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Nebulosa protosolar

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Pequeña porción de Orión con gases que recuerdan a una nebulosa protosolar.

La nebulosa protosolar fue la nube de gas o disco de acrecimiento en la que se formó el sistema solar. La hipótesis nebular fue propuesta en 1755 por el geógrafo y filósofo alemán Immanuel Kant quien hipotetizó que la nebulosa solar rotaba lentamente en su origen. Esta nebulosa solar se fue condensando al enfriarse y aplanando gradualmente por el efecto combinado de las fuerzas de gravedad y centrípeta formando, con el tiempo, la estrella central y los planetas. Partiendo de este modelo Pierre-Simon Laplace formuló en 1796 una teoría más detallada, pero no más acertada, de la formación del sistema solar a partir de una nebulosa rotante primigenia. El concepto moderno equivalente al de nebulosa solar es el de disco de acrecimiento. Tales discos o nebulosas protoplanetarias han podido ser observados alrededor de estrellas muy jóvenes.

La hipótesis nebular se basa en la observación de que todos los planetas orbitan alrededor del Sol en el mismo sentido y sobre un mismo plano denominado eclíptica con ligeras inclinaciones con respecto a esta. Además, el plano de la eclíptica coincide de manera aproximada con el ecuador solar.

Se piensa que las lunas de los planetas gigantes se formaron en un proceso similar creciendo a partir de un disco de acrecimiento que alimentaba de masa los planetas en su formación. Por el contrario actualmente se considera que la formación de la Luna ocurrió de manera muy diferente tras el impacto con un protoplaneta del tamaño de Marte. Así mismo, algunas lunas de otros planetas que giran en órbitas retrógradas o caóticas se considera que son asteroides o núcleos cometarios capturados más recientemente.

Las diferencias de composición química e isotópica de los diferentes cuerpos del sistema solar permiten explorar las condiciones iniciales en la nebulosa solar. Se estima que la masa mínima necesaria para formar los planetas a partir del material presente en la nebulosa solar considerando una composición de elementos ligeros (hidrógeno y helio) y elementos pesados similares a la del Sol podría ser de un 1 % de la masa solar.

Historia

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Pierre-Simon Laplace, uno de los creadores de la hipótesis de la nebulosa protosolar.

Las ideas sobre el origen y el destino del mundo se remontan a los primeros escritos conocidos; sin embargo, durante casi todo ese tiempo, no se intentó vincular dichas teorías a la existencia de un "Sistema Solar", simplemente porque no se pensaba en general que el sistema solar, en el sentido en que lo entendemos ahora, existiera. El primer paso hacia una teoría de la formación y evolución del sistema solar fue la aceptación general del heliocentrismo, que situaba al Sol en el centro del sistema y a la Tierra en órbita alrededor de él. Este concepto se había desarrollado durante milenios (Aristarco de Samos lo había sugerido ya en el año 250 a. C.), pero no fue ampliamente aceptado hasta finales del siglo XVII. El primer uso registrado del término "Sistema Solar" data de 1704.[1]​

La actual teoría estándar para la formación del sistema solar, la hipótesis nebular, ha entrado y salido de escena desde su formulación por Emanuel Swedenborg, Immanuel Kant y Pierre-Simon Laplace en el siglo XVIII. La crítica más importante a la hipótesis era su aparente incapacidad para explicar la relativa falta de momento angular del Sol en comparación con los planetas.[2]​ Sin embargo, desde principios de la década de 1980, los estudios de las estrellas jóvenes han demostrado que están rodeadas de discos fríos de polvo y gas, exactamente como predice la hipótesis nebular, lo que ha llevado a su readmisión.[3]​

Para entender cómo se espera que el Sol siga evolucionando era necesario comprender la fuente de su energía. La confirmación por parte de Arthur Stanley Eddington de la teoría de la relatividad de Albert Einstein le llevó a comprender que la energía del Sol proviene de reacciones de fusión nuclear en su núcleo, fusionando hidrógeno en helio.[4]​ En 1935, Eddington fue más allá y sugirió que otros elementos también podrían formarse dentro de las estrellas.[5]​ Fred Hoyle elaboró esta premisa argumentando que las estrellas evolucionadas llamadas gigantes rojas crearon muchos elementos más pesados que el hidrógeno y el helio en sus núcleos. Cuando una gigante roja se deshace finalmente de sus capas exteriores, estos elementos se reciclarían para formar otros sistemas estelares.[5]​

Hipótesis de la nebulosa protosolar

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La región de formación estelar N11B en el LMC tomada por WFPC2 en el Telescopio Espacial Hubble de la NASA/ESA.

La hipótesis nebular dice que el sistema solar se formó a partir del colapso gravitacional de un fragmento de una nube molecular gigante.[6]​ La nube tenía unos 20 parsec (65 años luz),[6]​ mientras que los fragmentos tenían aproximadamente 1 parsec (tres y un cuarto de año luz).[7]​ El posterior colapso de los fragmentos condujo a la formación de densos núcleos de 0,01-0,1 parsec (2000-20 000 AU) de tamaño.[6]​[8]​ Uno de estos fragmentos en colapso (conocido como nebulosa presolar) formó lo que se convirtió en el sistema solar.[9]​ La composición de esta región con una masa ligeramente superior a la del Sol la masa solar era aproximadamente la misma que la del Sol actual, con hidrógeno, junto con helio y trazas de litio producidas por la nucleosíntesis del Big Bang, formando alrededor del 98 % de su masa. El 2 % restante de la masa consistía en elementos más pesados que fueron creados por nucleosíntesis en generaciones anteriores de estrellas.[10]​ A finales de la vida de estas estrellas, expulsaron elementos más pesados al medio interestelar.[11]​

Las más antiguas inclusiones descubiertas en meteoritos, se cree se relacionan con el primer material sólido que formó la nebulosa protosolar, tienen unos 4,568.2 millones de años de antigüedad, que es una definición de la edad del sistema solar.[12]​ Los estudios de meteoritos antiguos indican trazas de hijas estables de nucleidos de isótopos de vidas medias cortas, tales como hierro-60, que solo se produce en estrellas de vidas cortas que explotan. Ello indica que hubo una o más supernovas en las inmediaciones. Una onda de choque de una supernova es posible haya producido el comienzo del proceso de creación del Sol al crear regiones relativamente más densas dentro de la nube, dando lugar a que dichas regiones colapsen.[13]​ Dado que sólo las estrellas masivas y de corta vida producen supernovas, el Sol debe haberse formado en una gran región de formación estelar que produjo estrellas masivas, posiblemente similar a la Nebulosa de Orión.[14]​[15]​ Los estudios de la estructura del cinturón de Kuiper y de los materiales anómalos en su interior sugieren que el Sol se formó dentro de un cúmulo de entre 1000 y 10 000 estrellas con un diámetro de entre 6,5 y 19,5 años luz y una masa colectiva de 3000 masas solares. Este cúmulo comenzó a separarse entre 135 y 535 millones de años después de su formación.[16]​[17]​ Varias simulaciones de nuestro joven Sol interactuando con estrellas que pasan cerca durante los primeros 100 millones de años de su vida producen órbitas anómalas observadas en el sistema solar exterior, como objetos desprendidos.[18]​

Debido a la conservación del momento angular, la nebulosa giraba más rápido al colapsar. A medida que el material dentro de la nebulosa se condensaba, los átomos dentro de ella comenzaron a chocar con una frecuencia creciente, convirtiendo su energía cinética en calor. El centro, donde se acumulaba la mayor parte de la masa, se volvió cada vez más caliente que el disco circundante.[7]​ A lo largo de unos 100 000 años,[6]​ las fuerzas de la gravedad, la presión del gas, los campos magnéticos y la rotación, que compiten entre sí, hicieron que la nebulosa en contracción se aplanara en un disco protoplanetario giratorio con un diámetro de unas 200 UA[7]​ y formara una protoestrella caliente y densa. (una estrella en la que aún no se ha iniciado la fusión del hidrógeno) en el centro.[19]​

En este punto de su evolución, se cree que el Sol fue una estrella T Tauri.[20]​ Los estudios de las estrellas T Tauri muestran que a menudo van acompañadas de discos de materia preplanetaria con masas de 0,001-0,1 masas solares.[21]​ Estos discos se extienden hasta varios cientos AU —el telescopio espacial Hubble ha observado discos protoplanetarios de hasta 1000 UA de diámetro en regiones de formación estelar como la nebulosa de Orión—[22]​ y son bastante fríos, ya que alcanzan una temperatura superficial de sólo unos 1000 K en su punto más caliente.[23]​

En 50 millones de años, la temperatura y la presión en el núcleo del Sol llegaron a ser tan grandes que su hidrógeno comenzó a fusionarse, creando una fuente interna de energía que contrarrestó la contracción gravitatoria hasta que se alcanzó el equilibrio hidrostático.[24]​

Futuro

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Los astrónomos estiman que el estado actual del sistema solar no cambiará drásticamente hasta que el Sol haya fusionado casi todo el combustible de hidrógeno de su núcleo en helio, comenzando su evolución desde la secuencia principal del diagrama de Hertzsprung-Russell hasta su fase de gigante roja. El sistema solar seguirá evolucionando hasta entonces. Con el tiempo, es probable que el Sol se expanda lo suficiente como para abrumar a los planetas interiores (Mercurio, Venus y posiblemente la Tierra), pero no a los planetas exteriores, incluidos Júpiter y Saturno. Posteriormente, el Sol quedaría reducido al tamaño de una enana blanca, y los planetas exteriores y sus lunas continuarían orbitando este diminuto remanente solar. Este desarrollo futuro puede ser similar a la detección observada de MOA-2010-BLG-477L b, un exoplaneta del tamaño de Júpiter que orbita su estrella enana blanca anfitriona MOA-2010-BLG-477L.[25]​[26]​[27]​

Referencias

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  1. ↑ «Solar system». Merriam Webster Online Dictionary. 2008. Consultado el 15 de abril de 2008. 
  2. ↑ Michael Mark Woolfson (1984). «Rotación en el Sistema Solar». Philosophical Transactions of the Royal Society 313 (1524): 5-18. Bibcode:....5W 1984RSPTA.313 ....5W. S2CID 120193937. doi:10.1098/rsta.1984.0078. 
  3. ↑ Nigel Henbest (1991). «Nacimiento de los planetas: La Tierra y sus compañeros pueden ser supervivientes de una época en la que los planetas rebotaban alrededor del Sol como rodamientos en una mesa de pinball». New Scientist. Consultado el 18 de abril de 2008. 
  4. ↑ David Whitehouse (2005). El Sol: A Biography. John Wiley and Sons. ISBN 978-0-470-09297-2. 
  5. ↑ a b Simon Mitton (2005). «Origen de los elementos químicos». Fred Hoyle: Una vida en la ciencia. Aurum. pp. 197-222. ISBN 978-1-85410-961-3. 
  6. ↑ a b c d J. J. Rawal (1986). «Further Considerations on Contracting Solar Nebula». Earth, Moon, and Planets (Nehru Planetarium, Bombay India: Springer Netherlands) 34: 93-100. Bibcode:1986EM&P...34...93R. S2CID 121914773. doi:10.1007/BF00054038.  Parámetro desconocido |emisión= ignorado (ayuda)
  7. ↑ a b c Ann Zabludoff (Spring 2003). html «Lectura 13: La teoría nebular del origen del Sistema Solar». Consultado el 27 de diciembre de 2006. 
  8. ↑ Una unidad astronómica, o AU, es la distancia media entre la Tierra y el Sol, o unos 150 millones de kilómetros. Es la unidad de medida estándar para las distancias interplanetarias.
  9. ↑ W. M. Irvine (1983). T. I. Gombosi, ed. La composición química de la nebulosa presolar 1. pp. 3-12. Bibcode:1983coex....1....3I. 
  10. ↑ Zeilik y Gregory, 1998, p. 207.
  11. ↑ Charles H. Lineweaver (2001). "An Estimate of the Age Distribution of Terrestrial Planets in the Universe: Quantifying Metallicity as a Selection Effect". Icarus. 151 (2): 307–313.
  12. ↑ Audrey Bouvier; Meenakshi Wadhwa (2010). «The age of the solar system redefined by the oldest Pb-Pb age of a meteoritic inclusion». Nature Geoscience 3 (9): 637-641. Bibcode:2010NatGe...3..637B. doi:10.1038/NGEO941. 
  13. ↑ Williams, J. (2010). «The astrophysical environment of the solar birthplace». Contemporary Physics 51 (5): 381-396. Bibcode:2010ConPh..51..381W. S2CID 118354201. arXiv:1008.2973. doi:10.1080/00107511003764725. 
  14. ↑ J. Jeff Hester; Steven J. Desch; Kevin R. Healy; Laurie A. Leshin (21 de mayo de 2004). «La cuna del Sistema Solar». Science 304 (5674): 1116-1117. Bibcode:2004Sci...304.1116H. PMID 15155936. S2CID 117722734. doi:10.1126/science.1096808. Archivado desde el original el 13 de febrero de 2020. 
  15. ↑ Martin Bizzarro; David Ulfbeck; Anne Trinquier; Kristine Thrane; James N. Connelly; Bradley S. Meyer (2007). «Evidence for a Late Supernova Injection of 60Fe into the Protoplanetary Disk». Science 316 (5828): 1178-1181. Bibcode:1178B 2007Sci...316. 1178B. PMID 17525336. S2CID 19242845. doi:10.1126/science.1141040. 
  16. ↑ Morgan Kelly. edu/main/news/archive/S34/82/42M30/ «Las rocas de movimiento lento mejoran las probabilidades de que la vida llegara a la Tierra desde el espacio». News at Princeton. Consultado el 24 de septiembre de 2012. 
  17. ↑ Simon F. Portegies Zwart (2009). «Los hermanos perdidos del Sol». Astrophysical Journal 696 (L13-L16): L13-L16. Bibcode:2009ApJ...696L..13P. S2CID 17168366. arXiv:0903.0237. doi:10.1088/0004-637X/696/1/L13. 
  18. ↑ Nathan A. Kaib; Thomas Quinn (2008). «La formación de la nube de Oort en entornos de cúmulos abiertos». Icarus 197 (1): 221-238. Bibcode:2008Icar..197..221K. S2CID 14342946. arXiv:0707.4515. doi:10.1016/j.icarus.2008.03.020. 
  19. ↑ Jane S. Greaves (2005). «Discos alrededor de las estrellas y el crecimiento de los sistemas planetarios». Science 307 (5706): 68-71. Bibcode:2005Sci...307...68G. PMID 15637266. S2CID 27720602. doi:10.1126/science.1101979. 
  20. ↑ Caffe, M. W.; Hohenberg, C. M.; Swindle, T. D.; Goswami, J. N. (1 de febrero de 1987). «Evidencia en meteoritos de un sol temprano activo». Astrophysical Journal Letters 313: L31-L35. Bibcode:1987ApJ...313L..31C. doi:10.1086/184826. 
  21. ↑ M. Momose; Y. Kitamura; S. Yokogawa; R. Kawabe; M. Tamura; S. Ida (2003). «Investigación de las propiedades físicas de los discos protoplanetarios alrededor de las estrellas T Tauri mediante un estudio de imágenes de alta resolución a lambda = 2 mm». Las Actas de la 8ª Reunión Regional de Asia-Pacífico de la IAU Volumen I 289 (Serie de Conferencias de la Sociedad Astronómica del Pacífico). p. 85. Bibcode:85M 2003ASPC..289.. 85M. 
  22. ↑ Deborah L. Padgett; Wolfgang Brandner; Karl R. Stapelfeldt (Marzo 1999). «Hubble Space Telescope/NICMOS Imaging of Disks and Envelopes around Very Young Stars». The Astronomical Journal 117 (3): 1490-1504. Bibcode:...117.1490P 1999AJ. ...117.1490P. S2CID 16498360. arXiv:astro-ph/9902101. 
  23. ↑ M. Küker; T. Henning; G. Rüdiger (2003). «Acoplamiento estrella-disco magnético en sistemas clásicos de T Tauri». Astrophysical Journal 589 (1): 397-409. Bibcode:2003ApJ...589..397K. S2CID 54039084. Archivado desde semanticscholar.org/8402/67bfa6887ea23cc1e4610c42cfe012fc8de6.pdf el original el 12 de abril de 2020. 
  24. ↑ Sukyoung Yi; Pierre Demarque; Yong-Cheol Kim; Young-Wook Lee; Chang H. Ree; Thibault Lejeune; Sydney Barnes (2001). «Toward Better Age Estimates for Stellar Populations: Las isócronas para la mezcla solar». Astrophysical Journal Supplement 136 (2): 417-437. Bibcode:2001ApJS..136..417Y. S2CID 118940644. arXiv:astro-ph/0104292. 
  25. ↑ Blackman, J. W. (13 de octubre de 2021). «A Jovian analogue orbiting a white dwarf star». Nature 598 (7880): 272-275. Bibcode:2021Natur.598..272B. PMID 34646001. S2CID 238860454. arXiv:2110.07934. doi:10.1038/s41586-021-03869-6. Consultado el 14 de octubre de 2021. 
  26. ↑ Blackman, Joshua; Bennett, David; Beaulieu, Jean-Philippe (13 de octubre de 2021). «A Crystal Ball Into Our Solar System's Future - Giant Gas Planet Orbiting a Dead Star Gives Glimpse Into the Predicted Aftermath of our Sun's Demise». Keck Observatory. Consultado el 14 de octubre de 2021. 
  27. ↑ Ferreira, Becky (13 de octubre de 2021). «Astronomers Found a Planet That Survived Its Star's Death - The Jupiter-size planet orbits a type of star called a white dwarf, and hints at what our solar system could be like when the sun burns out.». The New York Times. Archivado desde el original el 28 de diciembre de 2021. Consultado el 14 de octubre de 2021. 

Véase también

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Enlaces externos

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