Formación y evolución del sistema solar para niños
Se cree que la formación y evolución del sistema solar comenzó hace unos 4600 millones de años. Todo empezó con el colapso de una pequeña parte de una gran nube de gas y polvo en el espacio. La mayor parte de este material se juntó en el centro, formando el Sol. El resto se aplanó en un disco giratorio, llamado disco protoplanetario, del cual nacieron los planetas, lunas, asteroides y otros cuerpos más pequeños.
Este modelo, conocido como la hipótesis nebular, fue propuesto por primera vez en el siglo XVIII por científicos como Emanuel Swedenborg, Immanuel Kant y Pierre-Simon Laplace. Con el tiempo, se ha ido mejorando gracias a descubrimientos en astronomía, física, geología y ciencias planetarias. Desde que se empezaron a estudiar los planetas extrasolares (planetas fuera de nuestro sistema solar) en los años 90, el modelo se ha ajustado para incluir nuevas observaciones.
El sistema solar ha cambiado mucho desde su origen. Muchas lunas se formaron a partir de discos de gas y polvo alrededor de sus planetas. Otras lunas pudieron haberse formado de forma independiente y luego fueron capturadas por la gravedad de un planeta. Algunas, como nuestra Luna, podrían ser el resultado de grandes choques. Estas colisiones entre cuerpos celestes siguen ocurriendo y han sido muy importantes en la evolución del sistema solar. Además, las posiciones de los planetas han cambiado con el tiempo, un proceso llamado migración planetaria, que fue clave en los primeros años del sistema solar.
Contenido
¿Cómo se formó nuestro Sistema Solar?
El nacimiento de una estrella y planetas
La idea principal sobre cómo se formó el sistema solar es la hipótesis nebular. Esta teoría dice que hace 4600 millones de años, nuestro sistema solar se formó por el colapso de una enorme nube de gas y polvo. Esta nube era muy grande y de ella pudieron nacer varias estrellas. Aunque se pensaba que este proceso era tranquilo, estudios de meteoritos antiguos muestran que el Sol se formó cerca de explosiones de estrellas muy grandes, llamadas supernovas. La onda de choque de estas supernovas pudo haber ayudado a que la nube se contrajera y formara el Sol.
Se cree que nuestro Sol nació como parte de un grupo de estrellas. Aunque estas estrellas se han dispersado, es posible que algunas de ellas todavía estén cerca de nosotros.
Una parte de esta nube que se contrajo, conocida como nebulosa protosolar, se convirtió en nuestro Sol. Tenía un diámetro de entre 7000 y 20 000 UA (una UA es la distancia de la Tierra al Sol) y una masa un poco mayor que la del Sol actual. Se piensa que estaba compuesta principalmente por hidrógeno y helio (98%), y un 2% de elementos más pesados que se formaron en estrellas anteriores.
| Isótopo | Núcleos por millón |
|---|---|
| Hidrógeno-1 | 705 700 |
| Hidrógeno-2 | 23 |
| Helio-4 | 275 200 |
| Helio-3 | 35 |
| Oxígeno-16 | 5920 |
| Carbono-12 | 3032 |
| Carbono-13 | 37 |
| Neón-20 | 1548 |
| Neón-22 | 208 |
| Hierro-56 | 1169 |
| Hierro-54 | 72 |
| Hierro-57 | 28 |
| Nitrógeno-14 | 1105 |
| Silicio-28 | 653 |
| Silicio-29 | 34 |
| Silicio-30 | 23 |
| Magnesio-24 | 513 |
| Magnesio-26 | 79 |
| Magnesio-25 | 69 |
| Azufre-32 | 396 |
| Argón-36 | 77 |
| Calcio-40 | 60 |
| Aluminio-27 | 58 |
| Níquel-58 | 49 |
| Sodio-23 | 33 |
A medida que la nebulosa se contraía, empezó a girar más rápido. Los átomos chocaban más a menudo, liberando calor. El centro, donde se acumuló la mayor parte de la masa, se volvió muy caliente. La nebulosa se aplanó, formando un disco protoplanetario de unos 200 UA de diámetro, con una protoestrella caliente y densa en el centro.
Estudios de estrellas jóvenes similares al Sol muestran que a menudo están rodeadas por discos de material. Después de 100 millones de años, la temperatura y presión en el centro del Sol fueron tan grandes que el hidrógeno comenzó a fusionarse, creando energía. En ese momento, el Sol se convirtió en una estrella completa.
Se cree que de este disco de gas y polvo se formaron los planetas. El proceso se llama acreción. Los planetas comenzaron como pequeños granos de polvo que chocaron y se unieron, formando cuerpos más grandes llamados planetesimales (de unos 5 km). Estos planetesimales siguieron chocando y creciendo durante millones de años.
¿Por qué los planetas son diferentes?
El sistema solar interior (donde están Mercurio, Venus, la Tierra y Marte) era demasiado caliente para que se formaran hielos de agua o metano. Por eso, los planetesimales allí eran pequeños y estaban hechos de materiales que soportan altas temperaturas, como rocas y metales. Estos cuerpos rocosos se convirtieron en los planetas terrestres. Más lejos, la gravedad de Júpiter impidió que los objetos se unieran, dejando el cinturón de asteroides.
Más allá, donde hacía más frío y el hielo podía permanecer sólido, Júpiter y Saturno pudieron acumular mucho más material. Se convirtieron en gigantes gaseosos. Urano y Neptuno capturaron menos material y se les llama gigantes de hielo, porque se cree que sus núcleos están hechos principalmente de hielo.
El viento solar del joven Sol, que era muy fuerte, barrió el gas y el polvo del disco protoplanetario hacia el espacio. Esto detuvo el crecimiento de los planetas.
Desafíos del modelo de formación
Un problema del modelo nebular es que el Sol gira mucho más lento de lo esperado. Los planetas, aunque tienen menos del 1% de la masa total del sistema, tienen más del 90% de su movimiento de giro. Una explicación es que la fricción del polvo en el disco original ralentizó el centro.
Otro desafío es que planetas como Urano y Neptuno están en lugares donde su formación es difícil de explicar por la baja densidad de la nebulosa solar. Además, se han encontrado "Júpiter calientes" (grandes planetas gaseosos muy cerca de sus estrellas) en otros sistemas. La solución a estos problemas es la migración planetaria, donde los planetas cambian su distancia al Sol con el tiempo.
Las características detalladas de los planetas también son un desafío. El modelo nebular predice que todos los planetas se formarían en el mismo plano, pero sus órbitas tienen pequeñas inclinaciones. Además, Urano tiene una inclinación de 98 grados. La Luna de la Tierra, que es grande en comparación con nuestro planeta, y otras lunas con órbitas irregulares, también son un misterio. Se cree que estos detalles se explican por eventos que ocurrieron después de la formación inicial.
¿Qué edad tiene el Sistema Solar?
Usando un método llamado fechado radiométrico, los científicos calculan que el sistema solar tiene 4600 millones de años. Las rocas más antiguas de la Tierra tienen unos 4400 millones de años, pero son raras porque la superficie de la Tierra cambia constantemente. Para saber la edad del sistema solar, los científicos usan meteoritos, que se formaron al principio. Los meteoritos más antiguos tienen 4600 millones de años, lo que indica la edad mínima de nuestro sistema.
La evolución del Sistema Solar a través del tiempo
Colisiones y cambios en las órbitas
Antes se pensaba que los planetas se formaron en las órbitas que vemos hoy. Sin embargo, ahora se cree que el sistema solar era muy diferente al principio. Por ejemplo, el sistema solar interior pudo haber tenido cinco objetos tan grandes como Mercurio (en lugar de los cuatro actuales), y el sistema solar exterior era más compacto.
Se cree que los impactos son una parte normal de la evolución del sistema solar. Además del impacto que formó la Luna, se piensa que el sistema Plutón-Caronte se formó por una colisión. Las lunas de algunos asteroides también podrían ser resultado de choques. Las colisiones siguen ocurriendo, como la del cometa Shoemaker-Levy 9 con Júpiter en 1994.
El cinturón de asteroides: un lugar especial
Según la hipótesis nebular, el cinturón de asteroides tenía suficiente material para formar un planeta. Sin embargo, Júpiter se formó antes de que esto sucediera. Debido a la gran masa de Júpiter, su gravedad impidió que los planetesimales del cinturón se unieran para formar un planeta. Lo que queda son los restos de esos planetesimales iniciales.
La influencia de Júpiter dispersó la mayor parte del material original del cinturón de asteroides, dejando menos de una décima parte de la masa de la Tierra. Esta pérdida de masa es la razón principal por la que no se formó un planeta allí.
Los gigantes del Sistema Solar exterior
Los protoplanetas más grandes pudieron acumular gas del disco protoplanetario. Júpiter es el gigante gaseoso más grande porque acumuló gases como hidrógeno y helio por más tiempo. Saturno es el siguiente. Urano y Neptuno tardaron más en crecer y por eso capturaron menos hidrógeno y helio.
Después de capturar gas, se cree que los planetas exteriores cambiaron sus órbitas. A medida que la gravedad de los planetas perturbaba las órbitas de los objetos del cinturón de Kuiper, muchos fueron enviados hacia adentro por Saturno, Urano y Neptuno. Júpiter, por su parte, expulsó muchos de estos objetos fuera del sistema solar. Como resultado, Júpiter se movió hacia adentro, mientras que Saturno, Urano y Neptuno se movieron hacia afuera.
Un descubrimiento importante en 2004 mostró que si Júpiter y Saturno alcanzaban una resonancia (donde el período orbital de Júpiter era exactamente la mitad del de Saturno), esto podría haber empujado a Urano y Neptuno a órbitas más elípticas, incluso haciendo que cambiaran de lugar. El objeto que terminó más lejos (Neptuno) pudo haber sido empujado hacia el cinturón de Kuiper.
El gran bombardeo de rocas espaciales
Mucho después de que el viento solar limpiara el disco de gas, quedaron muchos planetesimales que no fueron absorbidos por ningún planeta. Se cree que estos objetos estaban más allá de los planetas exteriores. Los planetas gigantes interactuaron con este "mar de planetesimales", enviando estas pequeñas rocas hacia el interior del sistema solar, mientras que ellos mismos se movían hacia afuera.
Finalmente, este movimiento planetario llevó a una resonancia entre Júpiter y Saturno, lo que (se cree) movió rápidamente a Neptuno y Urano hacia afuera. Esto hizo que una gran cantidad de planetesimales fueran arrastrados hacia el interior, chocando con todos los planetas y lunas. Este período se conoce como el bombardeo intenso tardío.
De esta manera, los planetas jóvenes (especialmente Júpiter y Neptuno) "limpiaron" el disco de restos, enviándolos a los extremos de la Nube de Oort o haciendo que chocaran con otros planetas. Este bombardeo duró cientos de millones de años y se puede ver en los cráteres de muchos cuerpos celestes. Se cree que los impactos de planetesimales en la Tierra trajeron agua y otros compuestos.
Además, el bombardeo y las colisiones entre planetesimales y protoplanetas pueden explicar la existencia de lunas, sus órbitas y las inclinaciones inusuales de los ejes de los planetas. El impacto gigante de un protoplaneta del tamaño de Marte se cree que es el responsable de la formación de nuestra Luna, que es inusualmente grande.
Lunas: compañeras de los planetas
Las lunas se han formado alrededor de la mayoría de los planetas y otros cuerpos del sistema solar de tres maneras:
- Coformación: Se forman al mismo tiempo que el planeta, a partir del mismo disco de material (común en los gigantes gaseosos).
- Formación por escombros: Se forman a partir de los restos de una colisión muy fuerte.
- Captura: Un objeto que pasa cerca es atrapado por la gravedad de un planeta.
Los gigantes gaseosos suelen tener lunas interiores grandes que se formaron del disco protoplanetario. Las lunas exteriores de los gigantes gaseosos suelen ser pequeñas y tienen órbitas irregulares, lo que sugiere que fueron capturadas.
En el caso de los planetas interiores y otros cuerpos rocosos, las colisiones parecen ser la principal forma de crear lunas. Se cree que la Luna de la Tierra se formó así.
Después de formarse, los sistemas de lunas siguen cambiando. El efecto más común es la modificación de la órbita debido a las mareas. Si un planeta gira más rápido que la órbita de su luna, la gravedad del planeta empuja a la luna, haciendo que se aleje lentamente (como nuestra Luna). Si la luna orbita más rápido o en dirección contraria, la luna se acerca lentamente al planeta (como Fobos, la luna de Marte).
Un planeta también puede hacer que la rotación de una luna se ralentice hasta que su período de rotación sea igual a su período de órbita. Así, la luna siempre muestra la misma cara al planeta, como nuestra Luna. Esto se llama rotación sincrónica y ocurre en muchas lunas.
¿Qué le espera al Sistema Solar en el futuro?
Excepto por un evento inesperado, como la llegada de un agujero negro o una estrella, los astrónomos creen que el sistema solar, tal como lo conocemos, durará unos cientos de millones de años más. Los anillos de Saturno son jóvenes y se calcula que no durarán más de 300 millones de años, aunque estudios recientes sugieren que podrían durar miles de millones de años más.
Dentro de 1400 a 3500 millones de años, la luna de Neptuno, Tritón, que está acercándose lentamente a su planeta, se romperá debido a la gravedad de Neptuno. Esto podría crear un gran sistema de anillos alrededor del planeta, similar al de Saturno.
Debido a la fricción de las mareas, la Luna se está alejando lentamente de la Tierra, unos 38 mm por año. Esto hace que la rotación de la Tierra se ralentice, haciendo los días más largos. En unos 2000 millones de años, la órbita de la Luna y la rotación de la Tierra se sincronizarán, y un lado de la Tierra siempre mirará a la Luna.
El destino de nuestro Sol
El Sol se está volviendo más brillante, aproximadamente un diez por ciento cada mil millones de años. Se estima que dentro de mil millones de años, esto causará un efecto invernadero descontrolado en la Tierra, haciendo que los océanos se evaporen.
Toda la vida en la superficie de la Tierra se extinguirá. Dentro de 3500 millones de años, la Tierra tendrá condiciones similares a las de Venus hoy en día; los océanos hervirán por completo, y la vida será imposible. Durante este tiempo, la temperatura de Marte subirá, y el dióxido de carbono y el vapor de agua congelados en su superficie se convertirán en gas.
Dentro de unos seis mil millones de años, el Sol agotará el hidrógeno en su centro y comenzará a usarlo en sus capas exteriores. En unos 7600 millones de años, se convertirá en una gigante roja, expandiéndose y volviéndose más fría en su superficie. Cuando el Sol se expanda, absorberá a Mercurio y Venus, y posiblemente también a la Tierra. Se espera que el Sol permanezca como gigante roja durante unos cien millones de años, alcanzando un diámetro 256 veces mayor que el actual. Durante este tiempo, mundos en el cinturón de Kuiper, como Plutón, podrían volverse lo suficientemente cálidos como para tener océanos líquidos.
Esto tendrá consecuencias dramáticas para la Tierra. La atmósfera se perderá y la superficie se cubrirá de magma. La Luna se acercará a la Tierra hasta que la gravedad terrestre la destruya, formando anillos similares a los de Saturno. Estudios recientes sugieren que la Tierra será absorbida y destruida por el Sol, aunque también existe la posibilidad de que solo quede su núcleo.
Finalmente, el helio en la superficie del Sol caerá al centro, aumentando la densidad hasta que comience a fusionarse en carbono. El Sol se encogerá y su brillo disminuirá. Esta fase durará solo 100 millones de años. Después, el Sol volverá a expandirse, convirtiéndose en una estrella aún más grande y brillante. Luego, sus capas exteriores se dispersarán en el espacio, formando una nebulosa planetaria.
Este es un evento relativamente tranquilo, no una supernova, ya que nuestro Sol es demasiado pequeño para eso. Si la Tierra aún existe, veríamos un aumento en el viento solar, pero no lo suficiente como para destruir el planeta por completo.
Al final, lo único que quedará del Sol será una enana blanca, un objeto muy denso y caliente, con la mitad de su masa original pero solo la mitad del tamaño de la Tierra.
Cuando el Sol muera, su fuerza de gravedad se debilitará. Las órbitas de la Tierra y otros planetas se expandirán. La Tierra y Marte, si aún existen, se congelarán y se convertirán en cáscaras oscuras y sin vida. Seguirán orbitando la enana blanca, pero más lentamente. Este cambio también hará que las órbitas de asteroides y cometas se vuelvan inestables, y algunos podrían ser destruidos por la gravedad de la enana blanca, formando un anillo de restos a su alrededor.
Miles de millones de años después, el carbono en el centro del Sol se cristalizará, convirtiéndose en un diamante gigante. Finalmente, después de trillones de años más, se desvanecerá y dejará de brillar por completo.
Otros eventos cósmicos
En unos tres mil millones de años, la galaxia Andrómeda se acercará a nuestra galaxia, la Vía Láctea, y terminarán chocando y fusionándose. Aunque esto podría afectar a nuestro sistema solar en general, es muy poco probable que afecte al Sol o a los planetas, ya que las estrellas están muy separadas. Sin embargo, es probable que el sistema solar sea expulsado de su posición actual y termine en el halo de la nueva galaxia.
Con el tiempo, y una vez que el Sol se haya apagado y convertido en una enana negra, las posibilidades de que una estrella se acerque al sistema solar y altere las órbitas planetarias aumentarán. Si el universo no termina de otras maneras, dentro de 1015 años, la gravedad de las estrellas que pasen cerca habrá quitado los planetas al Sol. Aunque los planetas podrían sobrevivir mucho más tiempo, esto marcará el fin de nuestro sistema solar tal como lo conocemos.
¿Cómo hemos aprendido sobre su formación?
A finales del siglo XIX, la hipótesis nebular fue criticada porque se pensaba que las fuerzas de rotación impedirían la formación de planetas individuales. Otra objeción era que el Sol tenía menos movimiento de giro del esperado. Por un tiempo, muchos astrónomos prefirieron la idea de que los planetas se formaron por el acercamiento de otra estrella al Sol, que arrancaría material de ambos.
La hipótesis de las colisiones también fue criticada. En los años 40, el modelo nebular fue mejorado y aceptado. Se asumió que la masa del protoplaneta original era mayor y que las fuerzas magnéticas ayudaron a transferir el movimiento de giro del joven Sol al disco protoplanetario.
El modelo nebular mejorado se basó en observaciones de nuestro propio sistema solar, ya que era el único conocido hasta mediados de los años 90. Sin embargo, se creía que era aplicable a otros sistemas. Los científicos querían probarlo encontrando discos protoplanetarios o planetas alrededor de otras estrellas.
Hoy en día, se han observado nebulosas estelares y discos protoplanetarios en lugares como la nebulosa de Orión usando el telescopio espacial Hubble.
En 2006, el descubrimiento de más de 200 exoplanetas hizo que el modelo nebular tuviera que ser revisado. No hay un acuerdo total sobre cómo explicar los "Júpiter calientes" observados, pero la idea principal es la migración planetaria. Esto significa que los planetas pueden moverse de sus órbitas iniciales, por ejemplo, debido a la fricción con el disco de gas y helio.
En los últimos años, se ha desarrollado una nueva idea llamada Teoría de la Captura. Esta teoría dice que la gravedad de un objeto errante podría haber extraído materia del Sol, que luego se enfrió y formó los planetas. Este modelo explica algunas características que el modelo nebular no. Sin embargo, la Teoría de la Captura ha sido criticada porque sugiere que el Sol y los planetas tienen edades diferentes, cuando hay pruebas de que se formaron al mismo tiempo.
Véase también
En inglés: Formation and evolution of the Solar System Facts for Kids
