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Sistema Solar

Origen del Sistema Solar

Origen del Sistema Solar

Descubrimiento “Humano” del Sistema Solar

Durante la mayor parte de la historia, la humanidad no reconoció ni entendió el concepto del Sistema Solar. La mayoría de las personas hasta la Edad Media tardía, el Renacimiento, creía que la Tierra estaba estacionaria en el centro del universo y era categóricamente diferente de los objetos divinos o etéreos que se movían por el cielo.

Aunque el filósofo griego Aristarco de Samos había especulado sobre una reordenación heliocéntrica del cosmos, Nicolás Copérnico fue el primero en desarrollar un sistema heliocéntrico matemáticamente predictivo.

En el siglo XVII, Galileo descubrió que el Sol estaba marcado con manchas solares y que Júpiter tenía cuatro satélites en órbita a su alrededor.

Christiaan Huygens dio continuidad a los descubrimientos de Galileo al descubrir la luna Titán de Saturno y la forma de los anillos de Saturno.

Edmond Halley se dio cuenta en 1705 de que los avistamientos repetidos de un cometa estaban gravitando el mismo objeto, volviendo regularmente una vez cada 75–76 años. Esta fue la primera evidencia de que nada más que los planetas orbitaban el Sol.

Alrededor de este periodo (1704), el término “Sistema Solar” apareció por primera vez en inglés.

En 1838, Friedrich Bessel midió con éxito un paralaje estelar, un cambio aparente en la posición de una estrella creada por el movimiento de la Tierra alrededor del Sol, proporcionando la primera prueba directa y experimental de heliocentrismo.

Las mejoras en la astronomía observacional y el uso de naves no tripuladas desde entonces han permitido la investigación detallada de otros cuerpos que orbitan el Sol.

Formación del Sistema Solar

Breve resumen de la teoría actual de los eventos en la historia temprana del origen del sistema solar:

1.- Una nube de gas y / o polvo interestelar (la “nebulosa solar”) se altera y colapsa bajo su propia gravedad. La perturbación podría ser, por ejemplo, la onda de choque de una supernova cercana.


2.- Cuando la nube se colapsa, se calienta y se comprime en el centro. Se calienta lo suficiente como para que el polvo se vaporice. Se supone que el colapso inicial llevará menos de 100.000 años.


3.- El centro se comprime lo suficiente como para convertirse en una protoestrella y el resto del gas orbita / fluye a su alrededor.

La mayor parte de ese gas fluye hacia adentro y aumenta la masa de la estrella en formación, pero el gas está girando. La fuerza centrífuga impide que parte del gas alcance la estrella en formación. En su lugar, forma un “disco de acreción *” alrededor de la estrella. El disco irradia su energía y se enfría.

* Acreción: Crecimiento por adición de materia, como en los depósitos minerales o los continentes.


4.- Primer punto de frenada

Dependiendo de los detalles, la estrella / protoestrella que orbita el gas puede ser inestable y comenzar a comprimir bajo su propia gravedad. Eso produce una estrella doble. Si no es así…


5.- El gas se enfría lo suficiente como para que el metal y la roca (lo suficientemente lejos de la estrella en formación) se condensen en pequeñas partículas. (Es decir, parte del gas se vuelve polvo).

Los metales se condensan casi tan pronto como se forma el disco de acreción (hace 4.55-4.56 mil millones de años según las mediciones de isótopos de ciertos meteoros), la roca se condensa un poco más tarde (entre 4.4 y 4.55 mil millones de años).


6.- Las partículas de polvo chocan entre sí y se convierten en partículas más grandes. Esto continúa hasta que las partículas alcanzan el tamaño de cantos rodados o pequeños asteroides.


7.- Huir del crecimiento

Una vez que las partículas más grandes se vuelven lo suficientemente grandes como para tener una gravedad no trivial, su crecimiento se acelera.

Su gravedad (incluso si es muy pequeña) les da una ventaja sobre las partículas más pequeñas, atrae más partículas más pequeñas y, muy rápidamente, los objetos grandes han acumulado toda la materia sólida cerca de su propia órbita. Su tamaño depende de su distancia a la estrella y la densidad y composición de la nebulosa protoplanetaria.

En el sistema solar, las teorías dicen que éste es un asteroide de gran tamaño, de tamaño lunar en el sistema solar interior, y de una a quince veces el tamaño de la Tierra en el sistema solar exterior.

Hubiera habido un gran salto de tamaño en algún lugar entre las órbitas actuales de Marte y Júpiter: la energía del Sol habría mantenido el hielo y el vapor a distancias cercanas, por lo que la materia sólida y acumulativa se volvería mucho más común más allá de una distancia crítica del Sol.

Se cree que la acumulación de estos “planetesimales” lleva de unos pocos cientos de miles de años a unos veinte millones de años, y los más externos tardan más en formarse.


8.- Dos cosas y el segundo punto de frenada. ¿Cómo de grandes eran esos protoplanetas y cómo de rápido se formaron?

Aproximadamente en este momento, alrededor de 1 millón de años después de que la nebulosa se enfriara, la estrella generaría un viento solar muy fuerte, que barrería todo el gas que quedaba en la nebulosa protoplanetaria.

Si un protoplaneta fuera lo suficientemente grande, pronto, su gravedad atraería al gas nebular y se convertiría en un gigante gaseoso. Si no, seguiría siendo un cuerpo rocoso o helado.


9.- En este punto, el sistema solar está compuesto únicamente de cuerpos sólidos, protoplanetarios y gigantes gaseosos. Los “planetesimales” chocan lentamente entre sí y se vuelven más grandes.


10.- Finalmente, después de diez o cien millones de años, termina con una decena de planetas, en órbitas estables, y eso es un sistema solar.

Estos planetas y sus superficies pueden verse fuertemente modificados por la última gran colisión que experimentan (Ej. La composición en gran parte metálica de Mercurio o la Luna).


Nota: esta fue la teoría de la formación planetaria tal como era antes del descubrimiento de los planetas extrasolares. Los descubrimientos no coinciden con lo que predijo la teoría.

Eso podría ser un sesgo de observación (sistemas solares extraños pueden ser más fáciles de detectar desde la Tierra) o problemas con la teoría (probablemente con puntos sutiles, no con el esquema básico).