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 formulando hipótesis sobre los orígenes del Sistema Solar y la Luna e intentando predecir cómo cambiaría el Sistema Solar en el futuro. René Descartes fue el primero en plantear hipótesis sobre el origen del Sistema Solar; sin embargo, más científicos se unieron a la discusión en el siglo XVIII, sentando las bases para hipótesis posteriores sobre el tema. Más tarde, particularmente en el siglo XX, comenzaron a desarrollarse una variedad de hipótesis, incluida la ahora comúnmente aceptada hipótesis nebular .
Mientras tanto, las hipótesis 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 cambio, las hipótesis que intentan explicar el origen de la Luna han estado circulando durante siglos, aunque todas las hipótesis ampliamente aceptadas se demostraron falsas por las misiones Apolo a mediados del siglo XX. Después de Apolo, en 1984, se compuso la hipótesis del impacto gigante , que reemplazó al modelo de acreción binaria, ya refutado , como la explicación más común para la formación de la Luna. [3]
El modelo más aceptado de formación planetaria se conoce como la hipótesis nebular . Este modelo postula que, hace 4.600 millones de años, el Sistema Solar se formó por el colapso gravitacional de una nube molecular gigante que se extendía varios años luz . Muchas estrellas , incluido el Sol , se formaron dentro de esta nube colapsante. El gas que formó el Sistema Solar era ligeramente 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 en el Sistema Solar.
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 arremolinadas, y tanto el Sol como 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 , que explica que la materia no se comporta de esta manera. [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 incluir un patrón de remolinos inducidos por turbulencia en un disco nebular laplaciano. 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 de las agujas del reloj de todo el sistema podría llevar a que los elementos individuales se movieran alrededor de la masa central en órbitas keplerianas , reduciendo la disipación de energía debido al movimiento general. Sin embargo, el material colisionaría a una alta velocidad relativa en los límites entre vórtices y, en estas regiones, pequeños remolinos con cojinetes de rodillos se unirían para dar condensaciones anulares. Esta hipótesis 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 planteó la hipótesis de que los remolinos regulares fueron descartados y reemplazados por turbulencias aleatorias, lo que conduciría a una nebulosa muy espesa donde no se produciría inestabilidad gravitacional. Concluyó que los planetas deben haberse formado por acreción y explicó la diferencia de composición entre los planetas como resultado de la diferencia de temperatura entre las regiones internas y externas, siendo las primeras más calientes y las segundas más frías, por lo que solo los refractarios (no volátiles) se condensaron en la región interna. Una dificultad importante fue que, en esta suposición, la disipación turbulenta tuvo lugar en el transcurso de un solo milenio, lo que no dio tiempo suficiente 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 hipótesis similar fue formulada independientemente por el francés Pierre-Simon Laplace en 1796. [7]
En 1749, Georges-Louis Leclerc, conde de Buffon, concibió la idea de que los planetas se formaron cuando un cometa colisionó con el Sol, enviando materia hacia afuera 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 creía 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 amplió su argumento argumentando que la nebulosa colapsó y se convirtió en una estrella y, al hacerlo, el material restante se fue expandiendo gradualmente hasta formar un disco plano que luego formó planetas. [8]
Por plausible que parezca a primera vista, la hipótesis nebular todavía se enfrenta al obstáculo del momento angular : si el Sol se hubiera formado efectivamente a partir del colapso de una nube de este tipo, los planetas deberían estar girando mucho más lentamente. El Sol, aunque contiene casi el 99,9 por ciento de la masa del sistema, contiene sólo el 1 por ciento de su momento angular [9] , lo que significa que el Sol debería estar girando mucho más rápidamente.
Los intentos de resolver el problema del momento angular llevaron al abandono temporal de la hipótesis nebular en favor de un retorno a las hipótesis de "dos cuerpos". [8] Durante varias décadas, muchos astrónomos prefirieron la hipótesis de marea o de casi colisión propuesta por James Jeans en 1917, en la que la aproximación de alguna otra estrella al Sol finalmente formó el sistema solar. Este casi choque 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 tal casi colisión era masivamente improbable. [8] El astrónomo estadounidense Henry Norris Russell también se opuso a la hipótesis al demostrar que se encontraba con problemas con el momento angular de los planetas exteriores, ya que los planetas luchaban por evitar ser reabsorbidos por el Sol. [10]
En 1900, Forest Moulton demostró que la hipótesis nebular era incompatible con las observaciones debido al momento angular. En 1904, Moulton y Chamberlin idearon 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 más tarde resultaron ser galaxias.
Moulton y Chamberlin sugirieron que una estrella había pasado cerca del Sol al principio de su vida, causando 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 caído, parte de él permanecería en órbita. Los filamentos se enfriaron y se convirtieron en numerosos planetesimales sólidos diminutos y algunos protoplanetas más grandes . Este modelo recibió un apoyo favorable durante aproximadamente 3 décadas, pero cayó en desgracia a fines de los años 30 y se descartó en los años 40 debido a la comprensión de que era incompatible con el momento angular de Júpiter. Se mantuvo una parte de la hipótesis, la acreción planetesimal. [4]
En 1937 y 1940, Raymond Lyttleton postuló que una estrella compañera del Sol colisionó con una estrella que pasaba. [4] Este escenario ya había sido sugerido y rechazado por Henry Russell en 1935, aunque puede haber sido más probable asumiendo que el Sol nació en un cúmulo abierto , donde las colisiones estelares son comunes. Lyttleton demostró que los planetas terrestres eran demasiado pequeños para condensarse por sí solos 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, involucraba 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 ]
En 1954, 1975 y 1978, [12] el astrofísico sueco Hannes Alfvén incluyó efectos electromagnéticos en ecuaciones de movimientos de partículas, y se explicaron las diferencias en la composición y la distribución del momento angular. En 1954, propuso por primera vez la estructura de bandas, en la que distinguió una nube A, que contenía principalmente helio con algunas impurezas de partículas sólidas ("lluvia de meteoritos"), una nube B con principalmente carbono, una nube C que tenía principalmente hidrógeno y una nube D compuesta principalmente de silicio y hierro. Las impurezas en la nube A formaron Marte y la Luna (posteriormente capturada 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.
En 1943, el astrónomo soviético Otto Schmidt propuso que el Sol, en su forma actual, pasó a través de una densa nube interestelar y emergió envuelto en una nube de polvo y gas, de la que finalmente se formaron los planetas. Esto resolvió el problema del momento angular al suponer que la rotación lenta del Sol era peculiar de él y que los planetas no se formaron al mismo tiempo que el Sol. [8] Las extensiones del modelo, que juntas 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. [4] Sin embargo, esta hipótesis fue severamente dañada por Victor Safronov , quien demostró que la cantidad de tiempo requerida para formar los planetas a partir de una envoltura tan difusa excedería por mucho la edad determinada del Sistema Solar. [8]
Ray Lyttleton modificó la hipótesis mostrando que no era necesario un tercer cuerpo y proponiendo que un mecanismo de acreción lineal, 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.).
En el modelo de Hoyle de 1944, [4] la estrella compañera del Sol se convirtió en nova con material expulsado capturado por el Sol y planetas formándose a partir de este material. En una versión un año después, [ aclaración necesaria ] fue una supernova. En 1955, propuso un sistema similar a Laplace, y volvió a proponer la idea con más detalles matemáticos en 1960. El modelo de Hoyle difiere del 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 cada vez más materia, lo que resultó en un sistema planetario masivo que excedía el tamaño del existente y era comparable al Sol. El par provocó un acoplamiento magnético y actuó para transferir el momento angular del Sol al disco. La intensidad del campo magnético tendría que haber sido de 1 gauss. La existencia de par dependía de que las líneas de fuerza magnéticas estuvieran congeladas 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 mayor que 1.000 K (730 °C; 1.340 °F), numerosos refractarios debieron haber sido sólidos, probablemente como partículas finas de humo, que habrían crecido con la condensación y la acreción. Estas partículas habrían sido arrastradas con el disco solo si su diámetro en la órbita de la Tierra era menor de 1 metro, por lo que a medida que el disco se movía hacia afuera, un disco subsidiario que consistía solo en refractarios permaneció detrás, donde se formarían los planetas terrestres. El modelo concuerda con la masa y la composición de los planetas y la distribución del momento angular proporcionó el acoplamiento magnético. Sin embargo, no explica el maclado, la baja masa de Marte y Mercurio y los cinturones de planetoides. Alfvén formuló el concepto de líneas de campo magnético congeladas.
Gerard Kuiper en 1944 [4] argumentó, al igual que Ter Haar, que los remolinos regulares serían imposibles y postuló que podrían ocurrir grandes inestabilidades gravitacionales en la nebulosa solar, formando condensaciones. En este sentido, la nebulosa solar podría ser co-genética con el Sol o capturada por él. La distribución de la densidad determinaría lo que podría formarse, un sistema planetario o una estrella compañera. Se supuso que los dos tipos de planetas eran el resultado del límite de Roche. No se ofreció ninguna explicación para la rotación lenta del Sol, que Kuiper vio como un problema mayor de las estrellas G.
En el escenario de Fred Whipple de 1948, [4] una nube de humo de aproximadamente 60.000 UA 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 a 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 tasa fue lenta al principio, aumentando en etapas posteriores. Los planetas se condensaron a partir de pequeñas nubes desarrolladas en 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 grados tan altos que los compuestos más volátiles se habrían perdido, y la velocidad orbital disminuyó con el aumento de la distancia, de modo que los planetas terrestres se habrían visto más afectados. Sin embargo, este escenario era débil porque prácticamente todas las regularidades finales se introducen como un supuesto previo y los cálculos cuantitativos no respaldaban la mayoría de las hipótesis. Por estas razones, no obtuvo una amplia aceptación.
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 rodeaba al Sol primitivo. Para explicar que los planetas terrestres podían 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, tendrían que formarse en el disco cristales de carbono puro, objetos del tamaño de la Luna y esferas de gas que se volvieran gravitacionalmente inestables, y el gas y el polvo se disiparían en una etapa posterior. La presión cayó a medida que se perdía gas y los diamantes se convertían en grafito, mientras que el gas quedaba iluminado por el Sol. En estas condiciones, habría 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 de tamaño lunar fueron destruidos por colisiones, y que el gas se disipó, dejando atrás sólidos acumulados en el núcleo, con los fragmentos más pequeños resultantes empujados hacia el espacio y los fragmentos más grandes quedándose atrás y acrecentándose hasta formar planetas. Sugirió que la Luna era uno de esos núcleos supervivientes.
En 1960, 1963 y 1978, [13] WH McCrea propuso la hipótesis de los protoplanetas, según la cual el Sol y los planetas se fusionaron individualmente a partir de materia dentro de la misma nube, y los planetas más pequeños fueron capturados más tarde por la mayor gravedad del Sol. [8] Esta hipótesis incluye la fisión en una nebulosa protoplanetaria y excluye una nebulosa solar. Las aglomeraciones de flóculos, que se supone que componen la turbulencia supersónica que se supone que ocurre en el material interestelar del que nacen las estrellas, formaron el Sol y los protoplanetas, y estos últimos se dividieron para formar planetas. Las dos partes no podían permanecer unidas gravitacionalmente entre sí en una relación de masas de al menos 8 a 1, y en el caso de los planetas interiores, entraron en órbitas independientes, mientras que en el caso de los planetas exteriores, una parte salió del Sistema Solar. Los protoplanetas interiores fueron Venus-Mercurio y Tierra-Marte. Las lunas de los planetas mayores se formaron a partir de "gotitas" en el cuello que conecta las dos porciones del protoplaneta en división. Estas gotitas podrían explicar algunos asteroides. Los planetas terrestres no tendrían lunas mayores, lo que no explica la Luna . La hipótesis 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 mayores, Júpiter y Saturno; y dos exteriores, Urano y Neptuno, junto con tres planetas menores: Mercurio, Marte y Plutón.
Esta hipótesis tiene algunos problemas, como por ejemplo no poder 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 improbable si se capturaran individualmente. [8]
En la hipótesis del astrónomo estadounidense Alastair GW Cameron de 1962 y 1963, [4] el protosol, con una masa de aproximadamente 1-2 soles y un diámetro de alrededor de 100.000 UA, era gravitacionalmente inestable, colapsó y se dividió en subunidades más pequeñas. El campo magnético era de alrededor de 1/100.000 gauss. Durante el colapso, las líneas de fuerza magnéticas se torcieron. 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, que produjo un disco de Laplace. En esta etapa, la radiación eliminó el exceso de energía, el disco se enfrió en un período relativamente corto de aproximadamente 1 millón de años y tuvo lugar la condensación en lo que Whipple llama cometismales. La agregación de estos cometismales produjo planetas gigantes, que a su vez produjeron discos durante su formación, que evolucionaron en sistemas lunares. La formación de planetas terrestres, cometas y asteroides implicó desintegración, calentamiento, fusión y solidificación. Cameron también formuló la hipótesis del impacto gigante para el origen de la Luna.
La hipótesis de 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 habría colapsado para formar los planetas. [14]
Como los planetas capturados tendrían órbitas inicialmente excéntricas, Dormand y Woolfson [15] [16] propusieron la posibilidad de una colisión. Plantearon la hipótesis de 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, hubo 6 planetas originales, correspondientes a 6 masas puntuales en el filamento, con los planetas A y B , los dos más internos, colisionando. A , con el doble de la masa de Neptuno, fue expulsado del Sistema Solar, mientras que B , que se estima que tiene un tercio de la masa de Urano, se hizo añicos para formar la Tierra, Venus, posiblemente Mercurio, el cinturón de asteroides y la Nube de Oort.
En 1951, 1962 y 1981, el astrónomo suizo Louis Jacot [17] , al igual que Weizsäcker y Ter Haar, continuó la idea cartesiana de los 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. Planteó la idea de que las órbitas planetarias son espirales, no círculos o elipses. Jacot también propuso la expansión de las galaxias en la que las estrellas se alejan del centro y las lunas se alejan de sus planetas.
También sostuvo que los planetas fueron expulsados, uno a uno, del Sol, específicamente de un abultamiento ecuatorial causado por la rotación, y que un hipotético planeta se hizo añicos en esta expulsión, abandonando el cinturón de asteroides. El cinturón de Kuiper era desconocido en ese momento, pero presumiblemente también habría resultado del mismo tipo de fragmentación. Las lunas, como los planetas, se originaron como expulsiones ecuatoriales de sus planetas progenitores, con algunas fragmentaciones que abandonaron los anillos, y se suponía que la Tierra eventualmente expulsaría otra luna.
En este modelo, había 4 fases para los planetas: sin rotación y manteniendo el mismo lado hacia el Sol, rotación muy lenta, acelerada y diaria.
Jacot explicó las diferencias entre los planetas interiores y exteriores y las lunas interiores y exteriores 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 por estar en la "fase de rotación lenta", tras haber sido expulsado en penúltimo lugar.
El modelo de Tom Van Flandern [18] [19] [20] [21] fue propuesto 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 separó de los abultamientos ecuatoriales de un Sol que giraba sobre sí mismo, donde las fuerzas centrífugas externas superaron a la fuerza gravitatoria interna, en diferentes momentos, lo que les dio diferentes temperaturas, tamaños y composiciones, y se condensaron después 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, [22] V representa el quinto planeta, los primeros cuatro incluyen a Mercurio y Marte), K (Kriptón), T (transneptuniano) y el Planeta X. En estos casos, las lunas más pequeñas explotaron debido a tensiones de marea, dejando los cuatro cinturones componentes de las dos principales zonas planetoides. El planeta LHB-A, cuya explosión se postula que causó el Bombardeo Pesado Tardío (LHB) hace unos 4 eones, estaba hermanado con Júpiter, y LHB-B, cuya explosión se postula que causó otro LHB, estaba hermanado con Saturno. En los planetas LHB-A, Júpiter, LHB-B y Saturno, el compañero interior y más pequeño de cada par fue sometido a enormes tensiones de marea, lo que provocó su explosión. Las explosiones tuvieron lugar antes de que pudieran fisionarse de las lunas. Como los seis eran fluidos, no dejaron rastro. Los planetas sólidos se fisionaron a partir de una sola luna, y Mercurio era una luna de Venus, pero se alejó como resultado de la influencia gravitatoria del Sol. Marte era una luna de Maldek.
En el modelo de J. Marvin Herndon , [23] los planetas interiores de gran núcleo se formaron por condensación y precipitación desde el interior 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 E que comprimió el núcleo rocoso a aproximadamente el 66 por ciento del diámetro actual de la Tierra. Las erupciones T Tauri del Sol eliminaron los gases de los planetas interiores. Mercurio se condensó de forma incompleta, y una parte de sus gases fue eliminada y transportada a la región entre Marte y Júpiter, donde se fusionó con el condensado oxidado que cayó desde los confines del Sistema Solar y formó el material original de los meteoritos de condrita ordinarios, los asteroides del Cinturón Principal y la capa de revestimiento para 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 plegamientos, que crearon cadenas montañosas para adaptarse a los cambios en la curvatura.
Esta hipótesis de formación planetaria representa una extensión del modelo de Dinámica de Descompresión de la Tierra Entera (WEDD, por sus siglas en inglés), [24] que incluye reactores de fisión nuclear naturales 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 pueden deducirse de su formación temprana como un gigante similar a Júpiter.
En 1944, el químico y físico alemán Arnold Eucken estudió la termodinámica de la condensación y precipitación de la Tierra dentro de un protoplaneta gigante a presiones de 100 a 1000 atm. En los años 1950 y principios de los 1960, se discutió sobre la formación planetaria a tales presiones, pero el modelo de baja presión (aproximadamente 4 a 10 atm) de Cameron de 1963 suplantó en gran medida la idea.
Jeans, en 1931, dividió los distintos modelos en dos grupos: aquellos en los que el material para la formación de los planetas provenía del Sol, y aquellos en los que no provenía de él y podían ser concurrentes o consecutivos. [4]
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 donde es independiente de la formación del Sol, donde los planetas se forman después de que el Sol se convierte en una estrella normal. [4]
Ter Haar y Cameron [25] distinguieron entre aquellas hipótesis que consideran un sistema cerrado, que es un desarrollo del Sol y posiblemente una envoltura solar, que comienza con un protosol en lugar del Sol mismo, y afirman que Belot llama a estas hipótesis monistas; y aquellas que consideran un sistema abierto, que es donde hay una interacción entre el Sol y algún cuerpo extraño que se supone que ha sido el primer paso en los desarrollos que conducen al sistema planetario, y afirman que Belot llama a estas hipótesis dualistas.
La clasificación de Hervé Reeves [26] también las categorizó como co-genéticas 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 siglo XVIII; hipótesis que proponen una nube capturada desde el espacio interestelar, siendo los principales defensores Alfvén y Gustaf Arrhenius en 1978; las hipótesis binarias que proponen que una estrella hermana de alguna manera se desintegró y una parte de su material disipado fue capturado por el Sol, siendo el principal hipotizador Lyttleton en la década de 1940; y las ideas de filamentos de aproximación cercana de Jeans, Jeffreys y Woolfson y Dormand.
Iwan P. Williams y Alan William Cremin [4] dividen los modelos en dos categorías: los que consideran que el origen y la formación de los planetas están relacionados esencialmente con el Sol, y que ambos procesos de formación tienen lugar de forma concurrente o consecutiva, y los que consideran que la formación de los planetas es independiente del proceso de formación del Sol, y que los planetas se forman después de que el Sol se convierte en una estrella normal. Esta última categoría tiene dos subcategorías: los modelos en los que el material para la formación de los planetas se extrae del Sol o de otra estrella, y los modelos en los que el material se adquiere del espacio interestelar. Concluyen que los mejores modelos son el acoplamiento magnético de Hoyle y los flóculos de McCrea.
Woolfson [27] reconoció modelos monistas, que incluían a Laplace, Descartes, Kant y Weizsäcker, y modelos dualistas, que incluían a Buffon, Chamberlin-Moulton, Jeans, Jeffreys y Schmidt-Lyttleton.
En 1978, el astrónomo Andrew JR 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 ralentizaban la rotación en el centro. [8] [28] Prentice también sugirió que el joven Sol transfirió algo de momento angular al disco protoplanetario y a los planetesimales a través de eyecciones supersónicas que se cree que ocurren en las estrellas T Tauri. [8] [29] Sin embargo, su afirmación de que dicha formación ocurriría en toros o anillos ha sido cuestionada, ya que dichos anillos se dispersarían antes de colapsar en planetas. [8]
El nacimiento de la hipótesis moderna y ampliamente aceptada de la formación planetaria, el Modelo del Disco Nebular Solar (SNDM), se puede rastrear hasta los trabajos del astrónomo soviético Victor Safronov . [30] Su libro Evolution of the protoplanetary cloud andformation of the Earth and the planets , [31] que fue traducido al inglés en 1972, tuvo un efecto duradero en cómo los científicos pensaban sobre la formación de los planetas. [32] 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 los trabajos 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 ganar popularidad, liderada por dos descubrimientos importantes en astronomía. Primero, se descubrió que varias estrellas jóvenes, como Beta Pictoris , estaban rodeadas de discos de polvo frío, tal como 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 orbitadas por discos de material más frío.
Si bien el panorama general de la hipótesis nebular es ampliamente aceptado, [33] muchos de los detalles no se comprenden bien y continúan perfeccionándose.
El modelo nebular refinado se desarrolló enteramente a partir de observaciones del Sistema Solar porque era el único conocido hasta mediados de los años 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. [34] Al 30 de agosto de 2013, el descubrimiento de 941 planetas extrasolares [35] ha revelado 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 mayores, pero que poseen períodos orbitales muy cortos de sólo unas pocas horas. Estos planetas tendrían que orbitar muy cerca de sus estrellas, tan cerca que sus atmósferas serían gradualmente despojadas por la radiación solar. [36] [37] 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 órbita actual, distante. Los posibles procesos que causan la migración incluyen la fricción orbital mientras el disco protoplanetario todavía está lleno de gas hidrógeno y helio [38] y el intercambio de momento angular entre planetas gigantes y las partículas en el disco protoplanetario. [39] [40] [41]
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 inclinaciones pequeñas con respecto a la eclíptica. Además, en el caso de 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°. [42] El hecho de que la Luna sea relativamente grande con respecto a la Tierra y otras lunas tengan órbitas irregulares con respecto a su planeta es otro problema. Ahora se cree que estas observaciones se explican por eventos que sucedieron después de la formación inicial del Sistema Solar. [43]
Los intentos de aislar la fuente física de la energía del Sol, y así determinar cuándo y cómo podría finalmente agotarse, comenzaron en el siglo XIX.
En el siglo XIX, la visión 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 podría producirse por el impacto de meteoritos en la superficie del Sol. [44] Las teorías de la época sugerían 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 aún más abajo en enanas rojas antes de terminar finalmente como enanas negras frías y densas . Sin embargo, el Sol solo tiene suficiente energía potencial gravitatoria para alimentar 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 de tiempo Kelvin-Helmholtz ). [45]
El desarrollo de la teoría de la relatividad por parte de Albert Einstein en 1905 condujo a la comprensión de que las reacciones nucleares podían 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 enormes cantidades de energía necesarias para alimentar al Sol. [44] En 1935, Eddington fue más allá y sugirió que otros elementos también podrían formarse dentro de las estrellas. [46] La evidencia espectral recopilada después de 1945 mostró que la distribución de los elementos químicos más comunes, como el carbono , el hidrógeno, el oxígeno , el nitrógeno , el neón y el hierro , era bastante uniforme en toda la galaxia, lo que sugiere que estos elementos tenían un origen común. [46] Numerosas anomalías en las proporciones insinuaban un mecanismo subyacente para la creación. Por ejemplo, el plomo tiene un peso atómico mayor que el oro , pero es mucho más común; Además, el hidrógeno y el helio (elementos 1 y 2) son prácticamente omnipresentes, mientras que el litio y el berilio (elementos 3 y 4) son extremadamente raros. [46]
Aunque los espectros inusuales de las estrellas gigantes rojas se conocían desde el siglo XIX, [47] fue George Gamow quien, en la década de 1940, comprendió por primera vez que eran estrellas de aproximadamente masa solar que se habían quedado sin hidrógeno en sus núcleos y habían recurrido a la quema del hidrógeno en sus capas externas. [ cita requerida ] Esto permitió a Martin Schwarzschild establecer la conexión entre las gigantes rojas y la vida útil finita de las estrellas. Ahora se entiende que las gigantes rojas son estrellas en las últimas etapas de sus ciclos de vida.
Fred Hoyle observó que, aunque la distribución de los 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 presiones y temperaturas intensas. Hoyle concluyó que el hierro debe haberse formado dentro de las estrellas gigantes. [46] A partir de esto, en 1945 y 1946, Hoyle construyó las etapas finales del ciclo de vida de una estrella. A medida que la estrella muere, colapsa bajo su peso, lo que conduce 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 llegar al hierro. [48] 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 que tres átomos de helio formaran carbono-12 era tan improbable que habría sido imposible durante la edad del Universo. Sin embargo, en 1952, el físico Ed Salpeter demostró que existía un tiempo suficientemente corto entre la formación y la desintegración del isótopo de berilio como para que otro helio tuviera una pequeña posibilidad de formar carbono, pero sólo si sus cantidades combinadas de masa/energía eran iguales a las del carbono-12. Hoyle, empleando el principio antrópico , demostró que debía 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. [49]
La primera enana blanca descubierta se encontraba en el sistema estelar triple de 40 Eridani , que contiene la relativamente brillante estrella de secuencia principal 40 Eridani A , orbitada a distancia por el sistema binario más cercano de la enana blanca 40 Eridani B y la enana roja de secuencia principal 40 Eridani C. El par 40 Eridani B/C fue descubierto por William Herschel el 31 de enero de 1783; [50] , p. 73 fue observado nuevamente por Friedrich Georg Wilhelm Struve en 1825 y por Otto Wilhelm von Struve en 1851. [51] [52] En 1910, Henry Norris Russell , Edward Charles Pickering y Williamina Fleming descubrieron que, a pesar de ser una estrella tenue, 40 Eridani B era de tipo espectral A, o blanca. [53]
Poco después de su descubrimiento, se descubrió que las enanas blancas eran extremadamente densas. 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, [54] obteniendo una estimación de masa de 0,94 M ☉ (una estimación más moderna es 1,00 M ☉ ). [55] Dado que los cuerpos más calientes irradian más que los más fríos, el brillo superficial de una estrella se puede estimar a partir de su temperatura superficial efectiva y, por lo tanto, de su espectro . Si se conoce la distancia de la estrella, también se puede estimar su luminosidad total. Una comparación de las dos cifras da como resultado el radio de la estrella. Este tipo de razonamiento llevó a la conclusión, que desconcertó a los astrónomos de la época, de que Sirio B y 40 Eridani B debían ser muy densas. Por ejemplo, cuando Ernst Öpik estimó la densidad de algunas estrellas binarias visuales en 1916, descubrió que 40 Eridani B tenía una densidad de más de 25.000 veces la del Sol, lo que era tan alto que lo llamó "imposible". [56]
Tales densidades son posibles porque el material de las enanas blancas no está compuesto de átomos unidos por enlaces químicos , sino que consiste en un plasma de núcleos no unidos y electrones . Por lo tanto, no hay ningún obstáculo para colocar los núcleos más cerca unos de otros de lo que los orbitales de los electrones (las regiones ocupadas por los electrones unidos a un átomo) permitirían normalmente. [57] Eddington, sin embargo, se preguntó qué sucedería cuando este plasma se enfriara y la energía que mantenía a los átomos ionizados ya no estuviera presente. [58] 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 , no hay dos electrones que puedan ocupar el mismo estado , y deben obedecer a las estadísticas de Fermi-Dirac , también introducidas en 1926 para determinar la distribución estadística de partículas que satisface el principio de exclusión de Pauli. [59] A temperatura cero, por lo tanto, los electrones no podrían ocupar todos el estado de energía más baja, o fundamental ; Algunos de ellos tuvieron que ocupar estados de mayor energía, formando una banda de estados de energía más bajos disponibles, el mar de Fermi . Este estado de los electrones, llamado degenerado , significaba que una enana blanca podía enfriarse a temperatura cero y aún así poseer alta energía.
Las nebulosas planetarias son generalmente objetos débiles y ninguna 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 catalogada como M27 en su catálogo de objetos nebulosos. Para los primeros observadores con telescopios de baja resolución, M27 y las nebulosas planetarias descubiertas posteriormente se parecían un poco a los gigantes gaseosos, y William Herschel , el descubridor de Urano , finalmente acuñó el término "nebulosa planetaria" para ellas, aunque, como ahora sabemos, son muy diferentes de los planetas.
Las estrellas centrales de las nebulosas planetarias son muy calientes, pero su luminosidad es muy baja, lo que implica que deben ser muy pequeñas. Una estrella puede colapsar hasta alcanzar un tamaño tan pequeño solo cuando ha agotado todo su combustible nuclear, por lo que las nebulosas planetarias pasaron a entenderse como una etapa final de la evolución estelar. Las observaciones espectroscópicas muestran que todas las nebulosas planetarias están en expansión, por lo que surgió la idea de que las nebulosas planetarias eran causadas por las capas externas de una estrella que eran arrojadas al espacio al final de su vida.
A lo largo de los siglos se han propuesto muchas hipótesis científicas sobre el origen de la Luna. Una de las primeras fue el llamado modelo de acreción binaria , que concluía que la Luna se acrecentó a partir del material en órbita alrededor de la Tierra que quedó de su formación. Otra hipótesis, el modelo de fisión , fue desarrollado por George Darwin (hijo de Charles Darwin ), quien observó que, como la Luna se aleja gradualmente de la Tierra a un ritmo de unos 4 cm por año, en un momento del pasado distante, debe haber sido parte de la Tierra, pero fue arrojada hacia afuera por el impulso de la rotación de la Tierra, mucho más rápida en ese momento. 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 terrestre , lo que sugiere que, a diferencia de la Tierra, carece de un núcleo de hierro denso. Una tercera hipótesis, conocida como el modelo de captura , sugería que la Luna era un cuerpo que orbitaba independientemente y que había sido atrapado en órbita por la gravedad de la Tierra. [3]
Las hipótesis existentes fueron refutadas por las misiones lunares Apolo a finales de los años 1960 y principios de los años 1970, que introdujeron una corriente de nueva evidencia científica, específicamente sobre la composición, edad e 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 de agua en relación con las rocas de otras partes del Sistema Solar y evidencia de un océano de magma en su historia temprana, 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 un lugar similar en la nebulosa solar. El modelo de captura no explica la similitud de 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 se formó 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 en el Sistema Solar. [3]
Durante muchos años después de la misión Apolo, el modelo binario de acreción se consideró la mejor hipótesis para explicar el origen de la Luna, aunque se sabía que tenía sus defectos. Luego, en una conferencia en Kona, Hawái, en 1984, se compuso un modelo de compromiso que daba cuenta de todas las discrepancias observadas. Originalmente formulado por dos grupos de investigación independientes en 1976, el modelo de impacto gigante suponía 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 habría ascendido a la 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 impacto oblicuo habría impartido una enorme cantidad de momento angular al sistema Tierra-Luna. [3]
El modelo del impacto gigante ha sido criticado por ser demasiado explicativo, ya que puede ampliarse para explicar cualquier descubrimiento futuro y, como tal, es infalsificable. 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 de la Luna, muchos otros, como el manganeso , no lo están. [3]
Aunque los modelos de coacreción y captura no se aceptan actualmente como explicaciones válidas para la existencia de la Luna, se han empleado para explicar la formación de otros satélites naturales en el Sistema Solar. Se cree que los satélites galileanos de Júpiter se formaron mediante coacreción, [60] mientras que se cree que todos los satélites irregulares del Sistema Solar , como Tritón , fueron capturados. [61]
Departamento de Física, Universidad de Nueva York
La descompresión de toda la Tierra es consecuencia de la formación de la Tierra a partir de un protoplaneta similar a Júpiter, con la consiguiente pérdida de gases y hielos y el consiguiente rebote.
