La historia del pensamiento científico sobre la formación y evolución del Sistema Solar comenzó con la Revolución Copernicana . El primer uso registrado del término " Sistema Solar " data de 1704. [1] [2] Desde el siglo XVII, filósofos y científicos han estado formando teorías sobre los orígenes de nuestro Sistema Solar y la Luna e intentando predecir cómo El sistema cambiaría en el futuro. René Descartesfue el primero en formular hipótesis sobre el comienzo del Sistema Solar; sin embargo, más científicos se unieron a la discusión en el siglo XVIII, formando la base para teorías posteriores sobre el tema. Más tarde, sobre todo en el siglo XX, comenzaron a formarse una variedad de teorías, incluida la hipótesis nebular ahora comúnmente aceptada .
Mientras tanto, las teorías que explican la evolución del Sol se originaron en el siglo XIX, especialmente cuando los científicos comenzaron a comprender cómo funcionaban las estrellas en general. En contraste, las teorías que intentan explicar el origen de la Luna han estado circulando durante siglos, aunque todas las hipótesis ampliamente aceptadas fueron probadas falsas por las misiones Apolo a mediados del siglo XX. Después de Apolo, en 1984, se compuso la hipótesis del impacto gigante , reemplazando el modelo de acreción binario ya refutado como la explicación más común para la formación de la Luna. [3]
Vista contemporánea
La teoría de la formación planetaria más aceptada se conoce como hipótesis nebular . Esta teoría mencionaba que, hace 4.600 millones de años, el Sistema Solar se formó por el colapso gravitacional de una nube molecular gigante que se extendía por varios años luz . Muchas estrellas , incluido el Sol , se formaron dentro de esta nube que colapsa. El gas que formó el Sistema Solar era un poco más masivo que el propio Sol. La mayor parte de la masa se concentró en el centro, formando el Sol, y el resto de la masa se aplanó en un disco protoplanetario , a partir del cual se formaron todos los planetas , lunas , asteroides y otros cuerpos celestes actuales del Sistema Solar.
Hipótesis de formación
El filósofo y matemático francés René Descartes fue el primero en proponer un modelo para el origen del Sistema Solar en su libro El mundo , escrito entre 1629 y 1633. En su opinión, el Universo estaba lleno de vórtices de partículas en remolino, y tanto el Sol y los planetas se habían condensado a partir de un gran vórtice que se había contraído, lo que pensó que podría explicar el movimiento circular de los planetas. Sin embargo, esto fue antes del conocimiento de la teoría de la gravedad de Newton , lo que explica que la materia no se comporte de esta forma. [4]
El modelo de vórtice de 1944, [4] formulado por el físico y filósofo alemán Carl Friedrich von Weizsäcker , se remonta al modelo cartesiano al involucrar un patrón de remolinos inducidos por turbulencias en un disco nebular de Laplacia. En el modelo de Weizsäcker, una combinación de la rotación en el sentido de las agujas del reloj de cada vórtice y la rotación en sentido contrario a las agujas del reloj de todo el sistema podría llevar a que los elementos individuales se muevan alrededor de la masa central en órbitas keplerianas , reduciendo la disipación de energía debido al movimiento general. Sin embargo, el material chocaría a una alta velocidad relativa en los límites entre vórtices y, en estas regiones, pequeños remolinos de rodamientos de rodillos se fusionarían para dar condensaciones anulares. Esta teoría fue muy criticada, ya que la turbulencia es un fenómeno asociado con el desorden y no produciría espontáneamente la estructura altamente ordenada requerida por la hipótesis. Tampoco proporciona una solución al problema del momento angular ni explica la formación lunar y otras características muy básicas del Sistema Solar. [5]
Este modelo fue modificado [4] en 1948 por el físico teórico holandés Dirk Ter Haar , quien teorizó que los remolinos regulares fueron descartados y reemplazados por turbulencias aleatorias, lo que conduciría a una nebulosa muy gruesa donde no ocurriría inestabilidad gravitacional. Concluyó que los planetas deben haberse formado por acreción y explicó que la diferencia de composición entre los planetas es el resultado de la diferencia de temperatura entre las regiones interna y externa, siendo la primera más caliente y la última más fría, por lo que solo los refractarios (no volátiles) se condensan. en la región interior. Una dificultad importante fue que, en esta suposición, se produjo una disipación turbulenta en el transcurso de un solo milenio, lo que no dio suficiente tiempo para que se formaran los planetas.
La hipótesis nebular fue propuesta por primera vez en 1734 por el científico sueco Emanuel Swedenborg [6] y luego ampliada por el filósofo prusiano Immanuel Kant en 1755. Una teoría similar fue formulada independientemente por el francés Pierre-Simon Laplace en 1796. [7]
En 1749, Georges-Louis Leclerc, Comte de Buffon concibió la idea de que los planetas se formaron cuando un cometa colisionó con el Sol, enviando materia para formar los planetas. Sin embargo, Pierre-Simon Laplace refutó esta idea en 1796, afirmando que cualquier planeta formado de esa manera eventualmente chocaría contra el Sol. Laplace sintió que las órbitas casi circulares de los planetas eran una consecuencia necesaria de su formación. [8] Hoy en día, se sabe que los cometas son demasiado pequeños para haber creado el Sistema Solar de esta manera. [8]
En 1755, Immanuel Kant especuló que las nebulosas observadas podrían ser regiones de formación de estrellas y planetas. En 1796, Laplace elaboró argumentando que la nebulosa colapsó en una estrella y, mientras lo hacía, el material restante giró gradualmente hacia afuera en un disco plano, que luego formó planetas. [8]
Teorías alternativas
Por muy plausible que pueda parecer a primera vista, la hipótesis nebular todavía enfrenta el obstáculo del momento angular ; si el Sol se hubiera formado realmente a partir del colapso de tal nube, los planetas deberían estar girando mucho más lentamente. El Sol, aunque contiene casi el 99,9 por ciento de la masa del sistema, contiene solo el 1 por ciento de su momento angular, [9] lo que significa que el Sol debería estar girando mucho más rápidamente.
Teoría de las mareas
Los intentos de resolver el problema del momento angular llevaron al abandono temporal de la hipótesis nebular en favor de un regreso a las teorías de los "dos cuerpos". [8] Durante varias décadas, muchos astrónomos prefirieron la hipótesis de marea o casi colisión propuesta por James Jeans en 1917, en la que la aproximación de alguna otra estrella al Sol finalmente formó los planetas. Este casi accidente habría extraído grandes cantidades de materia del Sol y la otra estrella por sus fuerzas de marea mutuas , que luego podrían haberse condensado en planetas. [8] En 1929, el astrónomo Harold Jeffreys respondió que una colisión tan cercana era enormemente improbable. [8] El astrónomo estadounidense Henry Norris Russell también objetó la hipótesis al mostrar que tuvo problemas con el momento angular de los planetas exteriores, con los planetas luchando por evitar ser reabsorbidos por el Sol. [10]
Modelo de Chamberlin-Moulton
En 1900, Forest Moulton demostró que la hipótesis nebular era incompatible con las observaciones debido al momento angular. Moulton y Chamberlin en 1904 originaron la hipótesis planetesimal . [11] Junto con muchos astrónomos de la época, llegaron a creer que las imágenes de "nebulosas espirales" del Observatorio Lick eran evidencia directa de la formación de sistemas planetarios , que luego resultaron ser galaxias.
Moulton y Chamberlin sugirieron que una estrella había pasado cerca del Sol al principio de su vida, provocando protuberancias de marea, y que esto, junto con el proceso interno que conduce a las prominencias solares, resultó en la expulsión de filamentos de materia de ambas estrellas. Si bien la mayor parte del material habría retrocedido, parte de él permanecería en órbita. Los filamentos se enfriaron en numerosos planetesimales sólidos, diminutos y algunos protoplanetas más grandes . Este modelo recibió un apoyo favorable durante aproximadamente 3 décadas, pero pasó en desgracia a finales de los años 30 y fue descartado en los años 40 debido a que se dio cuenta de que era incompatible con el momento angular de Júpiter. Se mantuvo una parte de la teoría, la acreción planetesimal. [4]
Escenario de Lyttleton
En 1937 y 1940, Raymond Lyttleton postuló que una estrella compañera del Sol colisionó con una estrella que pasaba. [4] Tal escenario ya había sido sugerido y rechazado por Henry Russell en 1935, aunque podría haber sido más probable asumiendo que el Sol nació en un cúmulo abierto , donde las colisiones estelares son comunes. Lyttleton mostró que los planetas terrestres eran demasiado pequeños para condensarse por sí mismos y sugirió que un protoplaneta muy grande se rompió en dos debido a la inestabilidad rotacional, formando Júpiter y Saturno, con un filamento de conexión a partir del cual se formaron los otros planetas. Un modelo posterior, de 1940 y 1941, involucró un sistema estelar triple, un binario más el Sol, en el que el binario se fusionó y luego se dividió debido a la inestabilidad rotacional y escapó del sistema, dejando un filamento que se formó entre ellos para ser capturado por el sol. Las objeciones de Lyman Spitzer también se aplican a este modelo. [ aclaración necesaria ]
Modelo de estructura de banda
En 1954, 1975 y 1978, [12] el astrofísico sueco Hannes Alfvén incluyó efectos electromagnéticos en las ecuaciones de los movimientos de partículas, y se explicaron la distribución del momento angular y las diferencias de composición. En 1954, propuso por primera vez la estructura de bandas, en la que distinguió una nube A, que contiene principalmente helio con algunas impurezas de partículas sólidas ("lluvia de meteoritos"), una nube B con principalmente carbono, una nube C que contiene principalmente hidrógeno y una nube D hecha principalmente de silicio y hierro. Las impurezas en la nube A formaron Marte y la Luna (luego capturadas por la Tierra), las impurezas en la nube B colapsaron para formar los planetas exteriores, la nube C se condensó en Mercurio, Venus, la Tierra, el cinturón de asteroides, las lunas de Júpiter. y los anillos de Saturno, mientras que Plutón, Tritón, los satélites exteriores de Saturno, las lunas de Urano, el Cinturón de Kuiper y la nube de Oort se formaron a partir de la nube D.
Teoría de la nube interestelar
En 1943, el astrónomo soviético Otto Schmidt propuso que el Sol, en su forma actual, atravesó una densa nube interestelar y emergió envuelto en una nube de polvo y gas, a partir de la cual finalmente se formaron los planetas. Esto resolvió el problema del momento angular asumiendo que la lenta rotación del Sol era peculiar y que los planetas no se formaron al mismo tiempo que el Sol. [8] Las extensiones del modelo, que en conjunto forman la escuela rusa, incluyen a Gurevich y Lebedinsky en 1950, Safronov en 1967 y 1969, Ruskol en 1981 Safronov y Vityazeff en 1985, y Safronov y Ruskol en 1994, entre otros [13] Sin embargo, Esta hipótesis fue severamente molida por Victor Safronov , quien demostró que la cantidad de tiempo requerido para formar los planetas a partir de una envoltura tan difusa excedería con creces la edad determinada del Sistema Solar. [8]
Ray Lyttleton modificó la teoría mostrando que no era necesario un tercer cuerpo y proponiendo que un mecanismo de acreción de líneas, como lo describieron Bondi y Hoyle en 1944, permitía que el material de las nubes fuera capturado por la estrella (Williams y Cremin, 1968, loc. cit.).
Hipótesis de Hoyle
En el modelo de Hoyle [4] de 1944, la compañera se convirtió en una nova con material eyectado capturado por el Sol y planetas que se forman a partir de este material. En una versión un año después, era una supernova. En 1955 propuso un sistema similar a Laplace, y nuevamente propuso la idea con más detalles matemáticos en 1960. Se diferencia de Laplace en que se produjo un par magnético entre el disco y el Sol, que entró en vigor inmediatamente; de lo contrario, se habría expulsado más y más materia, dando como resultado un sistema planetario masivo que excedería el tamaño del existente y sería comparable al Sol. El par provocó un acoplamiento magnético y actuó para transferir el momento angular del Sol al disco. La fuerza del campo magnético debería haber sido de 1 gauss. La existencia de torque dependía de que las líneas de fuerza magnéticas se congelaran en el disco, una consecuencia de un conocido teorema magnetohidrodinámico (MHD) sobre líneas de fuerza congeladas. Como la temperatura de condensación solar cuando se expulsó el disco no podía ser mucho más de 1000 K (730 ° C; 1340 ° F), numerosos refractarios debieron ser sólidos, probablemente como finas partículas de humo, que habrían crecido con la condensación y la acreción. Estas partículas habrían sido barridas con el disco solo si su diámetro en la órbita de la Tierra fuera inferior a 1 metro, por lo que a medida que el disco se movía hacia afuera, quedaba un disco subsidiario que constaba solo de refractarios, donde se formarían los planetas terrestres. El modelo concuerda con la masa y composición de los planetas y la distribución del momento angular proporcionó el acoplamiento magnético. Sin embargo, no explica el hermanamiento, la baja masa de Marte y Mercurio y los cinturones de planetoides. Alfvén formuló el concepto de líneas de campo magnético congeladas.
Teoría de Kuiper
Gerard Kuiper en 1944 [4] argumentó, como Ter Haar, que los remolinos regulares serían imposibles y postuló que podrían ocurrir grandes inestabilidades gravitacionales en la nebulosa solar, formando condensaciones. En esto, la nebulosa solar podría ser cogenética con el Sol o capturada por él. La distribución de la densidad determinaría qué podría formarse, un sistema planetario o un compañero estelar. Se asumió que los dos tipos de planetas eran el resultado del límite de Roche. No se ofreció ninguna explicación para la lenta rotación del Sol, que Kuiper vio como un problema de estrellas G más grande.
Teoría de Whipple
En el escenario de Fred Whipple de 1948, [4] una nube de humo de aproximadamente 60.000 AU de diámetro y con 1 masa solar ( M ☉ ) se contrajo y produjo el Sol. Tenía un momento angular insignificante, lo que explica la propiedad similar del Sol. Esta nube de humo capturó una más pequeña con un gran momento angular. El tiempo de colapso de la gran nebulosa de humo y gas es de unos 100 millones de años, y la velocidad fue lenta al principio, aumentando en etapas posteriores. Los planetas se condensaron a partir de pequeñas nubes desarrolladas o capturadas por la segunda nube. Las órbitas serían casi circulares porque la acreción reduciría la excentricidad debido a la influencia del medio resistente, y las orientaciones orbitales serían similares debido al tamaño de la pequeña nube y la dirección común de los movimientos. Los protoplanetas podrían haberse calentado a niveles tan altos que los compuestos más volátiles se habrían perdido y la velocidad orbital disminuyó al aumentar la distancia, de modo que los planetas terrestres se habrían visto más afectados. Sin embargo, este escenario fue débil en el sentido de que prácticamente todas las regularidades finales se introducen como un supuesto previo y los cálculos cuantitativos no respaldaron la mayoría de las hipótesis. Por estas razones, no obtuvo una amplia aceptación.
El modelo de Urey
El químico estadounidense Harold Urey , fundador de la cosmoquímica , propuso un escenario [4] en 1951, 1952, 1956 y 1966 basado principalmente en meteoritos. Su modelo también utilizó las ecuaciones de estabilidad de Chandrasekhar y obtuvo la distribución de densidad en el disco de gas y polvo que rodea al Sol primitivo. Para explicar que los planetas terrestres podrían retener elementos volátiles como el mercurio, postuló un halo de gas y polvo moderadamente espeso que protegía a los planetas del Sol. Para formar diamantes, los cristales de carbono puro, los objetos del tamaño de una luna y las esferas de gas que se vuelven gravitacionalmente inestables tendrían que formarse en el disco, y el gas y el polvo se disipan en una etapa posterior. La presión cayó a medida que se perdía gas y los diamantes se convertían en grafito, mientras que el sol iluminaba el gas. En estas condiciones, estaría presente una ionización considerable y el gas sería acelerado por campos magnéticos, por lo que el momento angular podría transferirse desde el Sol. Urey postuló que estos cuerpos del tamaño de la luna fueron destruidos por colisiones, con el gas disipándose, dejando atrás los sólidos acumulados en el núcleo, con los fragmentos más pequeños resultantes empujados hacia el espacio y los fragmentos más grandes quedándose atrás y acrecentándose en planetas. Sugirió que la Luna era un núcleo superviviente.
Teoría de protoplanetas
En 1960, 1963 y 1978, [14] WH McCrea propuso la teoría de los protoplanetas, en la que el Sol y los planetas se fusionaron individualmente a partir de la materia dentro de la misma nube, y los planetas más pequeños fueron capturados más tarde por la mayor gravedad del Sol. [8] Incluye la fisión en una nebulosa protoplanetaria y excluye una nebulosa solar. Las aglomeraciones de flóculos, que se presume componen la turbulencia supersónica que se supone que ocurre en el material interestelar del que nacen las estrellas, formaron el Sol y los protoplanetas, estos últimos dividiéndose para formar planetas. Las dos porciones no podían permanecer unidas gravitacionalmente entre sí en una proporción de masa de al menos 8 a 1, y para los planetas interiores, entraron en órbitas independientes, mientras que para los planetas exteriores, una porción salió del Sistema Solar. Los protoplanetas internos fueron Venus-Mercurio y Tierra-Marte. Las lunas de los planetas mayores se formaron a partir de "gotas" en el cuello que conectan las dos porciones del protoplaneta en división. Estas gotitas podrían explicar algunos asteroides. Los planetas terrestres no tendrían lunas principales, lo que no explica la Luna. La teoría también predice ciertas observaciones, como la velocidad angular similar de Marte y la Tierra con períodos de rotación e inclinaciones axiales similares. En este esquema, hay seis planetas principales: dos terrestres, Venus y la Tierra; dos principales, Júpiter y Saturno; y dos exteriores, Urano y Neptuno, junto con tres planetas menores: Mercurio, Marte y Plutón.
Esta teoría tiene algunos problemas, como no explicar el hecho de que todos los planetas orbitan alrededor del Sol en la misma dirección con una excentricidad relativamente baja, lo que parecería muy poco probable si fueran capturados individualmente. [8]
La hipótesis de Cameron
En la hipótesis del astrónomo estadounidense Alastair GW Cameron de 1962 y 1963, [4] el protosun, con una masa de alrededor de 1-2 soles y un diámetro de alrededor de 100.000 AU, era gravitacionalmente inestable, colapsó y se rompió en subunidades más pequeñas. El campo magnético era de alrededor de 1 / 100.000 gauss. Durante el colapso, las líneas magnéticas de fuerza se retorcieron. El colapso fue rápido y se produjo debido a la disociación de las moléculas de hidrógeno, seguida de la ionización del hidrógeno y la doble ionización del helio. El momento angular condujo a la inestabilidad rotacional, lo que produjo un disco de Laplace. En esta etapa, la radiación eliminó el exceso de energía, el disco se enfriaría durante un período relativamente corto de aproximadamente 1 millón de años y tuvo lugar la condensación en lo que Whipple llama cometasmals. La agregación de estos cometas produjo planetas gigantes, que a su vez produjeron discos durante su formación, que evolucionaron hacia sistemas lunares. La formación de planetas terrestres, cometas y asteroides involucró desintegración, calentamiento, fusión y solidificación. Cameron también formuló la hipótesis del impacto gigante para el origen de la Luna.
Teoría de la captura
La teoría de la captura, propuesta por Michael Mark Woolfson en 1964, postula que el Sistema Solar se formó a partir de interacciones de marea entre el Sol y una protoestrella de baja densidad . La gravedad del Sol habría extraído material de la atmósfera difusa de la protoestrella, que luego se habría derrumbado para formar los planetas. [15] Sin embargo, la teoría de la captura predice una edad diferente para el Sol que para los planetas, [ cita requerida ] mientras que las edades similares del Sol y el resto del Sistema Solar indican que se formaron aproximadamente al mismo tiempo. [dieciséis]
Como los planetas capturados tendrían inicialmente órbitas excéntricas, Dormand y Woolfson en 1974 y 1977 y Woolfson [17] propusieron la posibilidad de una colisión. Teorizaron que un filamento fue arrojado por una protoestrella que pasaba y fue capturado por el Sol, lo que resultó en la formación de planetas. En esta idea, había 6 planetas originales, correspondientes a 6 masas puntuales en el filamento, con los planetas "Enyo" y "Bellona", los dos más internos, colisionando. Enyo, con el doble de masa de Neptuno, fue expulsado del Sistema Solar, mientras que Bellona, estimada en un tercio de la masa de Urano, se dividió en dos para formar la Tierra y Venus. En una versión de la hipótesis revisada en 2017, se determinó que Bellona y Enyo eran gigantes gaseosos más masivos que Júpiter, y su colisión provocó brevemente reacciones en cadena deuterio-deuterio , destrozando ambos planetas. Los sedimentos del interior de Enyo formaron Venus, mientras que los sedimentos del interior de Bellona formaron la Tierra. [18] Según esta teoría, Marte, la Luna, Haumea , Makemake , Eris y V774104 son antiguas lunas de Enyo, mientras que Mercurio es un fragmento de Bellona o una luna escapada de Enyo. La colisión de Enyo-Bellona también formó el cinturón de asteroides, el cinturón de Kuiper, la nube de Oort y los cometas. Plutón, ya sea un fragmento o la luna de uno de los planetas, pasó cerca del satélite Tritón de Neptuno, lo que hizo que asumiera su órbita retrógrada. [19]
El astrónomo estadounidense TJJ See desarrolló un modelo mientras se encontraba en la estación de USNO en Mare Island , California , al que llamó teoría de la captura. Publicado en 1910, en sus "Investigaciones sobre la evolución de los sistemas estelares: v. 2. La teoría de la captura de la evolución cósmica, fundada en principios dinámicos e ilustrada por fenómenos observados en las nebulosas espirales, el sistema planetario, las estrellas dobles y múltiples y cúmulos y nubes de estrellas de la Vía Láctea ”, la teoría proponía que los planetas se formaron en el Sistema Solar exterior y fueron capturados por el Sol, mientras que las lunas se formaron de esta manera y fueron capturadas por los planetas. Esto provocó una disputa con Forest Moulton, quien co-desarrolló la hipótesis planetesimal. Se presentó una vista previa en 1909 en una reunión de la Sociedad Astronómica del Pacífico (ASP) en el Observatorio Chabot en Oakland , California. El conocimiento actual de la dinámica hace que la captura sea muy improbable, ya que requiere condiciones especiales. [11]
Fisión solar
En 1951, 1962 y 1981, el astrónomo suizo Louis Jacot, [20] como Weisacker y Ter Haar, continuó la idea cartesiana de vórtices pero propuso una jerarquía de vórtices, o vórtices dentro de vórtices, es decir, un vórtice del sistema lunar, un vórtice del sistema solar. y un vórtice galáctico. Presentó la noción de que las órbitas planetarias son espirales, no círculos o elipses. Jacot también propuso la expansión de las galaxias en el sentido de que las estrellas se alejan del centro y las lunas se alejan de sus planetas.
También sostuvo que los planetas fueron expulsados, uno a la vez, del Sol, específicamente de un bulto ecuatorial causado por la rotación, y que un planeta hipotético se rompió en esta expulsión, dejando el cinturón de asteroides. El Cinturón de Kuiper era desconocido en ese momento, pero presumiblemente también habría resultado del mismo tipo de destrucción. Las lunas, al igual que los planetas, se originaron como expulsiones ecuatoriales de sus planetas padres, con algunas roturas, dejando los anillos, y se suponía que la Tierra eventualmente expulsaría otra luna.
En este modelo, los planetas tenían 4 fases: sin rotación y manteniendo el mismo lado del Sol, rotación muy lenta, acelerada y diaria.
Jacot explicó las diferencias entre los planetas internos y externos y las lunas internas y externas a través del comportamiento de los vórtices. La órbita excéntrica de Mercurio se explica por su reciente expulsión del Sol y la lenta rotación de Venus como si estuviera en la "fase de rotación lenta", habiendo sido expulsado penúltimo.
El modelo de Tom Van Flandern [21] [22] [23] [24] se propuso por primera vez en 1993 en la primera edición de su libro. En la versión revisada de 1999 y posteriores, el Sistema Solar original tenía seis pares de planetas gemelos, y cada uno de ellos se fisionó a partir de las protuberancias ecuatoriales de un Sol que giraba en exceso, donde las fuerzas centrífugas hacia afuera excedían la fuerza gravitacional hacia adentro, en diferentes momentos, dándoles diferentes temperaturas, tamaños y composiciones, y después de haber condensado con el disco nebular disipándose después de unos 100 millones de años, con seis planetas explotando. Cuatro de ellos estaban dominados por helio, eran fluidos e inestables. Estos fueron V (Maldek, [25] V representa el quinto planeta, los primeros cuatro incluidos Mercurio y Marte), K (Krypton), T (transneptuniano) y el Planeta X. En estos casos, las lunas más pequeñas explotaron debido a la marea. tensiones, dejando los cinturones de cuatro componentes de las dos zonas planetoides principales. El planeta LHB-A, cuya explosión se postula que causó el Bombardeo Pesado Tardío (LHB) hace aproximadamente 4 eones, estaba hermanado con Júpiter, y LHB-B, cuya explosión se postula que causó otro LHB, fue hermanada con Saturno. En los planetas LHB-A, Júpiter, LHB-B y Saturno, el socio interno y más pequeño de cada par fue sometido a enormes tensiones de marea, lo que hizo que explotara. Las explosiones ocurrieron antes de que pudieran separarse de las lunas. Como los seis eran fluidos, no dejaron rastro. Los planetas sólidos se fisionaron en una sola luna, y Mercurio era una luna de Venus, pero se alejó como resultado de la influencia gravitacional del Sol. Marte era una luna de Maldek.
Un argumento importante en contra de la explosión de planetas y lunas es que no habría una fuente de energía lo suficientemente poderosa como para causar tales explosiones. [ cita requerida ]
Modelo de Herndon
En el modelo de J. Marvin Herndon , [26] planetas interiores de gran núcleo formados por condensación y lluvia desde dentro de protoplanetas gaseosos gigantes a altas presiones y altas temperaturas. La condensación completa de la Tierra incluyó una capa de gas / hielo de aproximadamente 300 M ⊕ que comprimió el núcleo rocoso hasta aproximadamente el 66 por ciento del diámetro actual de la Tierra. Las erupciones de T Tauri del Sol arrancaron los gases de los planetas interiores. Mercurio no se condensó por completo, y una parte de sus gases se eliminó y se transportó a la región entre Marte y Júpiter, donde se fusionó con el condensado oxidado que caía desde los confines del Sistema Solar y formó el material original de los meteoritos de condrita ordinarios. , los asteroides del cinturón principal y el revestimiento de los planetas interiores, especialmente Marte. Las diferencias entre los planetas interiores son principalmente consecuencia de diferentes grados de compresión protoplanetaria. Hay dos tipos de respuestas a los aumentos de volumen planetario impulsados por la descompresión: grietas, que se formaron para aumentar el área de superficie, y plegamiento, que crearon cadenas montañosas para adaptarse a los cambios de curvatura.
Esta teoría de la formación planetaria representa una extensión del modelo de Dinámica de Descompresión de la Tierra Total (WEDD), [27] que incluye reactores naturales de fisión nuclear en núcleos planetarios; Herndon lo expone en once artículos en Current Science de 2005 a 2013 y cinco libros publicados de 2008 a 2012. Se refiere a su modelo como "indivisible", lo que significa que los aspectos fundamentales de la Tierra están conectados lógica y causalmente y se pueden deducir de su formación inicial como un gigante parecido a Júpiter.
En 1944, el químico y físico alemán Arnold Eucken consideró la termodinámica de la Tierra condensándose y lloviendo dentro de un protoplaneta gigante a presiones de 100 a 1000 atm. En la década de 1950 y principios de la de 1960, tuvo lugar una discusión sobre la formación planetaria a tales presiones, pero el modelo de baja presión de 1963 de Cameron (c. 4-10 atm.) Suplantó en gran medida la idea.
Clasificación de las teorías
Jeans, en 1931, dividió los distintos modelos en dos grupos: aquellos en los que el material para la formación de planetas provenía del Sol y aquellos en los que no lo hizo y pueden ser concurrentes o consecutivos. [28]
En 1963, William McCrea los dividió en otros dos grupos: aquellos que relacionan la formación de los planetas con la formación del Sol y aquellos en los que es independiente de la formación del Sol, donde los planetas se forman después de que el Sol se convierte en una estrella normal. . [28]
Ter Haar y Cameron [29] distinguieron entre las teorías que consideran un sistema cerrado, que es un desarrollo del Sol y posiblemente una envoltura solar, que comienza con un proto-sol en lugar del Sol mismo, y afirman que Belot llama a estas teorías monistas; y los que consideran un sistema abierto, que es donde existe una interacción entre el Sol y algún cuerpo extraño que se supone fue el primer paso en los desarrollos que condujeron al sistema planetario, y afirman que Belot denomina a estas teorías dualistas.
La clasificación de Hervé Reeves [30] también los clasificó como cogenéticos con el Sol o no, pero también consideró su formación a partir de material estelar e interestelar alterado o inalterado. También reconoció cuatro grupos: modelos basados en la nebulosa solar, originados por Swedenborg, Kant y Laplace en el 1700; teorías que proponen una nube capturada desde el espacio interestelar, siendo los principales proponentes Alfvén y Gustaf Arrhenius en 1978; las hipótesis binarias que proponen que una estrella hermana se desintegró de algún modo y que una parte de su material disipador fue capturada por el Sol, siendo Lyttleton en la década de 1940 el principal hipotetizador; y las ideas de filamentos de acercamiento de Jeans, Jeffreys y Woolfson y Dormand.
Williams y Cremin [28] crearon las categorías de modelos que consideran que el origen y la formación de los planetas están esencialmente relacionados con el Sol, con los dos procesos de formación que tienen lugar de forma concurrente o consecutiva, y modelos que consideran la formación de los planetas como algo Independientemente del proceso de formación del Sol, los planetas que se forman después del Sol se convierten en una estrella normal. Esta última clasificación tiene 2 subcategorías: modelos donde el material para la formación de los planetas se extrae del Sol o de otra estrella, y modelos donde el material se adquiere del espacio interestelar. Concluyen que los mejores modelos son el acoplamiento magnético de Hoyle y los flóculos de McCrea.
Woolfson [31] reconoció modelos monistas, que incluían a Laplace, Descartes, Kant y Weisacker, y modelos dualistas, que incluían a Buffon, Chamberlin-Moulton, Jeans, Jeffreys y Schmidt-Lyttleton.
Resurgimiento de la hipótesis nebular
En 1978, el astrónomo AJR Prentice revivió el modelo nebular laplaciano en su Teoría Laplaciana Moderna al sugerir que el problema del momento angular podría resolverse mediante el arrastre creado por los granos de polvo en el disco original, que ralentizó la rotación en el centro. [8] [32] Prentice también sugirió que el Sol joven transfirió algo de momento angular al disco protoplanetario y planetesimales a través de eyecciones supersónicas que se cree que ocurren en las estrellas T Tauri. [8] [33] Sin embargo, su afirmación de que tal formación ocurriría en toros o anillos ha sido cuestionada, ya que tales anillos se dispersarían antes de colapsar en planetas. [8]
El nacimiento de la teoría moderna y ampliamente aceptada de la formación planetaria, el Modelo de Disco Nebular Solar (SNDM), se remonta a los trabajos del astrónomo soviético Victor Safronov . [34] Su libro Evolución de la nube protoplanetaria y formación de la Tierra y los planetas , [35] que fue traducido al inglés en 1972, tuvo un efecto duradero en cómo los científicos pensaban sobre la formación de los planetas. [36] En este libro, se formularon casi todos los problemas principales del proceso de formación planetaria, y algunos de ellos se resolvieron. Las ideas de Safronov se desarrollaron aún más en las obras de George Wetherill , quien descubrió la acreción descontrolada. [8] A principios de la década de 1980, la hipótesis nebular en forma de SNDM había vuelto a ser popular, impulsada por dos importantes descubrimientos en astronomía. En primer lugar, se descubrió que varias estrellas jóvenes, como Beta Pictoris , estaban rodeadas de discos de polvo frío, tal como lo predijo la hipótesis nebular. En segundo lugar, el satélite astronómico infrarrojo , lanzado en 1983, observó que muchas estrellas tenían un exceso de radiación infrarroja que podría explicarse si estuvieran en órbita alrededor de discos de material más frío.
Cuestiones pendientes
Si bien el panorama general de la hipótesis nebular es ampliamente aceptado, [37] muchos de los detalles no se comprenden bien y se siguen perfeccionando.
El modelo nebular refinado se desarrolló enteramente a partir de observaciones del Sistema Solar porque fue el único conocido hasta mediados de la década de 1990. No se asumió con seguridad que fuera ampliamente aplicable a otros sistemas planetarios , aunque los científicos estaban ansiosos por probar el modelo nebular encontrando discos protoplanetarios o incluso planetas alrededor de otras estrellas. [38] Al 30 de agosto de 2013, el descubrimiento de 941 planetas extrasolares [39] ha dado lugar a muchas sorpresas, y el modelo nebular debe revisarse para tener en cuenta estos sistemas planetarios descubiertos, o se deben considerar nuevos modelos.
Entre los planetas extrasolares descubiertos hasta la fecha se encuentran planetas del tamaño de Júpiter o más grandes, pero que poseen períodos orbitales muy cortos de solo unas pocas horas. Tales planetas tendrían que orbitar muy cerca de sus estrellas, tan cerca que sus atmósferas serían eliminadas gradualmente por la radiación solar. [40] [41] No hay consenso sobre cómo explicar estos llamados Júpiter calientes , pero una idea principal es la de la migración planetaria , similar al proceso que se cree que movió a Urano y Neptuno a su actual órbita distante. . Los posibles procesos que causan la migración incluyen la fricción orbital mientras el disco protoplanetario aún está lleno de gas hidrógeno y helio [42] y el intercambio de momento angular entre planetas gigantes y las partículas en el disco protoplanetario. [43] [44] [45]
Otro problema son las características detalladas de los planetas. La hipótesis de la nebulosa solar predice que todos los planetas se formarán exactamente en el plano de la eclíptica. En cambio, las órbitas de los planetas clásicos tienen varias pequeñas inclinaciones con respecto a la eclíptica. Además, para los gigantes gaseosos, se predice que sus rotaciones y sistemas lunares no estarán inclinados con respecto al plano de la eclíptica. Sin embargo, la mayoría de los gigantes gaseosos tienen inclinaciones axiales sustanciales con respecto a la eclíptica, y Urano tiene una inclinación de 98 °. [46] El hecho de que la Luna sea relativamente grande con respecto a la Tierra y otras lunas en órbitas irregulares con respecto a su planeta es otro problema. Ahora se cree que estas observaciones se explican por eventos que ocurrieron después de la formación inicial del Sistema Solar. [47]
Hipótesis de la evolución solar
Los intentos de aislar la fuente física de la energía del Sol, y así determinar cuándo y cómo podría agotarse, comenzaron en el siglo XIX.
Contracción de Kelvin-Helmholtz
En el siglo XIX, la opinión científica predominante sobre la fuente del calor del Sol era que se generaba por contracción gravitacional . En la década de 1840, los astrónomos JR Mayer y JJ Waterson propusieron por primera vez que el enorme peso del Sol haría que colapsara sobre sí mismo, generando calor. Tanto Hermann von Helmholtz como Lord Kelvin expusieron esta idea en 1854, sugiriendo que el calor también puede ser producido por el impacto de meteoritos en la superficie del Sol. [48] Las teorías de la época sugirieron que las estrellas evolucionaron moviéndose hacia abajo en la secuencia principal del diagrama de Hertzsprung-Russell , comenzando como supergigantes rojas difusas antes de contraerse y calentarse para convertirse en estrellas azules de la secuencia principal , luego incluso más hacia enanas rojas antes de terminar como enanas negras frías y densas . Sin embargo, el Sol solo tiene suficiente energía potencial gravitacional para impulsar su luminosidad mediante este mecanismo durante unos 30 millones de años, mucho menos que la edad de la Tierra. (Este tiempo de colapso se conoce como escala temporal de Kelvin-Helmholtz ). [49]
El desarrollo de Albert Einstein de la teoría de la relatividad en 1905 llevó a la comprensión de que las reacciones nucleares podrían crear nuevos elementos a partir de precursores más pequeños con la pérdida de energía. En su tratado Estrellas y átomos , Arthur Eddington sugirió que las presiones y temperaturas dentro de las estrellas eran lo suficientemente grandes como para que los núcleos de hidrógeno se fusionaran en helio, un proceso que podría producir las cantidades masivas de energía necesarias para alimentar al Sol. [48] En 1935, Eddington fue más allá y sugirió que otros elementos también podrían formarse dentro de las estrellas. [50] La evidencia espectral recopilada después de 1945 mostró que la distribución de los elementos químicos más comunes, como carbono, hidrógeno, oxígeno, nitrógeno, neón y hierro, era bastante uniforme en toda la galaxia, lo que sugiere que estos elementos tenían un origen común. [50] Numerosas anomalías en las proporciones insinuaban un mecanismo subyacente para la creación. Por ejemplo, el plomo tiene un peso atómico más alto que el oro, pero es mucho más común; además, el hidrógeno y el helio (elementos 1 y 2) son prácticamente ubicuos, pero el litio y el berilio (elementos 3 y 4) son extremadamente raros. [50]
Gigantes rojas
Si bien los espectros inusuales de las estrellas gigantes rojas se conocían desde el siglo XIX, [51] fue George Gamow quien, en la década de 1940, comprendió por primera vez que eran estrellas de masa aproximadamente solar que se habían quedado sin hidrógeno en sus núcleos y tenían recurrieron a quemar el hidrógeno en sus capas exteriores. [ cita requerida ] Esto permitió a Martin Schwarzschild establecer la conexión entre las gigantes rojas y la esperanza de vida finita de las estrellas. Ahora se entiende que las gigantes rojas son estrellas en las últimas etapas de sus ciclos de vida.
Fred Hoyle señaló que, aunque la distribución de elementos era bastante uniforme, las diferentes estrellas tenían cantidades variables de cada elemento. Para Hoyle, esto indicaba que debían haberse originado dentro de las propias estrellas. La abundancia de elementos alcanzó su punto máximo alrededor del número atómico del hierro, un elemento que solo podría haberse formado bajo intensas presiones y temperaturas. Hoyle concluyó que el hierro debe haberse formado dentro de estrellas gigantes. [50] A partir de esto, en 1945 y 1946, Hoyle construyó las etapas finales del ciclo de vida de una estrella. Cuando la estrella muere, colapsa bajo su peso, lo que lleva a una cadena estratificada de reacciones de fusión: el carbono-12 se fusiona con helio para formar oxígeno-16, el oxígeno-16 se fusiona con helio para producir neón-20, y así sucesivamente hasta el hierro. . [52] Sin embargo, no se conocía ningún método por el cual se pudiera producir carbono-12. Los isótopos de berilio producidos por fusión eran demasiado inestables para formar carbono, y era tan improbable que tres átomos de helio formaran carbono-12 que hubiera sido imposible durante la edad del Universo. Sin embargo, en 1952, el físico Ed Salpeter demostró que entre la formación y la desintegración del isótopo de berilio transcurrió un tiempo lo suficientemente corto como para que otro helio tuviera una pequeña posibilidad de formar carbono, pero solo si sus cantidades combinadas de masa / energía eran iguales a las de carbono-12. Hoyle, empleando el principio antrópico , demostró que debe ser así, ya que él mismo estaba hecho de carbono y existía. Cuando finalmente se determinó el nivel de materia / energía del carbono-12, se encontró que estaba dentro de un pequeño porcentaje de la predicción de Hoyle. [53]
Enanas blancas
La primera enana blanca descubierta fue en el sistema estelar triple de 40 Eridani , que contiene la estrella de secuencia principal relativamente brillante 40 Eridani A , orbitada a una distancia por el sistema binario más cercano de la enana blanca 40 Eridani B y la secuencia principal de la enana roja 40 Eridani C . El par 40 Eridani B / C fue descubierto por William Herschel el 31 de enero de 1783; [54] , pág. 73 fue observado nuevamente por Friedrich Georg Wilhelm Struve en 1825 y por Otto Wilhelm von Struve en 1851. [55] [56] En 1910, Henry Norris Russell , Edward Charles Pickering y William Fleming descubrieron que, a pesar de ser una estrella tenue, 40 Eridani B era de tipo espectral A, o blanco. [57]
Se descubrió que las enanas blancas eran extremadamente densas poco después de su descubrimiento. Si una estrella está en un sistema binario , como es el caso de Sirio B y 40 Eridani B, es posible estimar su masa a partir de observaciones de la órbita binaria. Esto se hizo para Sirio B en 1910, [58] produciendo una estimación de masa de 0,94 M ☉ (una estimación más moderna es 1,00 M ☉ ). [59] Dado que los cuerpos más calientes irradian más que los más fríos, el brillo de la superficie de una estrella puede estimarse a partir de su temperatura superficial efectiva y, por tanto, de su espectro . Si se conoce la distancia de la estrella, también se puede estimar su luminosidad general. Una comparación de las dos figuras arroja el radio de la estrella. Un razonamiento de este tipo llevó a la comprensión, desconcertando a los astrónomos en ese momento, de que Sirio B y 40 Eridani B deben ser muy densos. Por ejemplo, cuando Ernst Öpik estimó la densidad de algunas estrellas binarias visuales en 1916, encontró que 40 Eridani B tenían una densidad de más de 25.000 veces la del Sol, que era tan alta que lo llamó "imposible". [60]
Tales densidades son posibles porque el material enano blanco no está compuesto de átomos unidos por enlaces químicos , sino que consiste en un plasma de núcleos y electrones no unidos . Por lo tanto, no hay ningún obstáculo para colocar núcleos más cerca entre sí de lo que normalmente permitirían los orbitales de electrones , las regiones ocupadas por electrones unidos a un átomo. [61] Eddington, sin embargo, se preguntó qué pasaría cuando este plasma se enfriara y la energía que mantenía ionizados los átomos ya no estuviera presente. [62] Esta paradoja fue resuelta por RH Fowler en 1926 mediante una aplicación de la mecánica cuántica recién ideada . Dado que los electrones obedecen al principio de exclusión de Pauli , dos electrones no pueden ocupar el mismo estado y deben obedecer la estadística de Fermi-Dirac , también introducida en 1926 para determinar la distribución estadística de partículas que satisface el principio de exclusión de Pauli. [63] A temperatura cero, por lo tanto, no todos los electrones podrían ocupar el estado de energía más baja o fundamental ; algunos de ellos tuvieron que ocupar estados de mayor energía, formando una banda de estados de menor energía disponible, el mar de Fermi . Este estado de los electrones, llamado degenerado , significaba que una enana blanca podía enfriarse a temperatura cero y aún poseer una alta energía.
Nebulosas planetarias
Las nebulosas planetarias son generalmente objetos débiles y ninguno es visible a simple vista . La primera nebulosa planetaria descubierta fue la Nebulosa Dumbbell en la constelación de Vulpecula , observada por Charles Messier en 1764 y listada como M27 en su catálogo de objetos nebulosos. Para los primeros observadores con telescopios de baja resolución, M27 y las nebulosas planetarias posteriormente descubiertas se parecían algo a los gigantes gaseosos, y William Herschel , el descubridor de Urano , finalmente acuñó el término 'nebulosa planetaria' para ellos, aunque, como sabemos ahora, son muy diferente a los planetas.
Las estrellas centrales de las nebulosas planetarias están muy calientes. Sin embargo, su luminosidad es muy baja, lo que implica que deben ser muy pequeños. Una estrella puede colapsar a un tamaño tan pequeño solo una vez que ha agotado todo su combustible nuclear, por lo que las nebulosas planetarias llegaron a entenderse como una etapa final de la evolución estelar. Las observaciones espectroscópicas muestran que todas las nebulosas planetarias se están expandiendo, por lo que surgió la idea de que las nebulosas planetarias fueron causadas por el lanzamiento de las capas externas de una estrella al espacio al final de su vida.
Hipótesis de los orígenes lunares
A lo largo de los siglos, se han presentado muchas hipótesis científicas sobre el origen de la Luna de la Tierra . Uno de los primeros fue el llamado modelo de acreción binaria , que concluyó que la Luna se acrecentó a partir del material en órbita alrededor de la Tierra que quedó de su formación. Otro, el modelo de fisión , fue desarrollado por George Darwin (hijo de Charles Darwin ), quien señaló que, a medida que la Luna se aleja gradualmente de la Tierra a una velocidad de aproximadamente 4 cm por año, en un punto del pasado distante, debió haber sido parte de la Tierra, pero fue arrojado hacia afuera por el impulso de la rotación entonces mucho más rápida de la Tierra. Esta hipótesis también está respaldada por el hecho de que la densidad de la Luna, aunque menor que la de la Tierra, es aproximadamente igual a la del manto rocoso de la Tierra , lo que sugiere que, a diferencia de la Tierra, carece de un núcleo de hierro denso. Una tercera hipótesis, conocida como modelo de captura , sugirió que la Luna era un cuerpo en órbita independiente que había sido atrapado en órbita por la gravedad de la Tierra. [3]
Misiones Apolo
Todas las hipótesis existentes fueron refutadas por las misiones lunares Apolo a fines de la década de 1960 y principios de la de 1970, que introdujeron una corriente de nueva evidencia científica, específicamente en relación con la composición, la edad y la historia de la Luna. Estas líneas de evidencia contradicen muchas predicciones hechas por estos modelos anteriores. [3] Las rocas traídas de la Luna mostraron una marcada disminución en el agua en relación con las rocas de otras partes del Sistema Solar y evidencia de un océano de magma al principio de su historia, lo que indica que su formación debe haber producido una gran cantidad de energía. Además, los isótopos de oxígeno en las rocas lunares mostraron una marcada similitud con los de la Tierra, lo que sugiere que se formaron en una ubicación similar en la nebulosa solar. El modelo de captura no explica la similitud en estos isótopos (si la Luna se hubiera originado en otra parte del Sistema Solar, esos isótopos habrían sido diferentes), mientras que el modelo de coacreción no puede explicar adecuadamente la pérdida de agua (si la Luna formada de manera similar a la Tierra, la cantidad de agua atrapada en su estructura mineral también sería aproximadamente similar). Por el contrario, el modelo de fisión, si bien puede explicar la similitud en la composición química y la falta de hierro en la Luna, no puede explicar adecuadamente su alta inclinación orbital y, en particular, la gran cantidad de momento angular en el sistema Tierra-Luna. más que cualquier otro par planeta-satélite del Sistema Solar. [3]
Hipótesis del impacto gigante
Durante muchos años después de Apolo, el modelo de acreción binaria se estableció como la mejor hipótesis para explicar los orígenes de la Luna, aunque se sabía que tenía fallas. Luego, en una conferencia en Kona, Hawaii en 1984, se elaboró un modelo de compromiso que tuvo en cuenta todas las discrepancias observadas. Originalmente formulado por dos grupos de investigación independientes en 1976, el modelo de impacto gigante supuso que un objeto planetario masivo del tamaño de Marte había chocado con la Tierra al principio de su historia. El impacto habría derretido la corteza terrestre y el núcleo pesado del otro planeta se habría hundido hacia adentro y se habría fusionado con el de la Tierra. El vapor sobrecalentado producido por el impacto se habría puesto en órbita alrededor del planeta, fusionándose en la Luna. Esto explicaba la falta de agua, ya que la nube de vapor estaba demasiado caliente para que el agua se condensara; la similitud en la composición, ya que la Luna se había formado a partir de parte de la Tierra; la menor densidad, ya que la Luna se había formado a partir de la corteza y el manto de la Tierra, en lugar de su núcleo; y la órbita inusual de la Luna, ya que un golpe oblicuo habría impartido una enorme cantidad de momento angular al sistema Tierra-Luna. [3]
Cuestiones pendientes
El modelo de impacto gigante ha sido criticado por ser demasiado explicativo, ya que puede ampliarse para explicar cualquier descubrimiento futuro y, como tal, no es falsificable. Muchos también afirman que gran parte del material del impactador habría terminado en la Luna, lo que significa que los niveles de isótopos serían diferentes, pero no es así. Además, mientras que algunos compuestos volátiles como el agua están ausentes de la corteza lunar, muchos otros, como el manganeso , no lo están. [3]
Otros satélites naturales
Si bien los modelos de coacreción y captura no se aceptan actualmente como explicaciones válidas de la existencia de la Luna, se han empleado para explicar la formación de otros satélites naturales en el Sistema Solar. Jupiter 's satélites de Galileo se cree que se han formado a través de co-acreción, [64] mientras que del sistema solar satélites irregulares , tales como Triton , están todos cree que han sido capturados. [sesenta y cinco]
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