Desarrollo del Sistema Solar

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Origen y Desarrollo del Sistema Solar

En las últimas décadas se han logrado grandes avances en el estudio de nuestro entorno espacial más cercano: el sistema solar. La exploración espacial, junto con las avanzadas observaciones astronómicas en tierra, han ampliado de forma espectacular los conocimientos sobre nuestra estrella, el Sol, y los ocho planetas principales con sus numerosos satélites y anillos, así como sobre innumerables cuerpos menores: asteroides, meteoroides y cometas, y el espacio interplanetario que rodea al Sol, la heliosfera. Sabíamos mucho sobre la naturaleza de estos cuerpos con implicación en las ideas básicas de valor científico fundamental sobre la formación y evolución del sistema solar. El descubrimiento de los discos circunestelares y, sobre todo, de los sistemas planetarios alrededor de otras estrellas, situó este desafiante problema de la astronomía moderna en un nuevo terreno y nos permitió integrar diferentes puntos de vista teóricos junto con los datos de las observaciones y la modelización informática hasta llegar a conceptos más coherentes. Se trata de una de las ramas más intrigantes de la astrofísica que solía denominarse cosmogonía planetaria. Al ser multidisciplinar por su esencia, se sitúa en las fronteras de las ciencias naturales que implican a las matemáticas, la física y la química, con una estrecha relación con la biología al abordar el problema del origen y la proliferación de la vida.

La formación de planetas es un proceso extendido aunque muy complejo, que se cree que es la sucesión de varias etapas afectadas por diferentes mecanismos de interacciones físicas, transformaciones químicas y numerosas perturbaciones en el disco de gas-polvo. Los escenarios y modelos de aproximación al origen de las nebulosas protoplanetarias y su evolución suelen estar respaldados por datos observacionales. Las características mecánicas, astrofísicas y cosmoquímicas del sistema solar sirven como concepto de partida para la formación de planetas alrededor de las estrellas. La arquitectura de los planetas y satélites del sistema solar, así como los patrones existentes en los sistemas de planetas extrasolares, apuntan definitivamente a un proceso unificado de formación de cada sistema, aunque con diferentes limitaciones.

Informaciones

Los datos disponibles sobre las propiedades de la superficie y la composición de la materia de los planetas del sistema solar, al confrontar las muestras de material de sus embriones (cuerpos pequeños) y los “desechos” (meteoritos), permiten conocer las probables fuentes, trayectorias y cronología de este proceso.

En general, se acepta que, al igual que otros sistemas planetarios, nuestro sistema solar se formó a partir de una nube molecular original (nube protosolar) formada principalmente por hidrógeno y helio con una mezcla bastante pequeña de elementos más pesados. El proceso comenzó con el colapso de algún fragmento de una enorme nube molecular. Una parte importante de su masa se concentró en el centro, formando el protosol, mientras que el resto se aplanó en un disco de gas y polvo comprimido, manteniendo todo el sistema la rotación debido a la conservación del momento angular.Entre las Líneas En el proceso de seguimiento de la evolución continua del disco, surgieron los planetas con sus satélites y el enjambre de asteroides y cometas, que finalmente constituyeron la familia del sistema solar.

Informaciones

Los datos de laboratorio sobre los minerales meteóricos formados durante la condensación de los elementos químicos, así como la refundición de las fases condensadas, nos permiten juzgar las condiciones termodinámicas en el disco circunsolar y, a su vez, sirven como las restricciones cosmoquímicas más importantes impuestas a los numerosos modelos analíticos y computacionales que se están desarrollando.

Aspectos históricos destacados

Los primeros intentos de comprender cómo han nacido los planetas y se ha estructurado el sistema solar se llevaron a cabo en la Edad Media.Entre las Líneas En el siglo XVI, el monje italiano, doctor en teología y escritor Giordano Bruno se manifestó en contra del dogma eclesiástico de que la Tierra es el centro del Mundo, defendiendo en cambio una configuración del sistema solar con la Tierra orbitando alrededor del Sol.Si, Pero: Pero la verdad nunca es gratuita, y a menudo es necesario pagar un alto precio por la convicción personal, a veces con la propia vida. Es lo que le ocurrió a Giordano Bruno: por esta proclamación de la verdad, fue condenado por la inquisición a ser quemado en una hoguera. Nicolás Copérnico, que revolucionó el concepto de sistema mundial, tuvo un destino más afortunado, y nos referimos a su concepto como el verdadero avance de la astronomía y la filosofía en general. Immanuel Kant, padre de la filosofía clásica alemana, publicó en 1755 el libro Historia natural general y teoría del cielo, basado en una hipótesis planteada en 1749 por el autor místico sueco Emmanuel Swedenborg, quien sugirió que las estrellas se forman en los movimientos de remolino de la materia de la nebulosa espacial. Kant planteó la hipótesis de que los planetas se forman a partir de una nube de polvo que asoció con el Caos original. El famoso matemático francés Pier Simon Laplace propuso independientemente una idea casi análoga y le dio apoyo matemático. Básicamente, estas ideas se conservaron hasta ahora y subyacen a los principales conceptos del origen del sistema solar.

De hecho, las hipótesis de Kant y Laplace planteadas en el siglo XVIII sobre la formación simultánea del Sol y la nube protoplanetaria, junto con la idea de la inestabilidad rotacional responsable de la separación sucesiva de los anillos concéntricos planos de la periferia de la nube, subyacen a las opiniones actuales. Actualmente se cree que el sistema solar se formó hace 4.567 millones de años por el colapso gravitatorio de un fragmento denso (núcleo) de una nube molecular interestelar con una densidad > 10-20 gcm-3, una temperatura T~5-30K, una masa mayor que la solar en un 10-30% y una fracción de masa de polvo de ~1% .

También se cree que después de que el núcleo central comprimido de la nube colapse dando lugar a la estrella central, el material de las regiones exteriores de la nube sigue acumulándose en el disco, causando una fuerte turbulencia del medio de gas-polvo debido a la diferencia entre el momento angular específico de la materia que cae y el material particulado del disco que participa en la rotación azimutal (kepleriana). Las observaciones respaldaron el concepto de partida de que cierta parte del material de la nube madre (nebulosa), con un momento angular apreciable, permanece en órbita alrededor del cúmulo central y se incorpora al disco protoplanetario en el proceso de colapso estelar. Al mismo tiempo, la materia del disco sigue acumulándose en la protoestrella durante 1-5 Ma (Myr) y durante este tiempo el flujo de masa disminuye en dos o tres órdenes de magnitud, mientras que el proceso general de formación de los primeros cuerpos sólidos y, finalmente, su crecimiento hasta convertirse en planetas, tarda otros 10-100 Ma.

Se trata de la secuencia de transformaciones del disco original de gas-polvo en cúmulos debido a la inestabilidad creciente y a la formación de planetesimales en colisiones mutuas. Estas ideas básicas fueron desarrolladas posteriormente por varios autores, formando la publicación clave.

Restricciones importantes

Al tratar el problema del origen del sistema solar, abordamos en primer lugar algunas de sus características mecánicas y cosmoquímicas obvias que sirven como prerrequisitos y ponen importantes restricciones a los escenarios desarrollados:

Todos los planetas orbitan alrededor del Sol en la misma dirección prógrada (en sentido contrario a las agujas del reloj cuando se mira desde el Polo Norte del Mundo), en coincidencia con la rotación intrínseca del Sol alrededor de su eje. Las órbitas son casi circulares y tienen una inclinación muy pequeña respecto a la eclíptica, el plano imaginario que contiene la órbita circunsolar de la Tierra. Del mismo modo, todos los planetas (excepto Venus y Urano) giran en sentido prógrado y lo mismo ocurre con la mayoría de sus satélites, lo que argumenta que los sistemas planetarios se formaron en un proceso unificado a partir de la misma materia del disco original. Los satélites están bloqueados en resonancia con la rotación intrínseca del planeta y, por tanto, se enfrentan al planeta por el mismo lado, de forma similar a nuestra Luna. Los satélites más externos que orbitan alrededor de los planetas gigantes se comportan de forma más aleatoria, mostrando órbitas y rotaciones tanto retrógradas como prógradas, y se consideran pequeños cuerpos capturados posteriormente por el campo gravitatorio del planeta.

En el sistema solar existe una distribución peculiar de la masa y el momento angular: Mientras que el Sol comprende el 99,8% de toda la masa del sistema solar, los planetas comprenden casi el 98% de su momento angular. Básicamente, esto es el resultado del proceso de evolución del disco y de la formación de los planetas, aunque todavía no está claro cómo se ha producido la redistribución del momento angular en la historia temprana del sistema solar.

Existe una abundancia cósmica similar de elementos químicos no volátiles en el Sol y en la mayoría de los meteoritos primitivos (condritas carbonáceas), que se consideran como sustancia original prístina heredada parcialmente de la nebulosa protosolar y perdida en su mayor parte. Hay algunas pruebas de que los planetas interiores se formaron con una materia parecida a la de las condritas meteoríticas y experimentaron dramáticas transformaciones en el curso de la evolución, mientras que los planetas gigantes gaseosos y picantes conservaron su composición química esencialmente sin modificar desde el origen, mientras que las composiciones de fase han cambiado definitivamente a medida que los planetas crecían.

Existe una correlación obvia de la composición de la masa planetaria con su distancia al Sol (con una pequeña excepción para Urano y Neptuno), en apoyo de la teoría de la condensación que favorece la aparición de diferentes sustancias a partir del disco de gas caliente en función de la distribución radial de la temperatura y, por tanto, de la distancia al Sol.Entre las Líneas En efecto, la teoría de la condensación, que postula la aparición sucesiva de condensados de alta y baja temperatura a partir de la materia del disco protoplanetario en función de la distancia radial al Sol, puede reconocerse invocando algunas restricciones geoquímicas y dinámicas. Se cree que este fraccionamiento es responsable de los planetas interiores rocosos cercanos al Sol y de los planetas exteriores gaseosos-helados más alejados, es decir, de la composición rocosa de los planetas terrestres que contienen muchos elementos/compuestos refractarios y de la composición mayoritariamente gaseosa y helada de los planetas gigantes.

La composición de los asteroides en el cinturón principal de asteroides entre las órbitas de Marte y Júpiter es intermedia entre los planetas interiores ricos en silicatos/metales y los planetas exteriores ricos en volátiles, lo que también aporta apoyo a la teoría de la condensación y el intercambio dinámico. A su vez, los cometas están compuestos principalmente por hielo de agua y otros volátiles congelados, y estos cuerpos conservan la materia más prístina a partir de la cual se formó el sistema solar. Los procesos de migración y colisión a lo largo de la historia del sistema solar y el transporte de materia parecen desempeñar el papel crucial en la evolución posterior de los planetas. Las superficies de los planetas terrestres han quedado marcadas por los impactos asteroidales y cometarios y se han pintado con un barniz de volátiles y compuestos orgánicos formados por elementos potencialmente generadores de vida que, en determinadas condiciones, se transformaron en una infestación biológica, al menos en la Tierra.

El descubrimiento de los discos protoplanetarios de gas-polvo circunestelares y de los planetas extrasolares se convirtió en el gran hito del avance de la cosmogonía planetaria. La estructura y la composición de los discos y las diferentes configuraciones de los sistemas exoplanetarios pusieron importantes restricciones al origen de la nebulosa protosolar y a varios escenarios de la evolución del sistema planetario y, basándose en esta embestida, alimentaron el refinamiento de las teorías y la modelización informática del origen del sistema solar sobre el enfoque comparativo.

Escenario básico

La piedra angular del escenario general es un origen de nebulosa protosolar compacta y en rotación que se fragmenta a partir de una nube molecular primordial, uno de los residentes típicos del espacio exterior.

La nebulosa se fue aplanando por rotación intrínseca, lo que dio lugar a la formación de un disco de gas-polvo de cientos de unidades astronómicas de diámetro alrededor del núcleo central colapsado, donde la presión y la temperatura aumentaron progresivamente hasta que se produjeron reacciones termonucleares. La composición original del disco de gas-polvo frío circunsolar, que salió de la nebulosa protosolar, consistía principalmente en el hidrógeno y el helio cósmicamente más abundantes en una proporción de 70,5% a 27,5% en masa (~10:1 en número de partículas), mientras que el 1,5% restante estaba formado por los elementos y compuestos más pesados en estado gaseoso o sólido (polvo). Una parte de ellos son los elementos formadores de rocas, como el silicio y los metales, que se cocinaron en el interior de las estrellas a partir de los átomos de hidrógeno primordiales. Estos productos fueron pulverizados hacia el medio interestelar en la fase final de la evolución de las estrellas masivas, entrando algunos en nebulosas protoplanetarias frías a partir de las cuales pueden formarse nuevas estrellas y presumiblemente planetas, como fue aparentemente el caso del origen del sistema solar con sus planetas rocosos y planetas gaseosos con núcleos rocosos.

Al abordar el origen del sistema solar se reconoce la idea de que la nebulosa protosolar fue producida por una explosión de supernova en las proximidades de una nube de gas compacta formada inicialmente por la fragmentación de un cúmulo de gas más masivo. El apoyo a esta hipótesis proviene del enriquecimiento observado en el meteorito Allende en 26Mg. Este isótopo estable es el producto de la desintegración radiactiva del radionúclido de vida corta 26Аl que tiene una vida media de sólo 0,74 Ma. Provisionalmente, este y otros isótopos de vida corta producidos en la nucleosíntesis de la supernova se implantaron en la nebulosa protosolar en el proceso de inyección de productos de supernova muy rápidos. Al mismo tiempo, hay indicios de que el sistema solar se formó como parte de un cúmulo estelar que se ve apoyado por las abundancias observadas de radionúclidos de vida corta implantados en la nebulosa protosolar desde un grupo bastante grande de estrellas, con la advertencia de que los cúmulos estelares son entornos potencialmente peligrosos para los sistemas planetarios.

Ambas ideas favorecen los puntos de vista generales sobre el importante papel de los radionúclidos de vida corta en la evolución temprana del sistema solar. El concepto de una explosión de supernova que desencadenó la fragmentación de la nube molecular también se ve favorecido por los resultados de la modelización, que sugieren que fue necesario un exceso de presión para provocar el colapso gravitatorio de una nube difusa que causó la rápida (~103 años) contracción del núcleo, similar a la nube madre del sistema solar y la separación del disco.Entre las Líneas En principio, este exceso de presión, junto con la turbulización aceleradora del proceso del medio interestelar, podría ser proporcionado por las ondas de choque generadas por la explosión de una supernova. Antes del inicio o durante el colapso, el núcleo giratorio de la nube molecular puede romperse en fragmentos, lo que daría lugar a una estrella única, binaria o múltiple. Un factor importante que contribuye a la estabilidad y contrarresta la fragmentación del núcleo protoestelar (o del objeto protoestelar en colapso) es el campo magnético.

Nuestras ideas actuales sobre la evolución de la nebulosa protosolar que implica la formación de un disco de gas-polvo original se basan en la comparación con las estrellas de tipo solar en evolución. Basándonos en los resultados de las observaciones astronómicas y en conceptos astrofísicos clave, argumentamos que los planetas se forman en un proceso común de origen estelar y que pueden verse como un subproducto más o menos rutinario de la formación estelar, sin que el sistema solar sea una excepción. Básicamente, las estrellas rodeadas por un disco resultaron ser un fenómeno bastante común encontrado en las regiones de formación estelar. Las observaciones astronómicas mostraron que alrededor del 20-30% de las estrellas recién nacidas tienen objetos en forma de disco a su alrededor, pero no todos parecen evolucionar hacia la formación de planetas.

Evolución de los planetas interiores

La pregunta clave intrínsecamente relacionada con el origen de los planetas terrestres es ¿por qué los tres planetas vecinos -Tierra, Venus y Marte-, que heredan la composición del disco en una vecindad cercana y que, básicamente, exhiben una química similar en la formación, tomaron caminos evolutivos diferentes? A saber, ¿qué causó, a diferencia del clima agradable de la Tierra, el régimen térmico hostil de Venus, y por qué el supuesto clima clemente original de Marte ha cambiado drásticamente?

Para responder a esta pregunta, hay que abordar muchos problemas complicados estrechamente relacionados con la cosmogonía planetaria. Algunos de ellos relevantes para este importante tema fueron considerados en capítulos anteriores del trabajo y se discuten con más detalle en algunas revisiones y monografías. Aquí, nos centramos sólo en aspectos limitados de los problemas involucrados que conciernen a un enfoque bastante simple en el tratamiento de la formación del régimen térmico en los planetas interiores y el destino del agua como el factor climático clave que impacta en su evolución.

Señalemos en primer lugar que la Tierra está situada en una zona comparativamente estrecha del espacio circunsolar donde es posible el desarrollo de condiciones climáticas favorables (para la existencia de la vida). Se trata de la llamada zona habitable del sistema solar, cuyo límite interior se encuentra entre 10 y 15 millones de kilómetros más cerca del Sol que la órbita de la Tierra, mientras que su límite exterior se extiende hasta aproximadamente la órbita de Marte. La órbita de Venus resulta estar fuera de esta zona, a una distancia que casi triplica el valor crítico. Evidentemente, si la Tierra se trasladara al lugar de Venus (en realidad, incluso menos), probablemente evolucionaría según el escenario de los venusinos.

Otras Consideraciones

La edad del sistema solar se estableció firmemente a partir de la datación por isótopos radiogénicos de los meteoritos condríticos, con las inclusiones refractarias CAI que datan el punto de partida del sistema solar como hace 4567,30 ± 0,16 Ma. La cronología de estos meteoritos está íntimamente relacionada con la formación y el calentamiento de su cuerpo madre, lo que en particular arroja luz sobre las primeras etapas de la evolución del disco protoplanetario durante los primeros ~3-5 millones de años.

Se han logrado importantes avances en el estudio teórico y la modelización informática del origen y la evolución temprana de los discos de acreción protoplanetarios, incluyendo su régimen térmico, su dinámica, los procesos de evaporación/condensación, la coagulación/agrupación del polvo y las colisiones de los objetos primarios, teniendo en cuenta las estrictas limitaciones observacionales. Los mecanismos clave de la reconstrucción se refieren a la compresión de la nebulosa protoplanetaria tras el colapso de su núcleo interno que da lugar a la ignición de la fusión en el protosol y a la evolución del disco de gas-polvo formado a su alrededor. La evolución del disco incluye la acreción continua de materia protoestelar en el disco, la evaporación-condensación de especies en el medio heterogéneo original en función de la temperatura radial y la formación de sólidos primarios como semillas de cuerpos en crecimiento. Según el escenario actualmente adoptado, las inestabilidades de flujo y gravitacionales desarrolladas en el plano medio del disco (donde se formó el subdisco denso enriquecido en polvo) dieron lugar a la fragmentación de su componente polvoriento en cúmulos de polvo esponjoso de estructura fractal. Las partículas de polvo dentro de los cúmulos crecieron progresivamente debido a la aglomeración de partículas en las colisiones mutuas dando lugar a la formación de los primeros cuerpos densos.

Basado en la experiencia de varios autores, mis opiniones, perspectivas y recomendaciones se expresarán a continuación (o en otros lugares de esta plataforma, respecto a las características en 2026 o antes, y el futuro de esta cuestión):

No está del todo claro cómo crecieron hasta alcanzar el tamaño de guijarros o cuerpos más grandes (concretamente en torno a la “barrera del metro”); sin embargo, debió de ocurrir antes de que comenzaran a formarse protoplanetas de tamaño similar al de los asteroides con el dominio de las interacciones gravitatorias. Se cree que las continuas y numerosas colisiones son responsables tanto del crecimiento como de la destrucción del enjambre de tales cuerpos, lo que da lugar a un conjunto de planetesimales del que surge un número limitado de grandes oligarcas y embriones planetarios más pequeños. Este escenario del origen del sistema solar está generalmente apoyado por los resultados de la modelización informática y no contradice las observaciones astronómicas de los discos protoplanetarios alrededor de otras estrellas y la arquitectura de los sistemas exoplanetarios.

El problema de la evolución de los tres planetas vecinos -Tierra, Venus y Marte- es de vital importancia, es decir, por qué estos planetas terrestres situados tan cerca y que presumiblemente acretaron una composición de disco similar siguieron caminos diferentes en su evolución. Uno de los conceptos básicos es que la temperatura en la región de formación de los planetas terrestres siempre se ha mantenido muy por encima de la condensación de H2O y, por tanto, estos planetas se formaron en condiciones de escasez de agua.

De hecho, los resultados de la modelización defienden la idea de que en el plano medio del disco la temperatura no descendió por debajo de 300-500 K durante todo el periodo de evolución temprana. Esto significa que la Tierra y Venus primitivos eran muy secos. Desgraciadamente, no hay datos firmes sobre la química y la mineralogía de los materiales precursores de los planetas terrestres que apoyen este concepto. Es probable que el agua y otros volátiles llegaran a la Tierra, Venus y Marte en una etapa posterior a través de la migración de pequeños cuerpos de diversos tamaños desde el sistema solar exterior, en primer lugar, asteroides de tipo C. Esta afirmación no excluye la posibilidad de que alguna cantidad de agua se almacenara en el manto de los planetas en el momento de su acumulación y se exilara parcialmente en la superficie. Actualmente es difícil distinguir entre las fuentes exógenas y endógenas del origen del agua en los planetas terrestres.

Aviso

No obstante, la contribución del crecimiento de los planetas gigantes al agua de la Tierra parece inevitable.

En cuanto a las condiciones climáticas de estos planetas, un escenario plausible para el desarrollo del clima hostil de Venus está presumiblemente relacionado con su distancia radial, que está más allá de la zona habitable, mientras que el cambio drástico del antiguo clima favorable en Marte hace ~3,5 Ma fue probablemente causado por el limitado inventario de radionúclidos de larga vida en su interior debido a una masa bastante pequeña del planeta. Como resultado, sólo la Tierra conservó su clima agradable.

Los avances logrados durante las últimas décadas en nuestra comprensión de la formación del sistema solar son impresionantes.

Puntualización

Sin embargo, aún son insuficientes para aclarar muchos problemas intrínsecamente relacionados con la cosmogonía planetaria.

Otros Elementos

Además, se han planteado nuevas cuestiones muy importantes que deben ser perseguidas antes de que aparezca una teoría sólida sobre el origen y la evolución temprana del sistema solar. Los siguientes problemas son los de mayor interés (por mencionar algunos):

¿Cómo se produjeron los procesos de evolución del disco de gas y polvo que implican su fragmentación en cúmulos de polvo y la aparición de los primeros cuerpos compactos durante la continua acreción de gas y polvo en el disco y del disco en el protosol?

¿Cuál fue el papel concurrente de las inestabilidades de flujo y gravedad en el plano medio del disco de gas y polvo (subdisco denso)? ¿Cuál era la estructura y la densidad de los cúmulos primarios de polvo esponjoso y el carácter de su evolución?

¿Hasta qué punto fueron eficientes las colisiones de partículas submicrónicas prístinas dentro de los cúmulos de polvo esponjoso originales, presumiblemente de naturaleza fractal, en lugar de las propias partículas, para formar los primeros objetos compactos mediante un crecimiento poroso?

¿Cuál fue el escenario de la acreción de partículas sobre las semillas primordiales de los planetesimales después de que éstos superaran la barrera del “tamaño del metro”, pero antes de que comenzara un crecimiento dominado por la gravedad de cuerpos de tamaño entre cien metros y kilómetros?

¿Cuál fue el papel de la turbulencia en las diferentes etapas de la evolución del disco de gas-polvo protoplanetario? ¿Cuál fue el papel de los remolinos turbulentos en la concentración de partículas y su integración en los cúmulos de polvo?

¿Cuál fue la concurrencia de la turbulencia y el frenado magnético en la transferencia de momento angular?

¿Cuál fue la química del disco protoplanetario y la evolución química de la materia del disco y cómo se pueden reconstruir los principales procesos responsables de la petrología de los diferentes meteoritos? ¿Cómo incorporar los procesos de cinética química en las ecuaciones de conservación de masa y energía de la mecánica heterogénea y la magnetohidrodinámica?

¿Cuál era la estructura original del sistema solar, cómo evolucionó hasta la configuración actual y qué determina la arquitectura final del sistema planetario?

¿Qué papel desempeñó la migración de los cuerpos primordiales/planetesimales, la formación de planetas y las resonancias impuestas, en las diferentes etapas de la formación y evolución del sistema solar?

La lista podría continuar.

Datos verificados por: Andrews

Recursos

Véase También

Ciencia Planetaria, Espacio Exterior,

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