desde el original el 15 de junio de 2006 Consultado el 23 de junio de 2006 This Valentine s Day Give The Woman Who Has Everything The Galaxy s Largest Diamond Harvard Smithsonian Center for Astrophysics 2004 Archivado desde el original el 7 de septiembre de 2006 Consultado el 24 de junio de 2006 Freeman Dyson July 1979 Time Without End Physics and Biology in an open universe Reviews of Modern Physics 51 3 447 doi 10 1103 RevModPhys 51 447 Archivado desde el original el 16 de mayo de 2008 Consultado el 2 de abril de 2008 work y revista redundantes ayuda The extrasolar planets encyclopediaReferencias adicionales EditarWilliam K Hartmann y Donald R Davis Satellite sized planetesimals and lunar origin International Astronomical Union Colloquium on Planetary Satellites Cornell University Ithaca N Y Aug 18 21 1974 Icarus vol 24 Apr 1975 p 504 515 Alfred G W Cameron y William R Ward The Origin of the Moon Abstracts of the Lunar and Planetary Science Conference volume 7 page 120 1976 K Tsiganis R Gomes A Morbidelli and H F Levison May de 2005 Origin of the orbital architecture of the giant planets of the Solar System Nature 435 7041 459 461 doi 10 1038 nature03539 Archivado desde el original el 25 de mayo de 2011 La referencia utiliza el parametro obsoleto mes ayuda Adrian Brunini April de 2006 Origin of the obliquities of the giant planets in mutual interactions in the early Solar System Nature 440 7088 1163 1165 doi 10 1038 nature04577 Archivado desde el original el 8 de agosto de 2007 La referencia utiliza el parametro obsoleto mes ayuda Lopez Cayetano Universo sin fin Ediciones Taurus 1999 Referencias de teoria de la captura Editar M M Woolfson 1969 Rep Prog Phys 32 135 185 M M Woolfson 1999 Mon Not R Astr Soc 304 195 198 Enlaces externos EditarEvolucion del Sistema Solar de la NASA en ingles Formacion del Sistema Solar del sitio web Astrosigma Datos Q3535 Obtenido de https es wikipedia org w index php title Formacion y evolucion del sistema solar amp oldid 147589593 Nebulosa solar, wikipedia, wiki, leyendo, leer, libro, biblioteca,

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