La hipótesis actual sobre la formación del sistema solar es la hipótesis nebular, propuesta por primera vez por Emanuel Swedenborg.[1] En 1775 Immanuel Kant, quien estaba familiarizado con el trabajo de Swedenborg, desarrolló la teoría más ampliamente. Una teoría similar fue formulada independientemente por Pierre-Simon Laplace.[2] en 1796. La teoría nebular sostiene que hace 4,6 mil millones de años el sistema solar se formó por un colapso gravitacional de una nube molecular gigante. Esta nube inicial tenía probablemente varios años luz de largo y fue la sede del nacimiento de varias estrellas.[3] Aunque el proceso era visto como relativamente tranquilo, estudios recientes de antiguos meteoritos revelan restos de elementos solamente formados en los núcleos de estrellas muy grandes que explotan, indicando que el ambiente en el que el sol se formó estaba dentro del alcance de algunas supernovas cercanas. La onda de choque de estas supernovas pudo haber desencadenado la formación del sol a través de la creación de regiones de sobredensidad en la nebulosa circundante, causando el colapso de ellas.[4]
Una de estas regiones de gas colapsante (conocida como nebulosa presolar))[5] pudo haber formado lo que llegó a ser el sol. Esta región tenía un diámetro de entre 7000 y 20000 UA (Unidad Astronómica)[3] [6] y una masa apenas mayor que la del sol (entre 1,001 y 1,1 masas solares).[7] Se creía que su composición sería más o menos la del sol actual: aproximadamente 98% (por masa) de hidrógeno y helio presente desde el Big Bang, y 2% de elementos más pesados creados por generaciones anteriores de estrellas que murieron y los expulsaron de vuelta al espacio interestelar (ver nucleosíntesis).
Isótopos más abundantesdel sistema solar[8]
Isótopo
Núcleos porMillón
Hidrógeno-1
705700
Hidrógeno-2
23
Helio-4
275200
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
Tan pronto como la nebulosa colapsó, la conservación del momento angular significó que girara más rápido. Tan pronto como el material dentro de la nebulosa se condensó, los átomos en su interior comenzaron a colisionar con frecuencia creciente, causando que liberaran energía en forma de calor. El centro, donde la mayor parte de la masa se acumuló, se volvió cada vez más caliente que el disco circundante.[3] Cuando las fuerzas en competencia asociadas con la gravedad, presión del gas, campos magnéticos y la rotación actuaron en ella, la nebulosa en contracción empezó a aplanarse, tomando la forma de un disco protoplanetario con un diámetro de aproximadamente 200 UA,[3] y una protoestrella caliente y densa al centro.[9]
Estudios de las estrellas T Tauri, estrellas jóvenes con masa solar prefundida, que se creían similares al sol en este punto de su evolución, mostraron que están frecuentemente acompañadas por discos de materia preplanetaria.[7] Estos discos se extienden por varias UA y son bastante fríos, alcanzando apenas 1000 K en su punto más caliente.[10] Después de 100 millones de años, la temperatura y la presión en el núcleo del sol se hizo tan grande que su hidrógeno comenzó a fundirse, creando una fuente interna de energía que contrarrestó la fuerza de la contracción gravitacional hasta que se alcanzó el equilibrio hidrostático. En este punto el sol se volvió una estrella completamente nueva.[11]
De esta nube y su gas y polvo (la "nebulosa solar")se piensa que se formaron los varios planetas. El método actualmente aceptado por el cual los planetas se formaron es conocido como acrecentamiento, en el que los planetas comenzaron como granos de polvo en órbita alrededor de la protoestrella central, que inicialmente se formaron por el contacto directo entre grupos de entre uno y diez kilómetros de diámetro, que a su vez colisionaron para formar cuerpos más largos (planetesimales), de aproximadamente 5 km de tamaño, gradualmente incrementados por colisiones adicionales de 15cm por año durante el transcurso de los siguientes pocos millones de años.[12]
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 sólo 0,6% de la masa del disco)[3] y compuesto principalmente por componentes con altos puntos de fundición, como los silicatos y metales. Estos cuerpos rocosos finalmente se convirtieron en planetas terrestres. Más lejos, los efectos gravitacionales de Júpiter hicieron imposible que se unieran los objetos protoplanetarios presentes, dejando detrás el cinturón de asteroides.[13]
Todavía más lejos, más allá de la línea de congelación donde más compuestos volátiles de hielo pudieron permanecer sólidos, Júpiter y Saturno consiguieron juntar más material que los planetas terrestres, así como esos componentes eran más comunes. Ellos se convirtieron en gigantes gaseosos, mientras que Urano y Neptuno capturaron mucho menos material y son conocidos como gigantes de hielo porque se cree que sus núcleos están hechos principalmente de hielo (compuestos de hidrógeno).[14] [15]
El viento solar del joven sol esparció el gas y el polvo en el disco protoplanetario, diseminándolo en el espacio interestelar, poniendo fin así al crecimiento de los planetas. Las estrellas T Tauri tienen vientos solares mucho más fuertes que los de estrellas más viejas y estables.[16] [17]
Una de estas regiones de gas colapsante (conocida como nebulosa presolar))[5] pudo haber formado lo que llegó a ser el sol. Esta región tenía un diámetro de entre 7000 y 20000 UA (Unidad Astronómica)[3] [6] y una masa apenas mayor que la del sol (entre 1,001 y 1,1 masas solares).[7] Se creía que su composición sería más o menos la del sol actual: aproximadamente 98% (por masa) de hidrógeno y helio presente desde el Big Bang, y 2% de elementos más pesados creados por generaciones anteriores de estrellas que murieron y los expulsaron de vuelta al espacio interestelar (ver nucleosíntesis).
Isótopos más abundantesdel sistema solar[8]
Isótopo
Núcleos porMillón
Hidrógeno-1
705700
Hidrógeno-2
23
Helio-4
275200
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
Tan pronto como la nebulosa colapsó, la conservación del momento angular significó que girara más rápido. Tan pronto como el material dentro de la nebulosa se condensó, los átomos en su interior comenzaron a colisionar con frecuencia creciente, causando que liberaran energía en forma de calor. El centro, donde la mayor parte de la masa se acumuló, se volvió cada vez más caliente que el disco circundante.[3] Cuando las fuerzas en competencia asociadas con la gravedad, presión del gas, campos magnéticos y la rotación actuaron en ella, la nebulosa en contracción empezó a aplanarse, tomando la forma de un disco protoplanetario con un diámetro de aproximadamente 200 UA,[3] y una protoestrella caliente y densa al centro.[9]
Estudios de las estrellas T Tauri, estrellas jóvenes con masa solar prefundida, que se creían similares al sol en este punto de su evolución, mostraron que están frecuentemente acompañadas por discos de materia preplanetaria.[7] Estos discos se extienden por varias UA y son bastante fríos, alcanzando apenas 1000 K en su punto más caliente.[10] Después de 100 millones de años, la temperatura y la presión en el núcleo del sol se hizo tan grande que su hidrógeno comenzó a fundirse, creando una fuente interna de energía que contrarrestó la fuerza de la contracción gravitacional hasta que se alcanzó el equilibrio hidrostático. En este punto el sol se volvió una estrella completamente nueva.[11]
De esta nube y su gas y polvo (la "nebulosa solar")se piensa que se formaron los varios planetas. El método actualmente aceptado por el cual los planetas se formaron es conocido como acrecentamiento, en el que los planetas comenzaron como granos de polvo en órbita alrededor de la protoestrella central, que inicialmente se formaron por el contacto directo entre grupos de entre uno y diez kilómetros de diámetro, que a su vez colisionaron para formar cuerpos más largos (planetesimales), de aproximadamente 5 km de tamaño, gradualmente incrementados por colisiones adicionales de 15cm por año durante el transcurso de los siguientes pocos millones de años.[12]
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 sólo 0,6% de la masa del disco)[3] y compuesto principalmente por componentes con altos puntos de fundición, como los silicatos y metales. Estos cuerpos rocosos finalmente se convirtieron en planetas terrestres. Más lejos, los efectos gravitacionales de Júpiter hicieron imposible que se unieran los objetos protoplanetarios presentes, dejando detrás el cinturón de asteroides.[13]
Todavía más lejos, más allá de la línea de congelación donde más compuestos volátiles de hielo pudieron permanecer sólidos, Júpiter y Saturno consiguieron juntar más material que los planetas terrestres, así como esos componentes eran más comunes. Ellos se convirtieron en gigantes gaseosos, mientras que Urano y Neptuno capturaron mucho menos material y son conocidos como gigantes de hielo porque se cree que sus núcleos están hechos principalmente de hielo (compuestos de hidrógeno).[14] [15]
El viento solar del joven sol esparció el gas y el polvo en el disco protoplanetario, diseminándolo en el espacio interestelar, poniendo fin así al crecimiento de los planetas. Las estrellas T Tauri tienen vientos solares mucho más fuertes que los de estrellas más viejas y estables.[16] [17]
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