Formación y evolución del sistema solar
Este modelo ampliamente aceptado, conocido como la hipótesis nebular, fue desarrollado por primera vez en el siglo XVIII por Emanuel Swedenborg, Immanuel Kant y Pierre-Simon Laplace.
Su desarrollo posterior ha entretejido una variedad de disciplinas científicas como la astronomía, la física, la geología y las ciencias planetarias.
Estas colisiones entre cuerpos aún se producen y han sido fundamentales para la evolución del sistema solar.
[1] En 1755 Immanuel Kant, quien estaba familiarizado con el trabajo de Swedenborg, desarrolló la teoría más ampliamente.
Tan pronto como la nebulosa colapsó, la conservación del momento angular significó que girara más rápido.
[8] Estos discos se extienden por varias UA y son bastante fríos, alcanzando apenas 1000 K en su punto más caliente.
[13] El sistema solar interior era demasiado cálido para que se condensaran moléculas volátiles como las del agua y metano, así que los planetesimales que se formaron ahí fueron relativamente pequeños (abarcando solo 0,6 % de la masa del disco)[3] y compuesto principalmente por componentes con altos puntos de fundición, como los silicatos y metales.
La hipótesis de la nebulosa solar predice que todos los planetas se formarán exactamente en el plano eclíptico.
Estas resonancias dispersaron a los planetesimales lejos del cinturón de asteroides o los mantuvieron en bandas orbitales estrechas y evitaron que se consolidaran.
Lo que resta es lo último de los planetesimales formados inicialmente durante la formación del sistema solar.
Siguiendo a la captura de gas, se cree actualmente que el sistema solar exterior ha sido formado por migraciones planetarias.
Un descubrimiento importante en el entendimiento de cómo esto condujo a la estructura actual del sistema solar ocurrió en 2004.
Estos planetesimales se dispersaron del planeta siguiente encontraron de una manera similar, y del siguiente, moviendo las órbitas de los planetas hacia fuera mientras que los planetesimales se movieron hacia adentro.
la excesiva cantidad de cráteres en la Luna y otros cuerpos grandes, fechados hasta esta era del sistema solar, también es naturalmente explicado por este proceso.
En el modelo de nebulosa solar, la única forma en que los planetas pueden obtener lunas es capturándolas.
Originalmente, en su límite interno podría haber estado solo al otro lado del extremo de Urano y Neptuno cuando éstos se formaron.
Muchos de estos objetos fueron dispersados hacia adentro, hasta que interactuaron con Júpiter y puestos en su mayoría en órbitas altamente elípticas, o siendo expulsados fuera del sistema solar.
[23] La evolución del sistema solar exterior parece haber sido influenciada por supernovas cercanas y posiblemente también por el paso por nubes interestelares.
Las superficies de los cuerpos en el sistema solar exterior podían experimentar aclimatamiento espacial por el viento solar, micrometeoritos, así como los componentes neutrales del medio interestelar, e influencias más momentáneas como supernovas y erupciones magnetarias (también llamadas terremotos estelares).
Esto está indicado por el gran tamaño de las lunas y su proximidad al planeta.
En el caso de los planetas interiores y otros cuerpos sólidos del sistema solar, las colisiones parecen ser el mayor creador de lunas, con un porcentaje del material expulsado por la colisión, terminando en órbita y uniéndose en una o más lunas.
Esto es llamado rotación sincrónica y está presente en muchas otras lunas del sistema solar, como en el satélite Ío de Júpiter.
Excepto por un acontecimiento imprevisible e inesperado, tal como la llegada de un agujero negro o una estrella a su espacio, los astrónomos estiman que el sistema solar, como lo conocemos hoy, durará otros pocos cientos de millones de años, tiempo en el que se espera sea sometido a su primera transformación mayor.
Se estima que dentro de mil millones de años, provocará un efecto invernadero descontrolado en la Tierra, que hará que los océanos empiecen a evaporarse[29] Toda la vida sobre la superficie se extinguirá, aunque la vida podría sobrevivir en los océanos más profundos; se ha sugerido que finalmente nuestro planeta podría recordar a cómo es Titán, la mayor luna de Saturno, hoy: una región ecuatorial cubierta por campos de dunas, con fuertes tormentas ocasionales descargando allí y creando depósitos fluviales, y la poca agua líquida existente concentrada en los polos —el resto perdida a la atmósfera y destruida allí por la radiación solar—.
Este es un evento relativamente pacífico; nada semejante a una supernova, la cual nuestro Sol es demasiado pequeño como para sufrir.
Los habitantes de la Tierra, si seguimos vivos para atestiguar este acontecimiento y, si el planeta sigue existiendo por entonces, podremos observar un incremento masivo en la velocidad del viento solar, pero no lo suficiente como para destruir a la Tierra completamente.
[36][37] Tan pronto como el Sol muera, su empuje gravitacional en los planetas, cometas y asteroides que lo orbitan, se debilitará.
[40][41][42][43] Más o menos dentro de tres mil millones de años, con el Sol aún en su secuencia principal, Andrómeda se acercará a nuestra galaxia para, tras varios pasos cercanos, terminar colisionando y fundiéndose con ella.
Aun así, se creía ampliamente aplicable a otros sistemas planetarios, por lo que los científicos estaban ansiosos de probar el modelo nebular encontrando discos protoplanetarios o incluso planetas alrededor de otras estrellas: planetas extrasolares.
No existe un consenso sobre cómo explicar los "Júpiter calientes" observados, pero la idea mayoritaria es la de migración planetaria.
