Hipótesis nebular para niños
La hipótesis nebular es la idea más aceptada por los científicos para explicar cómo se formó nuestro sistema solar. Sugiere que el sistema solar nació de una gran nube de gas y polvo en el espacio. Se cree que esta idea fue propuesta por primera vez en 1734 por Emanuel Swedenborg.
Aunque al principio se usó para nuestro sistema solar, ahora se piensa que este proceso de formación de planetas ocurre en todo el universo. La versión moderna de esta idea se llama el modelo de disco nebular solar. Esta hipótesis ayuda a explicar por qué los planetas giran casi en círculos, en el mismo plano y en la misma dirección que el Sol.
Algunas partes de la hipótesis nebular original se usan en las teorías actuales sobre cómo se forman los planetas, pero la mayoría de sus elementos han sido actualizados.
Contenido
¿Cómo se forman las estrellas y los planetas?
Según la hipótesis nebular, las estrellas nacen de nubes gigantes y densas de hidrógeno molecular, llamadas nubes moleculares gigantes. Estas nubes son inestables por la gravedad. La materia dentro de ellas se junta en grupos más pequeños y densos. Estos grupos empiezan a girar, se encogen y forman estrellas.
La formación de una estrella es un proceso complejo. Siempre crea un disco de gas alrededor de la estrella joven, llamado disco protoplanetario. En ciertas condiciones, este disco puede dar origen a planetas. Por eso, se cree que la formación de sistemas planetarios es un resultado natural de la formación de estrellas.
Una estrella como el Sol tarda aproximadamente mil millones de años en formarse. El disco protoplanetario se convierte en un sistema planetario en los siguientes 10 a 100 millones de años.
El disco protoplanetario
El disco protoplanetario es como un disco giratorio que alimenta a la estrella central. Al principio está muy caliente, pero luego se enfría. En esta etapa, pueden formarse pequeños granos de polvo hechos de rocas y hielo.
Estos granos pueden unirse y formar objetos de varios kilómetros de tamaño, llamados planetesimal. Si el disco tiene suficiente masa, los planetesimales empiezan a crecer muy rápido. En solo 100.000 a 300.000 años, pueden formar embriones planetarios del tamaño de la Luna o incluso de Marte.
Cerca de la estrella, estos embriones chocan y se fusionan violentamente. Así nacen unos pocos planetas rocosos. Esta última etapa puede durar entre 100 millones y mil millones de años.
¿Cómo se forman los planetas gigantes?
La formación de un planeta gigante es más complicada. Se cree que ocurre más allá de la "línea de congelación". En esta zona, los embriones planetarios están hechos principalmente de diferentes tipos de hielo. Por eso, son varias veces más grandes que los que se forman cerca de la estrella.
Lo que sucede después de la formación del embrión no está del todo claro. Algunos embriones siguen creciendo y alcanzan entre 5 y 10 veces la masa de la Tierra. Este es el tamaño necesario para empezar a atraer gases como hidrógeno y helio del disco.
Al principio, la acumulación de gas es lenta y dura millones de años. Pero cuando el protoplaneta alcanza unas 30 masas terrestres, se acelera mucho. Se cree que Júpiter y Saturno acumularon la mayor parte de su masa en solo 10.000 años. La acumulación se detiene cuando el gas se agota.
Los planetas formados pueden moverse grandes distancias durante o después de su formación. Se piensa que los gigantes de hielo, como Urano y Neptuno, son núcleos que no lograron crecer lo suficiente. Se formaron demasiado tarde, cuando el disco de gas casi había desaparecido.
Historia de la hipótesis nebular
La idea de la hipótesis nebular fue propuesta por primera vez en 1734 por Emanuel Swedenborg.
Las ideas de Kant y Laplace
Immanuel Kant, quien conocía el trabajo de Swedenborg, desarrolló más la teoría en 1755. Publicó su libro "Historia Natural Universal y Teoría de los Cielos". En él, Kant decía que las nubes de gas, o nebulosas, giraban lentamente. Luego, se encogían y se aplanaban por la gravedad, formando finalmente estrellas y planetas.
Un modelo similar fue creado de forma independiente por Pierre-Simon Laplace en 1796. Él imaginó que el Sol tenía una atmósfera caliente que se extendía por todo el sistema solar. Su teoría decía que esta nube protosolar se contrajo y enfrió. Al enfriarse y encogerse, se aplanó y giró más rápido. Así, fue soltando una serie de anillos de gas. Según Laplace, los planetas se formaron a partir de este material.
El modelo de Laplace fue muy popular en el siglo XIX. Sin embargo, tuvo algunas dificultades. El problema principal era la distribución del momento angular entre el Sol y los planetas. Los planetas tienen el 99% del momento angular, y el modelo de Laplace no podía explicar esto. Por eso, esta teoría fue abandonada a principios del siglo XX.
El nacimiento del modelo moderno
La caída del modelo de Laplace hizo que los científicos buscaran nuevas ideas. Durante el siglo XX, se propusieron muchas teorías.
El modelo moderno y más aceptado de la formación planetaria, el modelo de disco nebular solar, tiene sus raíces en el astrónomo soviético Víctor Safronov. Su libro "Evolución de la nube protoplanetaria y la formación de la Tierra y los planetas", traducido al inglés en 1972, cambió la forma en que los científicos pensaban sobre la formación de los planetas. En este libro, se plantearon y resolvieron muchos de los problemas principales del proceso.
Las ideas de Safronov fueron desarrolladas por George Wetherill, quien descubrió la "acreción descontrolada". Aunque al principio se aplicó solo a nuestro sistema solar, ahora se cree que este modelo funciona para todo el universo. Hasta 2014, se habían descubierto más de 1800 planetas extrasolares en nuestra galaxia.
Modelo nebular solar: logros y desafíos
Logros del modelo
El proceso de formación de estrellas siempre crea un disco de acreción alrededor de las estrellas jóvenes. Se ha observado que el 100% de las estrellas de aproximadamente 1 millón de años tienen estos discos. Esto se apoya en el descubrimiento de discos de gas y polvo alrededor de las protoestrellas y las estrellas T Tauri. Las observaciones muestran que los granos de polvo dentro de estos discos crecen rápidamente, formando partículas de varios centímetros.
El proceso de acreción, donde los planetesimales de 1 kilómetro crecen hasta 1000 kilómetros, se entiende bastante bien. Este proceso ocurre en cualquier disco con suficientes planetesimales y avanza de forma descontrolada. El resultado final es la formación de embriones planetarios de diferentes tamaños, dependiendo de su distancia a la estrella. Varias simulaciones han demostrado que la unión de embriones en la parte interior del disco protoplanetario lleva a la formación de unos pocos cuerpos del tamaño de la Tierra. Por lo tanto, el origen de los planetas rocosos se considera casi resuelto.
Problemas y críticas
La física de los discos de acreción aún tiene algunos desafíos. El más importante es cómo el material que cae sobre la protoestrella pierde su momento angular. Una posible explicación es que el momento angular se pierde por el viento solar durante la fase T Tauri. El momento probablemente se transporta a las partes exteriores del disco, pero el mecanismo exacto no se entiende bien.
La formación de planetesimales es el mayor problema sin resolver en el modelo del disco nebular. No se sabe cómo las partículas de 1 cm se unen para formar planetesimales de 1 km. Este mecanismo parece ser clave para entender por qué algunas estrellas tienen planetas y otras no.
La formación de un planeta gigante es otro problema. Las teorías actuales no pueden explicar cómo sus núcleos pueden formarse lo suficientemente rápido. Necesitan acumular grandes cantidades de gas de los discos protoplanetarios, que desaparecen rápidamente. La vida media de los discos, que es menos de diez millones de años, parece ser más corta que el tiempo necesario para la formación del núcleo.
Otro problema es la migración de los planetas gigantes. Algunos cálculos muestran que la interacción con el disco puede causar una migración rápida hacia el interior. Si no se detiene, el planeta podría llegar a las regiones centrales.
Una crítica importante en el siglo XIX fue de James Clerk Maxwell. Él argumentó que la rotación diferente entre las partes internas y externas de un anillo no permitiría que el material se condensara.
Formación de estrellas y discos protoplanetarios
Protoestrellas
Se cree que las estrellas se forman dentro de nubes gigantes de hidrógeno molecular frío. Estas nubes, llamadas nubes moleculares gigantes, pueden tener 300.000 veces la masa del Sol y 20 parsecs de diámetro. Durante millones de años, estas nubes son propensas a encogerse por la gravedad y fragmentarse.
Estos fragmentos forman núcleos pequeños y densos, que a su vez se encogen para formar estrellas. Los núcleos varían en masa desde una fracción hasta varias veces la del Sol y se llaman nebulosas proto-estelares. Tienen diámetros de 0.01 a 0.1 parsecs (2.000-20.000 UA).
El encogimiento inicial de una nebulosa proto-estelar masiva tarda unos 100.000 años. Cada nebulosa tiene una cierta cantidad de momento angular. El gas en el centro de la nebulosa, con poco momento angular, se comprime rápidamente y forma un núcleo caliente. Este núcleo será la semilla de la futura estrella.
A medida que el encogimiento continúa, la rotación de la envoltura que cae se acelera. Esto impide que el gas caiga directamente sobre el núcleo central. El gas se ve forzado a extenderse hacia afuera cerca de su plano ecuatorial, formando un disco. Este disco, a su vez, cae sobre el núcleo.
El núcleo crece poco a poco hasta convertirse en una joven protoestrella caliente. En esta etapa, la protoestrella y su disco están muy ocultos por la envoltura que cae y no se pueden observar directamente. Estos objetos se ven como condensaciones muy brillantes que emiten principalmente ondas milimétricas. Se clasifican como protoestrellas de clase 0.
El encogimiento suele ir acompañado de chorros bipolares que salen a lo largo del eje de rotación del disco. Estos chorros se observan a menudo en regiones de formación estelar. La luminosidad de las protoestrellas de clase 0 es alta. La fuente de esta energía es el colapso gravitacional, ya que sus núcleos aún no están lo suficientemente calientes para iniciar la fusión nuclear.
A medida que el material del disco se convierte en estrella, la envoltura se vuelve más delgada y transparente. El objeto estelar joven (YSO) se hace visible, primero en luz infrarrojo lejano y luego en luz visible. En este momento, la protoestrella comienza a fusionar deuterio. Si la protoestrella es lo suficientemente masiva (más de 80 masas de Júpiter), sigue la fusión de hidrógeno. Si su masa es demasiado baja, se convierte en una enana marrón.
Este nacimiento de una nueva estrella ocurre aproximadamente 100.000 años después de que comienza el encogimiento. Los objetos en esta etapa se conocen como protoestrellas de Clase I, o jóvenes estrella T Tauri. En este punto, la estrella ya ha acumulado la mayor parte de su masa. La masa total del disco y el material restante no superan el 10-20% de la masa central del YSO.
En la siguiente etapa, el material restante desaparece por completo, y la protoestrella se convierte en una estrella T Tauri clásica. Esto ocurre después de aproximadamente 1 millón de años. La masa del disco alrededor de una estrella T Tauri clásica es de alrededor del 1-3% de la masa estelar. Un par de chorros bipolares también suele estar presente.
La acreción explica todas las propiedades peculiares de las estrellas T Tauri clásicas: fuerte flujo en las líneas de emisión, actividad magnética, variabilidad fotométrica y chorros. Las líneas de emisión se forman cuando el gas que cae golpea la "superficie" de la estrella. Los chorros son subproductos de la acreción: eliminan el exceso de momento angular.
La etapa T Tauri clásica dura 10 millones de años. El disco finalmente desaparece debido a que el material cae sobre la estrella central, la formación de planetas, la expulsión por los chorros y la fotoevaporación por la radiación UV de la estrella central y las estrellas cercanas. Como resultado, la estrella joven se convierte en una estrella T Tauri débilmente forrada, que poco a poco, a lo largo de cientos de millones de años, se convierte en una estrella similar al Sol.
Discos protoplanetarios
En ciertas condiciones, el disco, que ahora se puede llamar protoplanetario, puede dar origen a un sistema planetario. Se han observado discos protoplanetarios alrededor de una gran parte de las estrellas en cúmulos jóvenes. Existen desde el comienzo de la formación de una estrella, pero al principio no se pueden observar debido a la opacidad de la envoltura circundante.
Se cree que el disco de una protoestrella de Clase 0 es masivo y caliente. Es un disco de acreción que alimenta a la protoestrella central. La temperatura puede superar fácilmente los 400 K a 5 UA y 1000 K a 1 UA. El calentamiento del disco es causado principalmente por la disipación viscosa de la turbulencia y por la caída de gas de la nebulosa.
La alta temperatura en el disco interior hace que la mayoría de los materiales volátiles, como el agua, los orgánicos y algunas rocas, se evaporen. Solo quedan los elementos más resistentes, como el hierro. El hielo solo puede sobrevivir en la parte exterior del disco.
El resultado de este proceso es el crecimiento tanto de la protoestrella como del radio del disco. Este puede alcanzar las 1000 UA si el momento angular inicial de la nebulosa es lo suficientemente grande. Se observan discos grandes en muchas regiones de formación estelar, como la nebulosa de Orión.
La vida útil de los discos de acreción es de unos 10 millones de años. Cuando la estrella alcanza la etapa T-Tauri clásica, el disco se vuelve más delgado y se enfría. Los materiales menos volátiles comienzan a condensarse cerca de su centro, formando granos de polvo de 0,1-1 micras que contienen silicatos cristalinos.
El transporte de material desde el disco exterior puede mezclar estos granos de polvo recién formados con elementos primordiales que contienen materia orgánica y otros volátiles. Esta mezcla puede explicar algunas peculiaridades en la composición de los cuerpos del sistema solar, como la presencia de granos interestelares en los meteoritos primitivos y las inclusiones resistentes en los cometas.
Las partículas de polvo tienden a pegarse entre sí en el denso entorno del disco. Esto lleva a la formación de partículas más grandes, de hasta varios centímetros. Las señales de este procesamiento y coagulación del polvo se observan en los espectros infrarrojos de los discos jóvenes.
Una mayor agregación puede llevar a la formación de planetesimales de 1 kilómetro o más grandes, que son los bloques de construcción de los planetas. La formación de planetesimales es otro problema sin resolver en la física del disco. La hipótesis favorita es la formación por inestabilidad gravitacional. Las partículas de varios centímetros o más grandes se asientan lentamente cerca del plano medio del disco, formando una capa muy delgada y densa. Esta capa es inestable por la gravedad y puede fragmentarse en numerosos grumos, que a su vez se encogen en planetesimales.
La formación planetaria también puede ser provocada por la inestabilidad gravitacional dentro del propio disco. Esto lleva a su fragmentación en grupos. Algunos de ellos, si son lo suficientemente densos, se contraerán. Esto puede llevar a una rápida formación de planetas gigantes e incluso enana marrónes en solo 1.000 años. Sin embargo, esto solo es posible en discos más masivos (más de 0,3 masas solares). Como los discos masivos son raros, se cree que este mecanismo de formación de planetas es poco frecuente. Por otro lado, este mecanismo puede ser importante en la formación de enanas marrones.
La disipación de los discos protoplanetarios es causada por varios mecanismos. La parte interior del disco de acreción es absorbida por la estrella o expulsada por los chorros bipolares. La parte exterior puede evaporarse bajo la potente radiación UV de la estrella durante la etapa T Tauri o por estrellas cercanas. El gas en la parte central puede ser absorbido o expulsado por los planetas en crecimiento. Las pequeñas partículas de polvo son expulsadas por la presión de radiación de la estrella central.
Lo que queda al final es un sistema planetario, un disco de polvo sin planetas, o nada, si no se lograron formar planetesimales.
Como los planetesimales son tan numerosos y se extienden por todo el disco protoplanetario, algunos sobreviven a la formación de un sistema planetario. Los Asteroides se entienden como planetesimales que quedaron, que se van desintegrando en pedazos cada vez más pequeños. Los cometas suelen ser planetesimales de las partes más lejanas de un sistema planetario. Los meteoritos son muestras de planetesimales que llegan a una superficie planetaria, y nos dan mucha información sobre la formación de nuestro sistema solar.
Formación de los planetas
Planetas rocosos
Según el modelo de disco nebular solar, los planeta rocosos se forman en la parte interior del disco protoplanetario. Esto ocurre dentro de la "línea de congelación", donde la temperatura es lo suficientemente alta como para evitar que el hielo de agua y otras sustancias se condensen en granos. Esto lleva a la unión de granos puramente rocosos y, más tarde, a la formación de planetesimales rocosos. Se cree que estas condiciones existen en las primeras 3.4 UA del disco de una estrella similar al Sol.
Después de que se forman pequeños planetesimales (de aproximadamente 1 km de diámetro), comienza la acreción desbocada. Se llama así porque la velocidad de crecimiento de la masa es muy rápida. Esto hace que los cuerpos más grandes crezcan más rápido a expensas de los más pequeños. La acreción desbocada dura entre 10.000 y 100.000 años. Termina cuando los cuerpos más grandes superan aproximadamente los 1.000 km de diámetro.
La siguiente etapa se llama acreción oligárquica. Se caracteriza por el dominio de varios cientos de cuerpos "oligarcas" más grandes, que siguen acumulando lentamente planetesimales. Ningún otro cuerpo puede crecer en esta etapa. Los oligarcas se mantienen a una distancia de aproximadamente 10 veces su radio de colina (una medida de su influencia gravitacional) entre sí. Sus órbitas se mantienen pequeñas. Los oligarcas continúan creciendo hasta que se agotan los planetesimales a su alrededor. A veces, los oligarcas cercanos se fusionan.
La masa final de un oligarca depende de la distancia a la estrella y de la densidad de los planetesimales. Para los planetas rocosos, puede ser hasta 0,1 de la masa de la Tierra, o la masa de Marte. El resultado final de la etapa oligárquica es la formación de unos 100 embriones planetarios del tamaño de la Luna o Marte, espaciados uniformemente. Se cree que residen dentro de huecos en el disco y están separados por anillos de planetesimales restantes. Se piensa que esta etapa dura unos cien mil años.
La última etapa de la formación de planetas rocosos es la etapa de fusión. Comienza cuando solo quedan unos pocos planetesimales y los embriones se vuelven lo suficientemente masivos como para perturbarse entre sí. Esto hace que sus órbitas se vuelvan caóticas. Durante esta etapa, los embriones restantes expulsan planetesimales y chocan entre sí.
El resultado de este proceso, que dura de 10 a 100 millones de años, es la formación de un número limitado de cuerpos del tamaño de la Tierra. Las simulaciones muestran que el número de planetas que sobreviven es, en promedio, de 2 a 5. En el sistema solar, estos podrían ser la Tierra y Venus. La formación de ambos planetas requirió la fusión de aproximadamente 10 a 20 embriones. Algunos de los embriones que se originaron en el cinturón de asteroides se cree que trajeron agua a la Tierra. Marte y Mercurio pueden considerarse embriones que sobrevivieron a esa competencia.
Los planetas rocosos que lograron unirse finalmente se asientan en órbitas más o menos estables. Esto explica por qué los sistemas planetarios suelen estar "llenos" hasta el límite.
Planetas gigantes
La formación de planeta gigantes es un problema importante en la ciencia planetaria. Dentro del modelo nebular solar, hay dos teorías para su formación. La primera es el modelo de inestabilidad del disco, donde los planetas gigantes se forman en discos protoplanetarios masivos debido a su fragmentación gravitacional.
La segunda posibilidad es el modelo de acreción del núcleo. Este último escenario se considera el más prometedor, ya que puede explicar la formación de planetas gigantes en discos de masa relativamente baja (menos de 0,1 masas solares). En este modelo, la formación de planetas gigantes se divide en dos etapas: a) la acumulación de un núcleo de aproximadamente 10 masas terrestres y b) la acreción de gas del disco protoplanetario.
La formación del núcleo del planeta gigante se cree que procede de manera similar a la formación de planetas rocosos. Comienza con planetesimales que experimentan un crecimiento descontrolado, seguido de la etapa oligárquica más lenta. La diferencia es la composición de los planetesimales, que en el caso de los planetas gigantes se forman más allá de la "línea de nieve" y están compuestos principalmente de hielo. Esto aumenta la masa de los planetesimales.
Una vez que los núcleos tienen suficiente masa (5-10 masas terrestres), comienzan a atraer gas del disco circundante. Al principio, es un proceso lento, que aumenta las masas de los núcleos hasta 30 masas terrestres en unos pocos millones de años. Después de eso, las tasas de acreción aumentan drásticamente y el 90% restante de la masa se acumula en aproximadamente 10.000 años. La acreción de gas se detiene cuando el gas se agota. Esto sucede cuando se abre un hueco en el disco protoplanetario.
En este modelo, los gigantes de hielo (Urano y Neptuno) se consideran núcleos que no lograron crecer lo suficiente. Comenzaron la acreción de gas demasiado tarde, cuando casi todo el gas ya había desaparecido. La etapa posterior a la acreción descontrolada de gas se caracteriza por la migración de los planetas gigantes recién formados y la continuación de una lenta acreción de gas. La migración se detiene cuando el disco protoplanetario desaparece o cuando se llega al final del disco.
Los planetas gigantes pueden influir significativamente en la formación de planetas rocosos. La presencia de los gigantes tiende a aumentar las excentricidades y las inclinaciones de los planetesimales y embriones en la región de los planetas rocosos (dentro de 4 UA en el sistema solar). Si los planetas gigantes se forman demasiado pronto, pueden retrasar o impedir la acumulación de planetas interiores.
Si se forman cerca del final de la etapa oligárquica, como se cree que ocurrió en el sistema solar, influirán en las fusiones de los embriones planetarios, haciéndolas más violentas. Como resultado, el número de planetas rocosos disminuirá y serán más masivos. Además, el tamaño del sistema se reducirá, porque los planetas rocosos se formarán más cerca de la estrella central. Se cree que la influencia de los planetas gigantes del sistema solar, en particular la de Júpiter, ha sido limitada porque están relativamente lejos de los planetas rocosos.
La región de un sistema planetario adyacente a los planetas gigantes se verá influenciada de otra manera. En dicha región, las excentricidades de los embriones pueden volverse tan grandes que los embriones pasan cerca de un planeta gigante, lo que puede hacer que sean expulsados del sistema. Si se eliminan todos los embriones, entonces no se forman planetas en esta región. Una consecuencia adicional es que quedará un gran número de pequeños planetesimales, porque los planetas gigantes no pueden eliminarlos todos sin la ayuda de los embriones.
La masa total de los planetesimales restantes será pequeña, porque la acción acumulativa de los embriones antes de su expulsión y los planetas gigantes sigue siendo lo suficientemente fuerte como para eliminar el 99% de los cuerpos pequeños. Tal región finalmente evolucionará hacia un cinturón de asteroides, que es similar al cinturón de asteroides en el sistema solar, que se encuentra de 2 a 4 UA del Sol.
¿Qué significa "acreción"?
El uso del término "disco de acreción" para el disco protoplanetario puede causar confusión sobre el proceso de acreción planetaria.
El disco protoplanetario a veces se llama disco de acreción porque, mientras la joven protoestrella similar a T Tauri todavía se está encogiendo, es posible que el material gaseoso siga cayendo sobre ella, acumulándose en su superficie desde el borde interno del disco. En un disco de acreción, hay un flujo neto de masa desde radios más grandes hacia radios más pequeños.
Sin embargo, ese significado no debe confundirse con el proceso de acreción que forma los planetas. En este contexto, la acreción se refiere al proceso en el que los granos solidificados y enfriados de polvo y hielo que orbitan alrededor de la protoestrella en el disco protoplanetario chocan y se pegan. Así, crecen gradualmente, incluyendo las colisiones de alta energía entre planetesimales considerables.
Además, los planetas gigantes probablemente tuvieron sus propios discos de acreción, en el primer sentido de la palabra. Las nubes de gas de hidrógeno y helio capturadas se encogieron, giraron, se aplanaron y se depositaron sobre la superficie de cada protoplaneta gigante. Mientras tanto, los cuerpos sólidos dentro de ese disco se acumularon para formar las lunas regulares del planeta gigante.
Véase también
En inglés: Formation and evolution of the Solar System Facts for Kids
- Cinturón de Asteroides
- Cometa
- Exocometa
- Formación y evolución del sistema solar
- Historia de la Tierra
- Estrella T Tauri
