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Formación inicial
[editar] Nebulosa solar
Artículo principal: Teoría nebular
Imagen del Hubble de discos protoplanetarios en la Nebulosa de Orión, una "guardería
de estrellas" posiblemente muy similar a la nebulosa primordial a partir de la cual
nuestro Sol se formó.
La hipótesis actual puede ser o es 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 4,6 mil 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 ésas
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 7.000 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
del sistema solar9
Núcleos por
Isótopo
Millón
Hidrógeno-1
705700
Hidrógeno-2
23
Helio-4
275200
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 fundirse, 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 método actualmente aceptado por el cual los planetas se formaron es
conocido como acrecentamiento, 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 largos (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 sólo 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 en el disco protoplanetario,
diseminándolo en el espacio interestelar, poniendo fin así al crecimiento de los planetas.
Las estrellas T Tauri tienen vientos solares mucho más fuertes que los de estrellas más
viejas y estables.17 18
[editar] Problemas con el modelo de nebulosa solar
Uno de los problemas del modelo de nebulosa solar es aquél 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. Se está lidiando con estos problemas
asumiendo que las interacciones con la propia nebulosa y con restos planetarios pueden
resultar en migraciones planetarias.
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
elíptico. En cambio, las órbitas de los planetas clásicos tienen varias (eso sí, pequeñas)
inclinaciones respecto de la elipse. Aún más, para los gigantes gaseosos se puede
predecir que sus rotaciones y sistemas lunares tampoco estarán inclinados respecto del
plano elíptico, teniendo Urano una inclinación de 98º. 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.
[editar] 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
volcanismo 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 de 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
[editar] 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.
[editar] 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. 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 y (L4 o L5) y después se fue a la deriva desde esa
posición.
[editar] 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 asteriodes. 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 creados 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.
[editar] Planetas exteriores
Artículo principal: Gigante gaseoso
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 en 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 1/3 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 y son jupiter satumodelos de computadora
mostraron que si Júpiter iniciara tomando menos de dos órbitas alrededor del Sol por
cada rno urano y nepturno 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.21
[editar] Bombardeo pesado
Artículo principal: Bombardeo intenso tardío
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 50000 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 23,5º 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 de la Luna.
[editar] 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 aquéllos 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.22
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. Clark23 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 sístema solar interior a la región del cinturón de Kuiper, así como
algo del polvo que existía antes de que se formara el sistema solar.24
[editar] Lunas
Las lunas 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:



co-formación 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 debido 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 éste
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.
[editar] 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 éste harán el
resto, dejándolo sin sus característicos ornamentos.,25 ; sin embargo, estudios recientes
realizados en base a los datos tomados por la misión Cassini-Huygens muestran que los
anillos pueden 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 actulmente 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.26
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
60000 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 ésta apuntará eternamente hacia la Luna, justo del
mismo modo que un lado de la Luna actualmente apunta hacia ella.27
[editar] 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, ello provocará un
efecto invernadero descontrolado en la Tierra que hará que los océanos empiecen a
evaporarse28
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-29
Dentro de 3,5 mil millones de años, la tierra alcanzará condiciones en su superficie
similares a las de Venus (planeta) hoy en día; los océanos hervirán por completo, y toda
la vida (en las formas conocidas) será imposible.
Dentro de alrededor de 5 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. Esto requerirá que se expanda ochenta veces su diámetro actual, y, en
más o menos 7,5 mil millones de años en el futuro, volverse una gigante roja, fría y
embotada por su muy incrementada área de superficie. Así como el Sol se expanda
absorberá al planeta Mercurio. Se espera que el Sol permanezca en una fase de gigante
roja por alrededor de cien millones de años, alcanzando un diámetro alrededor de 170
veces mayor al que tiene ahora y una luminosidad más de 2300 veces superior.
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°.30 Además, la proximidad de la
superficie estelar al sistema Tierra-Luna haga 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 ésos estadios finales de su evolución.
Recientes estudios muestran que, a diferencia de lo que se creyó por un tiempo (que la
Tierra no sería absorbida por el Sol), la Tierra será destruida por nuestra estrella, aunque
también existe la posibilidad de que sobreviva y de que la abrasión producida 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 sólo su núcleo.
Durante este tiempo, es posible que en mundos alrededor de Saturno, tales como Titán,
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.
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 haya caído 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.31 32
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: Venus y la Tierra -si todavía existen-, orbitarán
respectivamente a 1.38 y 1.88 AU. Todo nuestro sistema solar se alterará drásticamente.
Marte, 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 Sol.
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.33 34 35 36
[editar] 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 cómo un todo, es muy poco probable que pudiera afectar al Sol ó 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 irá aumentando. Si no se cumplen los escenarios que apuntan a un Big
Crunch ó a un Big Rip, dentro de 1015 años la gravedad de las estrellas que hayan
pasado cerca de éste 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.37
[editar] 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 includo planetas alrededor de otras estrellas: planetas extrasolares.
En la actualidad se ha 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 exoplanetas38 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.
[editar] Referencias
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[editar] Referencias de teoría de la captura
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[editar] Referencias adicionales
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