Wikipedia

Formación e evolución do sistema solar

(Redirección desde «Formación e evolución do Sistema Solar»)
Artigos principais: Sistema Solar e Evolución estelar

As teorías sobre a formación e evolución do Sistema Solar son complexas e variadas, interrelacionando varias disciplinas científicas, dende a astronomía e a física até a xeoloxía e a ciencia planetaria. A través dos séculos, moitas teorías sobre a súa formación foron propostas, pero non foi até o século XVII cando tivo lugar o desenvolvemento da teoría moderna. Co amencer da era espacial, as imaxes e estruturas doutros mundos no Sistema Solar refinaron a nosa comprensión, mentres que os avances en física nuclear déronnos a nosa primeira visión dos procesos que afrontaron a estrelas, e conducíronnos ás primeiras teorías da súa formación e destrución final.

Concepción artística dun disco protoplanetario.

Formación inicial editar

Nebulosa solar editar

Artigo principal: Formación planetaria
 
Imaxe do telescopio Hubble de discos protoplanetarios na Nebulosa de Orión, unha "gardería estelar" de anos-luz de ancho moi similar á nebulosa inicial da que se formou o noso Sol.

A hipótese actual da formación do sistema solar é a hipótese nebular, proposta por primeira vez en 1734 por Emanuel Swedenborg.[1] En 1755, Immanuel Kant, que estaba familiarizado cos traballos de Swedenborg, desenvolveu esa teoría máis fondamente. Unha teoría similar foi formulada por Pierre Simon Laplace en 1796.[2] A teoría nebular mantén que fai 4600 millóns da anos o Sistema Solar se formou a partir do derrubamento gravitacional dunha nube molecular xigante. Esta nube inicial foi probabelmente de varios anos-luz de largo e xogou o papel de anfitrioa no nacemento de varias estrelas.[3] Aínda que o proceso foi visto cunha relativa calma, estudos recentes de meteoritos antigos revelan rastros de elementos só formados no corazón de explosións moi grandes de estrelas, indicando que o contorno no que o Sol foi formado estaba dentro do rango de bastantes supernovas próximas. A onda expansiva destas supernovas podería se-la causante da formación do Sol, creando rexións de sobredensidade na nebulosa circundante, provocando o seu colapso.[4]

Isótopos máis abundantes
no Sistema Solar[5]
Isótopo Núcleos por
millón
Hidróxeno-1 705.700
Hidróxeno-2 23
Helio-4 275.200
Helio-3 35
Osíxeno-16 5.920
Carbono-12 3.032
Carbono-13 37
Neon-20 1.548
Neon-22 208
Ferro-56 1.169
Ferro-54 72
Ferro-57 28
Nitróxeno-14 1.105
Silicio-28 653
Silicio-29 34
Silicio-30 23
Magnesio-24 513
Magnesio-26 79
Magnesio-25 69
Xofre-32 396
Argon-36 77
Calcio-40 60
Aluminio-27 58
Níquel-58 49
Sodio-23 33

Unha destas rexións de gas explosivo (coñecida como nebulosa presolar)[6] formaría o que logo se convertería no Sol. Esta rexión tiña un diámetro de entre 7000 e 20000 UA[3][7] e unha masa moi semellante á do Sol (entre 1,001 e 1,1 masas solares).[8] Crese que a súa composición era máis ou menos a mesma que a do Sol hoxe: un 98% de hidróxeno e helio presente dende o Big Bang e un 2% de elementos máis pesados creados por anteriores xeracións de estrelas que morreron e lanzáronos de novo ó espazo interestelar (ver nucleosíntese).

Mentres se colapsaba a nebulosa, a conservación do momento angular fixo que xirara máis rapidamente, e os átomos comezaron a chocar cunha frecuencia que se incrementaba, facendo que soltaran enerxía en forma de calor. O centro, que era onde a maior parte da masa estaba a chocar, quentábase cada vez máis que o disco circundante.[3] Pola acción das forzas competentes asociadas coa gravidade, a presión dos gases, os campos magnéticos e a rotación, a nebulosa en proceso de contracción comezou a se aplanar nun disco protoplanetario cun diámetro de preto de 200 UA[3] e unha quente e densa protoestrela no centro.[9]

Os estudos das estrelas T Tauris, polos que se cre que as estrelas mozas son semellantes ó Sol neste punto da súa evolución, amosan que a miúdo están acompañadas por discos de tipo preplanetario.[8] Estes discos se estenden ó longo de centos de UA e son bastante fríos, atinxindo só cen kelvin no seu punto máis quente.[10] Despois de 100 millóns de anos, a temperatura e a presión no centro do Sol volvéronse tan altas que o seu hidróxeno comezou a fundirse, creando unha fonte interna de enerxía que contrarrestou a forza da contracción gravitacional até que o equilibrio hidrostático foi acadado. Neste momento, o Sol converteuse nunha estrela completamente desenvolvida.[11]

Se pensa que os planetas naceron desta nube e do seu po e gases (a nebulosa solar). O método actualmente aceptado polo que se formaron os planetas é coñecido como acreción, pola cal os planetas comezaron como grans de po en órbita ó redor da protoestrela, atraendo outros grans e entrando e contacto directo até formar grupos de entre un e dez quilómetros de diámetro, que á súa vez foron chocando entre eles para formar corpos máis grandes chamados planetesimais, de aproximadamente 5 quilómetros de tamaño, e incrementándose gradualmente uns 15 cm ó ano durante os seguintes millóns de anos.[12]

O Sistema Solar interno era demasiado quente como para que as moléculas volátiles como a auga ou o metano se condensaran, así que os planetesimais que se formaron foron relativamente pequenos (abarcando só un 0.6% da masa do disco)[3] e compostos principalmente por elementos cun punto moi elevado de fusión, como silicatos ou metais. Estes corpos rochosos chegarían a converterse nos planetas terrestres. Aínda máis, os efectos gravitacionais de Xúpiter fixeron que fora imposíbel que os obxectos protoplanetarios se xuntaran, deixando detrás o cinto de asteroides.[13]

E aínda por riba, alén da liña de conxelación, onde os compoñentes de xeo máis volátiles ficaban en estado sólido, Xúpiter e Saturno foron quen de atrapar máis material que os planetas terrestres, xa que eses materiais eran máis comúns. Convertéronse en xigantes gasosas, mentres que Urano e Neptuno capturaron moito menos material e son coñecidas como xigantes xeadas, xa que se cre que os seus núcleos están feitos na súa meirande parte de hidróxeno xeado.[14][15]

Entón, o primeiro vento solar limpou todo o po e o gas no disco protoplanetario, levándoo ó espazo interestelar, rematando así o crecemento dos planetas. As estrelas T Tauri provocan un vento estelar máis forte que outras estrelas máis antigas e estábeis.[16][17]

Problemas co modelo da nebulosa solar editar

Un problema con esta hipótese e o do momento angular. Coa ampla maioría da masa do sistema acumulándose no centro da nube rotatoria, a hipótese predí que a ampla maioría do momento angular do sistema debe acumularse tamén alí. Porén, a rotación do Sol é bastante máis lenta do previsto, e os planetas, a pesar de contar con menos dun 1% da masa do sistema, acumulan máis do 90% do seu momento angular. Unha solución deste problema é que os grans de po do disco orixinal crearon unha fricción que aminorou a rotación no centro.[18]

Os planetas en "lugar equivocado" son un problema para o modelo da nebulosa solar. Urano e Neptuno existen nunha rexión onde a súa formación é altamente inverosímil por mor da reducida densidade da nebulosa solar e dos períodos orbitais máis longos nesa rexión. Aínda máis, os Xúpiteres quentes agora observados ó redor doutras estrelas non se poderían formar nas súas posicións actuais se o fixeran tamén a partir dunha "nebulosa solar". Estes asuntos trátanse asumindo que as interaccións coa mesma nebulosa e os restantes planetesimais poden resultar en migracións planetarias.

As características detalladas dos planetas son outro problema. A hipótese da nebulosa solar predí que tódolos planetas formaranse exactamente no mesmo plano elíptico. En lugar diso, as órbitas dos planetas clásicos teñen varias (aínda que pequenas) inclinacións con respecto á elipse. Ademais, predíse que as rotacións e os sistemas lunares das xigantes gasosas tampouco estarán inclinadas con respecto ó plano elíptico. Porén, a maioría das xigantes gasosas teñen pronunciadas variacións axiais con respecto á elipse, teno Urano unha variación de 98º. A Lúa sendo relativamente grande con respecto á Terra e outras lúas que están en órbitas irregulares con respecto ó seu planeta e tamén outro problema. Actualmente crese que esas observacións explícanse por eventos que sucederon despois da formación inicial do Sistema Solar.

Estimación da idade editar

Usando datación radiométrica, os científicos poden estimar que a idade do Sistema Solar é de 4600 millóns de anos. As rochas máis vellas da Terra datan duns 3900 millóns de anos, aproximadamente. As rochas desta idade son escasas, xa que a superficie da Terra é constantemente modificada pola erosión, a actividade volcánica e as placas tectónicas. Para estima-la idade do Sistema Solar os científicos deben usar meteoritos, que foron formados durante a fase temperá da condensación da nebulosa solar. Sábese que os meteoritos máis vellos (como o meteorito de Canyon Diablo) teñen unha idade de 4600 millóns de anos, polo tanto, o Sistema Solar debe ter polo menos esa idade.[19]

Evolución posterior editar

Orixinalmente creuse que os planetas se formaron na órbita na que agora están, ou polo menos preto dela. Porén, esta visión estivo experimentado cambios radicais durante a derradeira parte do século XX e no principio do XXI. Actualmente crese que o Sistema Solar era moi diferente ó actual despois da súa formación inicial, con polo menos cinco obxectos tan grandes como Mercurio no Sistema Solar interior polos catro actuais, e sendo o Sistema Solar exterior moito máis compacto do que é agora, e estando o Cinto de Kuiper moito máis lonxe do que está agora.

Crese que os impactos son unha parte regular aínda que infrecuente do desenvolvemento e evolución do Sistema Solar. Ademais do impacto que formou a Lúa, crese que o sistema Plutón-Caronte é o resultado da colisión entre obxectos do Cinto de Kuiper. Crese tamén que outros casos de lúas ó redor de asteroides e doutros obxectos do Cinto de Kuiper son resultado de colisións. A proba de que eses impactos seguen a suceder é a colisión entre o Cometa Shoemaker-Levy 9 con Xúpiter en 1994, e o impacto que deu lugar ó Meteor Crater no estado norteamericano de Arizona.

Sistema Solar interior editar

Vexa tamén: Big Splash

De acordo co punto de vista imperante na actualidade, o Sistema Solar interior completouse cun impacto xigante no que unha Terra de pouca idade chocou cun obxecto do tamaño de Marte (o "quinto" obxecto do Sistema Solar interior o que se aludía arriba). Este impacto resultou na formación da Lúa. A especulación máis plausíbel na actualidade é que este obxecto do tamaño de Marte formouse nun dos Puntos de Lagrange estábeis entre a Terra e o Sol (en L4 ou L5) e despois escapouse desa posición.

Cinto de asteroides editar

Baixo a hipótese da nebulosa solar, o cinto de asteroides inicialmente contiña máis materia dabondo para formar un planeta, e, por suposto, un longo número de planetesimais formados. Porén, Xúpiter formouse antes de que un planeta puidera xurdir deses planetesimais. Por mor da grande masa de Xúpiter, hai resonancias orbitais xirando baixo o goberno de Xúpiter no cinto de asteroides Estas resonancias dispersaron ós planetesimais do cinto de asteroides ou os mantiveron en franxas orbitais reducidas, e evitou que se consolidaran. O que agora quedan son os derradeiros planetesimais creados inicialmente durante a formación do sistema solar.

Os efectos de Xúpiter dispersaron a meirande parte do contido do cinto de asteroides, deixando menos do equivalente ó 10% da masa da Terra. A perda de masa é o principal factor que prevén ó cinto de asteroides de consolidarse nun planeta. Os obxectos con moita masa teñen un campo gravitacional o grande dabondo como para previr a perda de moita cantidade de materia como resultado dunha colisión violenta. Porén, non é o caso habitual no cinto de asteroides, e moitos obxectos grandes que esnaquizaron non se mantiveron, e ás veces obxectos máis novos foron forzados a saír en choques menos violentos. A proba destas colisións pode ser atopada nas lúas sitas ó redor dos asteroides, que actualmente só poden ser explicadas como materia consolidada que foi botada do obxecto pai pero que non ten enerxía dabondo para escapar del.

Planetas exteriores editar

Vexa tamén: Xigantes gasosas

Os protoplanetas máis grandes tiñan a masa dabondo para atrae-lo gas do disco protoplanetario, e se cre que a súa distribución de masa pode ser entendido dende as súas posicións no disco, aínda que unha explicación así é demasiado simple para seren aplicada a outros sistemas planetarios. En esencia, o primeiro planetesimal xoviano en atinxi-la masa crítica para capturar helio e polo tanto hidróxeno en forma gasosa é o máis interior, porque -comparada coas órbitas máis distantes do Sol- aquí as velocidades orbitais e a densidade no disco son máis altas, e as colisións suceden máis frecuentemente. Así, Xúpiter é o xoviano máis grande porque atraeu máis helio e hidróxeno durante máis tempo, e Saturno é o seguinte. A composición destes dous, de feito, está dominada polo helio e polo hidróxeno capturado (aproximadamente un 97% e un 90% da masa respectivamente).

Os protoplaneteas que logo serían Urano e Neptuno atinxiron a masa crítica cunha tardanza significativa, e por mor diso capturaron menos hidróxeno e helio, o que fai que actualmente sexan só 1/3 da súa masa total.

Seguindo á captura dos gases, crese que o Sistema Solar exterior rematouse de configurar grazas ás migracións planetarias. A gravidade dos planetas perturbou a órbita dos obxectos do cinto de Kuiper, e moitos foron atraídos por Saturno, Urano e Neptuno, mentres que Xúpiter a miúdo lanzaba eses obxectos fóra do Sistema Solar. Como resultado disto, Xúpiter acercouse máis ó Sol, mentres que Saturno, Urano e Neptuno afastáronse. No ano 2004, acadouse un punto de inflexión no entendemento de como este proceso levou á configuración actual do Sistema Solar, xa que os novos modelos feitos por ordenador amosaron que se Xúpiter comezara a orbitar ó Sol menos de dúas veces por cada unha de Saturno, o patrón da migración poría a Xúpiter e a Saturno nunha resonancia orbital de 2:1 cando o período de Xúpiter fora exactamente a metade do de Saturno, o que poría tamén a Urano e a Neptuno en órbitas pronunciadamente elípticas, existindo un 50% de posibilidades de que trocaran as súas posicións. O obxecto que finalizara máis ó exterior, neste caso Neptuno, sería forzado a entrar de novo no cinto de Kuiper do que xurdira.

A interactuación posterior entre os planetas e o cinto de Kuiper unha vez Xúpiter e Saturno pasaran pola resonancia 2:1 pode explica-las características orbitais e as variacións axiais dos planetas exteriores xigantes. Urano e Saturno remataron onde están por mor das interacción deles mesmos con Xúpiter, mentres que Neptuno rematou na súa posición actual porque é o lugar onde remataba inicialmente o cinto de Kuiper. A atracción dos obxectos do cinto de Kuiper pode explica-lo Intenso Bombardeo Tardío que ocorreu fai 4000 millóns de anos.[20]

Bombardeo intenso editar

Vexa tamén: Intenso Bombardeo Tardío

Moitos planetesimais ficaban sen atraer nin formarse nun novo corpo planetario moito despois de que o vento solar limpara o disco de gases. Críase que esta cantidade de planetesimais estaban sobre todo alén dos planetas exteriores, onde os seus tempos de acreción era tan longos que era imposible formar un novo planeta antes da dispersión de gases. Os planetas xigantes exteriores interactuaron con este "mar planetesimal", atraendo estas pequenas rochas mentres os propios planetas movíanse cara a fóra. Entón, os planetesimais dispersábanse cara ao planeta seguinte actuando de xeito semellante, movendo así as órbitas dos planetas.

Este movemento planetario resultou na resonancia 2:1 entre Xúpiter e Saturno descrita arriba, e (polo menos crese así), que Neptuno e Urano foron acelerados cara a unha forte interactuación co mar de planetesimais. A cantidade de planetesimais atraídos dentro do Sistema Solar incrementouse notabelmente, e déronse máis impactos con tódolos corpos planetarios e lunares observados. Este período coñécese como Intenso Bombardeo Tardío.

Deste xeito, os planetas xovianos (particularmente Xúpiter e Neptuno) gradualmente limparon o disco dos planetesimais restantes, "limpando a veciñanza" xa sexa lanzándoos cara a afastada Nube de Oort (a 50000 UA) ou provocando colisións con outros planetas ou con outros obxectos máis estábeis como o cinto de asteroides. Este período de bombardeo intenso dura varios millóns de anos, e próbase cos cráteres que aínda son visíbeis nos corpos xeoloxicamente mortos do Sistema Solar. Crese que os planetesimais que chocaron coa Terra trouxeron a auga e outros compostos do hidróxeno. A pesar de non estaren completamente aceptado, algúns cren que neste momento a mesma vida tamén puido ser depositada (hipótese da panspermia). A posición e contidos actuais dos cintos de asteroides e de Kuiper pode ser por unha grande influencia do transporte de grandes cantidades de masa a través do Sistema Solar no Intenso Bombardeo Tardío.

O bombardeo e as colisións dos planetesimais e os protoplanetas poden explicar as lúas atípicas, as órbitas lunares, as variacións axiais e outras anomalías dos ordenados movementos orixinais. A excesiva cantidade de cráteres na Lúa e outros grandes corpos datan desta época do Sistema Solar tamén é explicada por este proceso. Crese que o grande impacto dun protoplaneta do tamaño de Marte é o responsábel da atípica gran lúa da Terra, cuxa composición e densidade é similar ó manto da Terra, e pode haber alterado o eixo da rotación da Terra até ós seus 23.5º actuais de diferenza co plano orbital.

No modelo da nebulosa solar, o outro único xeito de que os planetas terrestres poidan ter lúas é capturándoas. As dúas pequenas lúas de Marte, sitas a baixa altitude, son claramente asteroides, e outros exemplos de satélites capturados abundan nos sistemas xovianos.

As interaccións gravitacionais regulares de Xúpiter (vexa resonancia orbital) son tamén responsábeis de previr que a materia que unha vez habitou o cinto de asteroides de converterse noutro planeta que probabelmente tería o tamaño da Terra. A meirande parte deste material lanzouse fai moito tempo a órbitas excéntricas e chocou con outra cousa, sendo agora a masa total do cinto de asteroides menos da décima parte da masa da Lúa.

Cinto de Kuiper e Nube de Oort editar

Inicialmente, o Cinto de Kuiper foi unha rexión exterior de corpos xeados que non tiñan unha densidade de masa dabondo para consolidarse. Orixinalmente, a súa cara interna podería estar xusto a carón de Urano e Neptuno cando estes se formaron, no rango de entre 15 e 20 UA. A cara externa estaba a uns 30 UA. Inicialmente, o Cinto de Kuiper lanzou obxectos ó Sistema Solar exterior, causando as primeiras migracións planetarias.

A resonancia orbital 2:1 de Xúpiter e Saturno provocou que Neptuno se acercara ó Cinto de Kuiper, dispersando a meirande parte dos obxectos. Algúns foron dispersados polo Sistema Solar até que interactuaron con Xúpiter, e a maioría foron colocados en órbitas elípticas moi elevadas ou incluso lanzados fóra do Sistema Solar. Os obxectos que remataron nunha órbita elíptica moi elevada formaron a Nube de Oort. Aínda máis, Neptuno dispersou algúns obxectos, que formaron o disco disperso, explicando así a baixa cantidade de masa presente no cinto de Kuiper. Porén, un gran número de obxectos do cinto de Kuiper, incluíndo Plutón, pasaron a estar gravitacionalmente atados á órbita de Neptuno, forzándoos a estar en órbitas resoantes.[21]

Semella que a evolución do Sistema Solar exterior estivo influenciada polas supernovas próximas e posibelmente tamén polo paso a través de nubes interestelares. A superficie dos corpos do Sistema Solar exterior podería ter experimentado desgaste espacial por mor do vento solar, dos micrometeoritos e tamén dos compoñentes neutrais do medio interestelar, e máis influencias puntuais como as das aparicións de supernovas e de magnetars (o que tamén se chama terremoto estelar). Beth E. Clark[22] está entre os investigadores da erosión e do desgaste espacial que pensan que as implicacións específicas disto no Sistema Solar exterior aínda non están cuantificadas.

A mostra que a sonda Stardust trouxo do Cometa Wild 2 tamén revelou probas de que tanto a materia producida nos primeiros momentos da formación do Sistema Solar así como unha cantidade de po existente antes da formación do Sistema Solar migraron do cálido Sistema Solar interior á rexión do Cinto de Kuiper.[23]

Lúas editar

Existen lúas ó redor da maioría dos planetas ou doutros moitos corpos do Sistema Solar. Estes satélites naturáis formáronse por unha destas tres posíbeis causas:

  • co-formación dende un disco protoplanetario (só nas xigantes gasosas)
  • formación a partir dos residuos dun impacto (dado unha colisión grande dabondo nun ángulo baixo)
  • captura dun obxecto xa formado.

As xigantes gasosas tenden a ter sistemas lunares internos orixinados no disco protoplanetario. Isto próbase polos grandes tamaños das lúas e a súa proximidade ós planetas e porque estes atributos son imposíbeis de acadar pola vía da captura, mentres que a natureza gasosa dos planetas fan que a formación vía residuo de impacto outra imposibilidade. As lúas exteriores das xigantes gasosas tenden a ser pequenas e ter órbitas elípticas e con inclinacións arbitrarias. Estas características son as típicas dos corpos capturados.

Para os planetas interiores e outros corpos sólidos do Sistema Solar, as colisións semellan se-las orixes principais das lúas, cun porcentaxe de materia rebotada do impacto rematando en órbita e uníndose nun ou máis satélites naturáis. Crese que a Lúa formouse deste xeito.

Após a súa formación, os sistemas lunares continuarán a evolucionar. O efecto máis común e a modificación orbital por mor das mareas. Isto ocorre por causa do impulso que unha lúa crea na atmosfera e océanos dun planeta, e nun grao inferior en si mesma. Se o planeta rota a máis velocidade do que a lúa orbita, o impulso virá constantemente por diante do satélite. Neste caso, a gravidade causará que a aceleración do satélite e o lento afastamento do planeta (como é o caso da Lúa). Por outra parte, se a lúa orbita máis rápido que o xiro do seu planeta (ou orbita na contra do xiro), o impulso virá por detrás da lúa, e a gravidade causará que a altitude da órbita do satélite decaia. A lúa marciana Fobos cae nun xiro espiral cara Marte por esta razón.

Un planeta tamén pode crear un impulso nunha lúa, que freará o período de rotación da lúa até que se iguale ó período de revolución. Así, a lúa manterá unha das súas caras sempre mirando cara ao planeta, como é o caso da Lúa. Isto chámase rotación síncrona e está presente en moitas outras lúas no Sistema Solar, como por exemplo, o satélite de Xúpiter Ío. No caso de Plutón e Caronte están ambos en rotación síncrona.

Futuro editar

Agás que suceda un accidente pouco previsíbel, como a chegada dun buraco negro ou dunha estrela no seu territorio, os astrónomos estiman que o Sistema Solar tal e como o coñecemos hoxe durará máis ou menos uns cantos centos de millóns de anos, data en que se agarda que sufra a súa primeira grande transformación. Os aneis de Saturno son moi recentes, e non se agarda que sobrevivan alén dos 300 millóns de anos. A gravidade das lúas de Saturno gradualmente moverá a cara externa dos aneis cara ao planeta, e, finalmente, a abrasión provocada polos meteoritos e a gravidade de Saturno fará o resto, eliminando os aneis.[24]

 
Neptuno e Tritón de perfil. Tritón está achegándose a Neptuno.

Nalgún punto fai entre 1400 e 3500 millóns de anos, Tritón, a lúa de Neptuno, que está a caer lentamente en órbita retrógrada, superará o límite de Roche de Neptuno, e após iso a forza de marea esnaquizará a lúa, creando un potencial sistema de aneis similar ó de Saturno.[25] Phobos, unha lúa de Marte en forma de pataca tamén é detido pola desaceleración das mareas. Está gradualmente diminuíndo órbita e pode chocar coa superficie de Marte e, finalmente, romper-se en anel nos próximos 10 millóns de anos. Mesmo estimacións recentes darlle menos de 7,6 millóns de anos.[26]

Por mor da fricción das mareas na codia oceánica, a Lúa está gañando momento angular da Terra, o que causa o lento afastamento desta, que é duns 38 mm ó ano. Pola conservación do momento angular, isto causa que a rotación da Terra se free, facendo os días máis longos a unha media dun segundo cada 60000 anos. En aproximadamente 2000 millóns de anos, a órbita da Lúa acadará un punto chamado "de resonancia xiro-órbita", e a Terra e a Lúa ficarán nunha rotación pechada, no que o período sideral do satélite coincidirá co período rotacional do planeta, e unha determinada cara da Terra será a que sempre mirará á Lúa, igual que agora unha cara desta sempre mira ó noso planeta.[27]

Evolución Solar editar

 
Concepción artística da futura evolución do noso Sol. Esquerda: Secuencia principal. Medio: xigante vermella. Dereita: anana branca.

O Sol está a gañar brillo nunha media dun 10% cada 1000 millóns de anos. Nese tempo, mentres que a cantidade de radiación provocada polo Sol se incremente, a súa zona de habitabilidade circunestelar afastaráse, chamuscando a superficie da Terra até que sexa inhabitábel.Durante este tempo, é posible que a temperatura de Marte superficie aumenta gradualmente, o dióxido de carbono e auga na actualidade conxeladas baixo a superficie do solo será liberado á atmosfera, creando un efecto invernadoiro que vai quentar o planeta ata alcanzar condicións paralelos aos da Terra hoxe, introducindo un enderezo potencial futuro para a vida.[28] Nun prazo de 3500 millóns de anos, a condición da superficie da Terra será similar á de Venus na actualidade; os océanos ferverán, e tódolos tipos de vida coñecidos serán imposíbeis.

 

Dentro duns 5000 millóns de anos, as reservas de hidróxeno presentes no núcleo do Sol esgotaranse, e comezarán a utilizarse as presentes nas capas superiores, menos densas. Isto provocará a expansión até 130 veces o diámetro actual, e, sobre uns 7590 millóns de anos dende agora, convertérase nunha xigante vermella, refrescada pola súa amplamente incrementada área. Mentres esta expansión está a producirse, tragarase ó planeta Mercurio e Venus e posiblemente a Terra. Durante estes tempos, é posible que Plutón e o Cinto de Kuiper podería alcanzar temperaturas de superficie necesaria para soportar a vida.[29][30]

 
A Nebulosa do Anel, unha nebulosa planetaria semellante a aquela na que o Sol se converterá.

O helio producido na codia caerá ó núcleo, incrementando a densidade até que atinxa os niveis necesarios para fusionarse converténdose en carbón. Darase un flash de helio e o Sol encollerá abruptamente a un radio lixeiramente maior ó orixinal, xa que a súa fonte de enerxía mudouse ó núcleo. Por mor desta relativa escaseza de helio en comparación ó hidróxeno (precísanse catro iones de hidróxeno para crear un de helio), e a aumentada cantidade de reaccións provocadas polo aumento da temperatura e da presión no núcleo solar, o proceso de fusión do helio só durará uns cen millóns de anos. Nun tempo, terá que recorrer de novo ás súas reservas externas, e volverá á súa forma de xigante vermella. Esta fase durará outros cen millóns de anos, após eles no transcurso duns 100000 anos, as capas exteriores do Sol desprenderanse, lanzando ó espazo unha gran cantidade de materia que formará un halo coñecido (incorrectamente) como nebulosa planetaria.

Este é un proceso relativamente tranquilo, nada comparado cunha supernova, xa que o Sol é demasiado pequeno para converterse nela. Ó final, todo o que quedará do Sol será unha anana branca, un obxecto quente, débil e extraordinariamente denso, da metade da súa masa orixinal pero só dun tamaño aproximado ó da Terra. Visto dende a Marte, será un punto de luz do tamaño de Venus pero con cen veces o brillo do Sol actual.[31][32]

Mentres o Sol morre, a súa influencia gravitacional nos planetas, cometas e asteroides que o orbitan verase debilitada, expandíndose estas. Cando o Sol acade o punto de anana branca, lograrase a configuración final do Sistema Solar: Mercurio e Venus e Terra probablemente terá deixado de existir. Marte e o resto de planetas estarán xeados e serán rochas escuras e sen vida. Continuarán a orbitar ó Sol, pero a súa velocidade será menor por mor do aumento da súa distancia do Sol, e a gravidade reducida deste.

2000 millóns de anos máis tarde, o carbón presente no núcleo do Sistema Solar cristalizará, transformándoo nun diamante xigante. Miles de millóns de anos despois, esmorecerase e morrerá deixando finalmente de brillar.[33][34][35][36]

Historia das hipóteses da formación do Sistema Solar editar

A finais do século XIX, a hipótese da nebulosa de Kant e Laplace foi criticada por James Clerk Maxwell, quen demostrou que se os planetas coñecidos foran distribuídos ó redor do Sol nunha forma de disco, as forzas da rotación diferencial impedirían a condensación dos planetas. Outra obxección foi que o Sol posúe menos momento angular do que o modelo Kant-Laplace postula. Durante varias décadas, a meirande parte dos astrónomos preferían a hipótese da case colisión, na cal considerábase que os planetas formáronse por mor da aproximación doutra estrela ó Sol, o que provocou unha extracción conxunta de materia entre elas debido ás súas forzas de marea, que se converteron en planetas.

Tamén xurdiron críticas ó modelo da case colisión e, durante a década dos 40, o modelo da nebulosa mellorouse tanto que foi amplamente aceptado pola comunidade científica. Na versión modificada, asumíase que a masa do protoplaneta orixinal era maior, e a discrepancia do momento angular atribuíase ás forzas magnéticas. É dicir, que un Sol nun estado mozo transferiu momento angular ó disco protoplanetario e ós planetesimais a través de ondas de Alvén, como se entendeu que pasaba nas estrelas T Tauri.

O modelo da nebulosa refinado foi desenvolvido baseándose enteiramente en observacións do nosos Sistema Solar, xa que era o único coñecido até mediados dos 90. Non se esperaba poder aplicalo a outros sistemas planetarios, aínda que os científicos ansiaban proba-lo modelo da nebulosa atopando discos protoplanetarios ou incluso planetas en órbita noutras estrelas, os chamados planetas extrasolares.

Os astrónomos observaron nebulosas estelares ou discos protoplanetarios na nebulosa de Orión, e noutras rexións que están a formar estrelas usando o Telescopio Espacial Hubble. Algunhas teñen até 1000 UA de diámetro.

En novembro de 2006, descubríranse xa máis de 200 exoplanetas [37], e os descubrimentos que se fixeron con eles provocan que o modelo da nebulosa deba ser revisado para poderen explicar estes sistemas planetarios ou os que vaian xurdindo. Non hai consenso en como explicar os 'Xúpiteres quentes', pero unha das ideas máis importantes é a da migración planetaria, que sostén que os planetas son capaces de migrar da súa órbita inicial a unha máis preto da súa estrela por algún proceso físico dos varios posíbeis, como a fricción orbital cando o disco protoplanetario está aínda cheo de hidróxeno e helio en forma de gas.

Recentemente desenvolveuse un modelo alternativo para a formación do Sistema Solar, a Teoría da Captura, que mantén que a gravidade dun obxecto que está a pasar preto do Sol quitoulle materia que arrefriou e se condensou formando os planetas. Dise que este modelo explica características do Sistema Solar que a Teoría da Nebulosa Solar non pode; porén, a Teoría da Captura é criticada porque predí unha idade diferente do Sol que a dos planetas; mentres que as probas amosan que o Sol e o resto do Sistema Solar formáronse aproximadamente ó mesmo tempo, en liña co que din os modelos máis aceptados.

Fontes editar

Todas en inglés

Fontes da Teoría da Captura editar

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

Todas en inglés

Notas editar

  1. ↑ Swedenborg, Emanuel. 1734, (Principia) Opera Philosophica et Mineralia, (Principia, Volume 1)
  2. ↑ "The Past History of the Earth as Inferred from the Mode of Formation of the Solar System". American Philosophical Society. 1909. Consultado o 2006-07-23. 
  3. ↑ 3,0 3,1 3,2 3,3 3,4 "Lecture 13: The Nebular Theory of the origin of the Solar System". Unioversity of Arizona. Arquivado dende o orixinal o 22 de agosto de 2011. Consultado o 2006-12-27. 
  4. ↑ Jeff Hester (2004). "New Theory Proposed for Solar System Formation". Arizona State University. Consultado o 2007-01-11. 
  5. ↑ Arnett, David (1996). Supernovae and Nucleosynthesis, primeira edición, Princeton, New Jersey: Princeton University press. ISBN 0-691-01147-8.
  6. ↑ Irvine, W. M. "The chemical composition of the pre-solar nebula". Amherst College, Massachusetts. Consultado o 2007-15-02. 
  7. ↑ J. J. Rawal (1985). "Further Considerations on Contracting Solar Nebula". Nehru Planetarium, Bombay India. Consultado o 24 de abril de 2020. 
  8. ↑ 8,0 8,1 Yoshimi Kitamura, Munetake Momose, Sozo Yokogawa, Ryohei Kawabe, Shigeru Ida e Motohide Tamura (2002). "Investigation of the Physical Properties of Protoplanetary Disks around T Tauri Stars by a 1 Arcsecond Imaging Survey: Evolution and Diversity of the Disks in Their Accretion Stage" (PDF). Institute of Space and Astronautical Science, Yoshinodai, National Astronomical Observatory of Japan, Department of Earth and Planetary Science, Tokyo Institute of Technology. Arquivado dende o orixinal o 19 de decembro de 2018. Consultado o 2007-01-09. 
  9. ↑ Jane S. Greaves (2005). "Disks Around Stars and the Growth of Planetary Systems". Science Magazine. Consultado o 2006-11-16. 
  10. ↑ Manfred Küker, Thomas Henning e Günther Rüdiger (2003). "Magnetic Star-Disk Coupling in Classical T Tauri Systems". Science Magazine. Consultado o 24 de abril de 2020. 
  11. ↑ Michael Stix. The Sun: An Introduction. Springer.
  12. ↑ Peter Goldreich e William R. Ward (1973). "The Formation of Planetesimals". The American Astronomical Society. Consultado o 24 de abril de 2020. 
  13. ↑ Jean-Marc Petit e Alessandro Morbidelli (2001). "The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt" (PDF). Centre National de la Recherche Scientifique, Observatoire de Nice,. Arquivado dende o orixinal (PDF) o 21 de febreiro de 2007. Consultado o 2006-11-19. 
  14. ↑ M. J. Mumma, M. A. DiSanti, N. Dello Russo, K. Magee-Sauer, E. Gibb, e R. Novak (2003). "REMOTE INFRARED OBSERVATIONS OF PARENT VOLATILES IN COMETS: A WINDOW ON THE EARLY SOLAR SYSTEM" (PDF). Laboratory for Extraterrestrial Physics, Catholic University of America, Dept. of Chemistry and Physics, Rowan University, Dept. of Physics, Iona College. Arquivado dende o orixinal (PDF) o 09 de setembro de 2006. Consultado o 2006-11-16. 
  15. ↑ William B. McKinnon, Timothy Edward Dowling, Fran Bagenal (2004). Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press.
  16. ↑ Elmegreen, B. G. (1979). "On the disruption of a protoplanetary disk nebula by a T Tauri like solar wind". Columbia University, New York. Consultado o 2006-11-19. 
  17. ↑ Heng Hao (2004). "Disc-Protoplanet interactions" (PDF). Harvard University. Arquivado dende o orixinal (PDF) o 07 de setembro de 2006. Consultado o 2006-11-19. 
  18. ↑ Angela Britto (2006). "Historic and Current Theories on the Origins of the Solar System". Astronomy department, University of Toronto. Arquivado dende o orixinal o 15 de xuño de 2008. Consultado o 2006-06-22. 
  19. ↑ Joel Cracraft (1982). "The Scientific Response to Creationism". Department of Astronomy, University of Illinois. Consultado o 2006-07-23. 
  20. ↑ Kathryn Hansen (2005). "Orbital shuffle for early solar system". Geotimes. Consultado o 2006-06-22. 
  21. ↑ Renu Malhotra (1995). "THE ORIGIN OF PLUTO'S ORBIT: IMPLICATIONS FOR THE SOLAR SYSTEM BEYOND NEPTUNE". Lunar and Planetary Institute. Consultado o 2007-01-20. 
  22. ↑ "Interplanetary Weathering: Surface Erosion in Outer Space". Arquivado dende o orixinal o 06 de marzo de 2008. Consultado o 16 de abril de 2007. 
  23. ↑ Emily Lakdawalla (2006). "Stardust Results in a Nutshell: The Solar Nebula was Like a Blender". Arquivado dende o orixinal o 14 de xullo de 2007. Consultado o 2007-01-02. 
  24. ↑ "Saturn Rings Still A Mystery". Popular Mechanics. 2002. Consultado o 2007-03-03. 
  25. ↑ Chyba, C. F.; Jankowski, D. G.; Nicholson, P.D. (1989). "Tidal evolution in the Neptune-Triton system". Consultado o 2007-03-03. 
  26. ↑ might only have 10 million years to live
  27. ↑ Dickinson, Terence (1993). From the Big Bang to Planet X. Camden East, Ontario: Camden House, 79-81. ISBN 0-921820-71-2.
  28. ↑ Mars, a warmer wetter planet
  29. ↑ Delayed gravitation zones 2004
  30. ↑ K. P. Schroder, Robert Cannon Smith (2008). "Distant future of the Sun and Earth revisited". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 386: 155–163. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x.
  31. ↑ Pogge, Richard W. (1997). "The Once & Future Sun". New Vistas in Astronomy. Arquivado dende o orixinal (lecture notes) o 18 de decembro de 2005. Consultado o 2005-12-07. 
  32. ↑ Sackmann, I.-Juliana; Arnold I. Boothroyd, Kathleen E. Kraemer (11 1993) Our Sun. III. Present and Future". Astrophysical Journal 418: 457
  33. ↑ Marc Delehanty. "Sun, the solar system's only star". Astronomy Today. Arquivado dende o orixinal o 15 de marzo de 2013. Consultado o 2006-06-23. 
  34. ↑ Bruce Balick. "PLANETARY NEBULAE AND THE FUTURE OF THE SOLAR SYSTEM". Department of Astronomy, University of Washington. Arquivado dende o orixinal o 19 de decembro de 2008. Consultado o 2006-06-23. 
  35. ↑ Richard W. Pogge (1997). "The Once and Future Sun". Perkins Observatory. Arquivado dende o orixinal o 18 de decembro de 2005. Consultado o 2006-06-23. 
  36. ↑ "This Valentine's Day, Give The Woman Who Has Everything The Galaxy's Largest Diamond". Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 2004. Arquivado dende o orixinal o 07 de setembro de 2006. Consultado o 2006-06-24. 
  37. ↑ The extrasolar planets encyclopedia

Todas en inglés

Véxase tamén editar

Outros artigos editar

Traído desde «https://gl.wikipedia.org/w/index.php?title=Formación_e_evolución_do_sistema_solar&oldid=6674954»