Historia del estudio del Sistema Solar

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La historia del pensamiento científico sobre la formación y evolución del Sistema Solar comenzó con la Revolución Copernicana. El primer uso registrado del término "Sistema Solar" data de 1704. Desde el siglo XVII, los filósofos y científicos han formulado hipótesis sobre los orígenes de nuestro Sistema Solar y la Luna y han intentado predecir cómo cambiaría el Sistema Solar en el futuro.. René Descartes fue el primero en formular una hipótesis sobre el comienzo del Sistema Solar; sin embargo, más científicos se unieron a la discusión en el siglo XVIII, formando la base para hipótesis posteriores sobre el tema. Más tarde, particularmente en el siglo XX, comenzó a desarrollarse una variedad de hipótesis, incluida la hipótesis nebular ahora comúnmente aceptada.

Mientras tanto, las hipótesis que explican la evolución del Sol se originaron en el siglo XIX, especialmente cuando los científicos comenzaron a comprender cómo funcionaban las estrellas en general. Por el contrario, las hipótesis que intentan explicar el origen de la Luna han estado circulando durante siglos, aunque todas las hipótesis ampliamente aceptadas fueron demostradas como falsas por las misiones Apolo a mediados del siglo XX. Después de Apolo, en 1984, se compuso la hipótesis del impacto gigante, reemplazando el modelo de acreción binaria ya refutado como la explicación más común para la formación de la Luna.

Vista contemporánea

La hipótesis de formación planetaria más ampliamente aceptada se conoce como la hipótesis nebular. Esta hipótesis postula que, hace 4.600 millones de años, el Sistema Solar se formó por el colapso gravitacional de una nube molecular gigante que abarcaba varios años luz. Muchas estrellas, incluido el Sol, se formaron dentro de esta nube que colapsaba. El gas que formó el Sistema Solar era un poco más masivo que el propio Sol. La mayor parte de la masa se concentró en el centro, formando el Sol, y el resto de la masa se aplanó en un disco protoplanetario, a partir del cual se formaron todos los planetas, lunas, asteroides y otros cuerpos celestes actuales del Sistema Solar.

Hipótesis de formación

El filósofo y matemático francés René Descartes fue el primero en proponer un modelo para el origen del Sistema Solar en su libro El Mundo, escrito entre 1629 y 1633. En su opinión, el Universo estaba lleno de vórtices de partículas arremolinadas, y tanto el Sol y los planetas se habían condensado a partir de un gran vórtice que se había contraído, lo que pensó que podría explicar el movimiento circular de los planetas. Sin embargo, esto fue antes del conocimiento de la teoría de la gravedad de Newton, que explica que la materia no se comporta de esta manera.

El modelo de vórtice de 1944,formulado por el físico y filósofo alemán Carl Friedrich von Weizsäcker, se remonta al modelo cartesiano al involucrar un patrón de remolinos inducidos por turbulencia en un disco nebular laplaciano. En el modelo de Weizsäcker, una combinación de la rotación en el sentido de las agujas del reloj de cada vórtice y la rotación en el sentido contrario a las agujas del reloj de todo el sistema podría conducir a elementos individuales que se mueven alrededor de la masa central en órbitas keplerianas, lo que reduce la disipación de energía debida al movimiento general. Sin embargo, el material colisionaría a una velocidad relativa alta en los límites entre vórtices y, en estas regiones, pequeños remolinos de rodamientos de rodillos se fusionarían para dar condensaciones anulares. Esta hipótesis fue muy criticada, ya que la turbulencia es un fenómeno asociado con el desorden y no produciría espontáneamente la estructura altamente ordenada requerida por la hipótesis.

Este modelo fue modificado en 1948 por el físico teórico holandés Dirk Ter Haar, quien planteó la hipótesis de que los remolinos regulares se descartaban y se reemplazaban por turbulencias aleatorias, lo que daría lugar a una nebulosa muy espesa donde no se produciría inestabilidad gravitatoria. Concluyó que los planetas deben haberse formado por acreción y explicó que la diferencia de composición entre los planetas resultaba de la diferencia de temperatura entre las regiones interna y externa, siendo la primera más caliente y la segunda más fría, por lo que solo los refractarios (no volátiles) se condensaron. en la región interior. Una dificultad importante era que, en esta suposición, la disipación turbulenta tuvo lugar en el transcurso de un solo milenio, lo que no dio tiempo suficiente para que se formaran los planetas.

La hipótesis de la nebulosa fue propuesta por primera vez en 1734 por el científico sueco Emanuel Swedenborg y luego ampliada por el filósofo prusiano Immanuel Kant en 1755. Una hipótesis similar fue formulada de forma independiente por el francés Pierre-Simon Laplace en 1796.

En 1749, Georges-Louis Leclerc, conde de Buffon, concibió la idea de que los planetas se formaron cuando un cometa chocó con el Sol, enviando materia para formar los planetas. Sin embargo, Pierre-Simon Laplace refutó esta idea en 1796, afirmando que cualquier planeta formado de esa manera eventualmente chocaría contra el Sol. Laplace sintió que las órbitas casi circulares de los planetas eran una consecuencia necesaria de su formación. Hoy en día, se sabe que los cometas son demasiado pequeños para haber creado el Sistema Solar de esta manera.

En 1755, Immanuel Kant especuló que las nebulosas observadas podrían ser regiones de formación de estrellas y planetas. En 1796, Laplace elaboró ​​argumentando que la nebulosa colapsó en una estrella y, al hacerlo, el material restante se fue girando gradualmente hacia afuera en un disco plano, que luego formó planetas.

Hipótesis alternativas

Por plausible que pueda parecer a primera vista, la hipótesis de la nebulosa todavía enfrenta el obstáculo del momento angular; si el Sol realmente se hubiera formado a partir del colapso de tal nube, los planetas deberían estar girando mucho más lentamente. El Sol, aunque contiene casi el 99,9 por ciento de la masa del sistema, contiene solo el 1 por ciento de su momento angular, lo que significa que el Sol debería estar girando mucho más rápido.

Hipótesis de las mareas

Los intentos de resolver el problema del momento angular llevaron al abandono temporal de la hipótesis de la nebulosa en favor de un retorno a las hipótesis de "dos cuerpos". Durante varias décadas, muchos astrónomos prefirieron la hipótesis de la marea o casi colisión propuesta por James Jeans en 1917, en la que el acercamiento de alguna otra estrella al Sol finalmente formó el sistema solar. Este casi accidente habría extraído grandes cantidades de materia del Sol y la otra estrella por sus fuerzas de marea mutuas, que luego podrían haberse condensado en planetas. En 1929, el astrónomo Harold Jeffreys respondió que una colisión tan cercana era enormemente improbable.El astrónomo estadounidense Henry Norris Russell también se opuso a la hipótesis al demostrar que tenía problemas con el momento angular de los planetas exteriores, con los planetas luchando para evitar ser reabsorbidos por el Sol.

Modelo de Chamberlin-Moulton

En 1900, Forest Moulton demostró que la hipótesis de la nebulosa era inconsistente con las observaciones debido al momento angular. Moulton y Chamberlin en 1904 originaron la hipótesis planetesimal. Junto con muchos astrónomos de la época, llegaron a creer que las imágenes de "nebulosas espirales" del Observatorio Lick eran evidencia directa de la formación de sistemas planetarios, que luego resultaron ser galaxias.

Moulton y Chamberlin sugirieron que una estrella había pasado cerca del Sol al principio de su vida, causando protuberancias de marea, y que esto, junto con el proceso interno que conduce a las prominencias solares, resultó en la eyección de filamentos de materia de ambas estrellas. Si bien la mayor parte del material habría retrocedido, parte permanecería en órbita. Los filamentos se enfriaron en numerosos planetesimales sólidos, diminutos y unos pocos protoplanetas más grandes. Este modelo recibió un apoyo favorable durante unas 3 décadas, pero dejó de serlo a finales de los años 30 y fue descartado en los años 40 debido a que se dio cuenta de que era incompatible con el momento angular de Júpiter. Se mantuvo una parte de la hipótesis, la acumulación planetesimal.

El escenario de Lyttleton

En 1937 y 1940, Raymond Lyttleton postuló que una estrella compañera del Sol colisionaba con una estrella pasajera.Tal escenario ya había sido sugerido y rechazado por Henry Russell en 1935, aunque podría haber sido más probable asumiendo que el Sol nació en un cúmulo abierto, donde las colisiones estelares son comunes. Lyttleton demostró que los planetas terrestres eran demasiado pequeños para condensarse por sí solos y sugirió que un protoplaneta muy grande se partió en dos debido a la inestabilidad rotacional, formando Júpiter y Saturno, con un filamento de conexión a partir del cual se formaron los otros planetas. Un modelo posterior, de 1940 y 1941, involucró un sistema estelar triple, un binario más el Sol, en el que el binario se fusionó y luego se dividió debido a la inestabilidad rotacional y escapó del sistema, dejando un filamento que se formó entre ellos para ser capturado por el sol. Las objeciones de Lyman Spitzer también se aplican a este modelo.

Modelo de estructura de bandas

En 1954, 1975 y 1978,El astrofísico sueco Hannes Alfvén incluyó efectos electromagnéticos en ecuaciones de movimientos de partículas, y se explicaron la distribución del momento angular y las diferencias de composición. En 1954, propuso por primera vez la estructura de bandas, en la que distinguió una nube A, que contenía principalmente helio con algunas impurezas de partículas sólidas ("lluvia de meteoritos"), una nube B con principalmente carbono, una nube C que contenía principalmente hidrógeno, y una nube D hecha principalmente de silicio y hierro. Las impurezas en la nube A formaron Marte y la Luna (luego capturadas por la Tierra), las impurezas en la nube B colapsaron para formar los planetas exteriores, la nube C se condensó en Mercurio, Venus, la Tierra, el cinturón de asteroides, lunas de Júpiter, y los anillos de Saturno, mientras que Plutón, Tritón, los satélites exteriores de Saturno, las lunas de Urano, el cinturón de Kuiper y la nube de Oort se formaron a partir de la nube D.

Hipótesis de la nube interestelar

En 1943, el astrónomo soviético Otto Schmidt propuso que el Sol, en su forma actual, pasó a través de una densa nube interestelar y emergió envuelto en una nube de polvo y gas, a partir de la cual finalmente se formaron los planetas. Esto resolvió el problema del momento angular asumiendo que la rotación lenta del Sol era peculiar y que los planetas no se formaron al mismo tiempo que el Sol. Las extensiones del modelo, que juntos forman la escuela rusa, incluyen a Gurevich y Lebedinsky en 1950, Safronov en 1967 y 1969, Ruskol en 1981, Safronov y Vityazeff en 1985, y Safronov y Ruskol en 1994, entre otros. Victor Safronov, quien demostró que la cantidad de tiempo necesaria para formar los planetas a partir de una envoltura tan difusa superaría con creces la edad determinada del Sistema Solar.

Ray Lyttleton modificó la hipótesis mostrando que no era necesario un tercer cuerpo y proponiendo que un mecanismo de acreción de líneas, como lo describieron Bondi y Hoyle en 1944, permitía que la estrella capturara material nuboso (Williams y Cremin, 1968, loc. cit.).

La hipótesis de hoyle

En el modelo de Hoylea partir de 1944, la compañera se convirtió en nova con material expulsado capturado por el Sol y la formación de planetas a partir de este material. En una versión un año después fue una supernova. En 1955 propuso un sistema similar al de Laplace, y volvió a proponer la idea con más detalles matemáticos en 1960. Se diferencia de Laplace en que se produjo un par magnético entre el disco y el Sol, que entró en vigor inmediatamente; de lo contrario, se habría expulsado más y más materia, dando como resultado un sistema planetario masivo que excede el tamaño del existente y es comparable al Sol. El par provocó un acoplamiento magnético y actuó para transferir el momento angular del Sol al disco. La fuerza del campo magnético tendría que haber sido de 1 gauss. La existencia del par dependía de que las líneas de fuerza magnéticas se congelaran en el disco, una consecuencia de un conocido teorema magnetohidrodinámico (MHD) sobre líneas de fuerza congeladas. Como la temperatura de condensación solar cuando se expulsó el disco no podía ser mucho más de 1000 K (730 ° C; 1340 ° F), numerosos refractarios deben haber sido sólidos, probablemente como finas partículas de humo, que habrían crecido con condensación y acreción. Estas partículas habrían sido barridas con el disco solo si su diámetro en la órbita de la Tierra fuera inferior a 1 metro, por lo que a medida que el disco se movía hacia afuera, quedaba un disco subsidiario que constaba solo de refractarios, donde se formarían los planetas terrestres. El modelo concuerda con la masa y composición de los planetas y la distribución del momento angular proporcionada por el acoplamiento magnético. Sin embargo, no explica el hermanamiento, la baja masa de Marte y Mercurio y los cinturones de planetoides.

La hipótesis de kuiper

Gerard Kuiper en 1944 argumentó, como Ter Haar, que los remolinos regulares serían imposibles y postuló que grandes inestabilidades gravitatorias podrían ocurrir en la nebulosa solar, formando condensaciones. En esto, la nebulosa solar podría ser cogenética con el Sol o capturada por él. La distribución de la densidad determinaría qué se podría formar, un sistema planetario o una compañera estelar. Se supuso que los dos tipos de planetas eran el resultado del límite de Roche. No se ofreció ninguna explicación para la lenta rotación del Sol, que Kuiper vio como un problema más grande de la estrella G.

Hipótesis de Whipple

En el escenario de Fred Whipple de 1948, una nube de humo de unas 60.000 UA de diámetro y 1 masa solar (M ) contrajo y produjo el Sol. Tenía un momento angular insignificante, lo que explica la propiedad similar del Sol. Esta nube de humo capturó una más pequeña con un gran momento angular. El tiempo de colapso de la gran nebulosa de humo y gas es de unos 100 millones de años, y la velocidad fue lenta al principio, aumentando en etapas posteriores. Los planetas se condensaron a partir de pequeñas nubes desarrolladas o capturadas por la segunda nube. Las órbitas serían casi circulares porque la acreción reduciría la excentricidad debido a la influencia del medio resistente, y las orientaciones orbitales serían similares debido al tamaño de la pequeña nube y la dirección común de los movimientos. Los protoplanetas podrían haberse calentado en grados tan altos que los compuestos más volátiles se habrían perdido, y la velocidad orbital disminuyó al aumentar la distancia, de modo que los planetas terrestres se habrían visto más afectados. Sin embargo, este escenario fue débil en el sentido de que prácticamente todas las regularidades finales se introducen como un supuesto previo, y los cálculos cuantitativos no respaldaron la mayoría de las hipótesis. Por estas razones, no obtuvo una amplia aceptación.

El modelo de urey

El químico estadounidense Harold Urey, quien fundó la cosmoquímica, planteó un escenarioen 1951, 1952, 1956 y 1966 basado en gran parte en meteoritos. Su modelo también usó las ecuaciones de estabilidad de Chandrasekhar y obtuvo la distribución de densidad en el disco de gas y polvo que rodea al Sol primitivo. Para explicar que los elementos volátiles como el mercurio podrían ser retenidos por los planetas terrestres, postuló un halo de gas y polvo moderadamente grueso que protegía a los planetas del Sol. Para formar diamantes, los cristales de carbono puro, los objetos del tamaño de la luna y las esferas de gas que se volvieron gravitacionalmente inestables tendrían que formarse en el disco, y el gas y el polvo se disiparían en una etapa posterior. La presión cayó a medida que se perdía gas y los diamantes se convertían en grafito, mientras que el sol iluminaba el gas. Bajo estas condiciones, estaría presente una ionización considerable y el gas sería acelerado por campos magnéticos, por lo tanto, el momento angular podría transferirse desde el Sol. Urey postuló que estos cuerpos de tamaño lunar fueron destruidos por colisiones, con el gas disipándose, dejando sólidos acumulados en el núcleo, con los fragmentos más pequeños resultantes empujados hacia el espacio y los fragmentos más grandes quedándose atrás y acrecentándose en los planetas. Sugirió que la Luna era un núcleo sobreviviente.

Hipótesis del protoplaneta

En 1960, 1963 y 1978, WH McCrea propuso la hipótesis del protoplaneta, en la que el Sol y los planetas se fusionaron individualmente a partir de la materia dentro de la misma nube, y los planetas más pequeños luego fueron capturados por la mayor gravedad del Sol.Incluye fisión en una nebulosa protoplanetaria y excluye una nebulosa solar. Las aglomeraciones de flóculos, que se supone que componen la turbulencia supersónica que se supone que ocurre en el material interestelar del que nacen las estrellas, formaron el Sol y los protoplanetas, que se dividieron para formar planetas. Las dos porciones no podían permanecer unidas gravitacionalmente entre sí en una relación de masa de al menos 8 a 1, y para los planetas interiores, entraron en órbitas independientes, mientras que para los planetas exteriores, una porción salió del Sistema Solar. Los protoplanetas interiores eran Venus-Mercurio y Tierra-Marte. Las lunas de los planetas mayores se formaron a partir de "gotas" en el cuello que conectan las dos porciones del protoplaneta que se divide. Estas gotas podrían explicar algunos asteroides. Los planetas terrestres no tendrían lunas principales, lo que no tiene en cuenta a la Luna. La hipótesis también predice ciertas observaciones, como la velocidad angular similar de Marte y la Tierra con períodos de rotación e inclinaciones axiales similares. En este esquema hay seis planetas principales: dos terrestres, Venus y la Tierra; dos mayores, Júpiter y Saturno; y dos exteriores, Urano y Neptuno, junto con tres planetas menores: Mercurio, Marte y Plutón.

Esta hipótesis tiene algunos problemas, como no explicar el hecho de que todos los planetas orbitan alrededor del Sol en la misma dirección con una excentricidad relativamente baja, lo que parecería muy poco probable si cada uno fuera capturado individualmente.

La hipótesis de cameron

En la hipótesis del astrónomo estadounidense Alastair GW Cameron de 1962 y 1963,el protosol, con una masa de alrededor de 1 o 2 soles y un diámetro de alrededor de 100 000 UA, era gravitacionalmente inestable, colapsó y se dividió en subunidades más pequeñas. El campo magnético era de alrededor de 1/100.000 gauss. Durante el colapso, las líneas de fuerza magnéticas se torcieron. El colapso fue rápido y se produjo por la disociación de las moléculas de hidrógeno, seguida de la ionización del hidrógeno y la doble ionización del helio. El momento angular condujo a la inestabilidad rotacional, lo que produjo un disco de Laplacean. En esta etapa, la radiación eliminó el exceso de energía, el disco se enfriaría en un período relativamente corto de alrededor de 1 millón de años y se produciría la condensación en lo que Whipple llama cometismales. La agregación de estos cometismales produjo planetas gigantes, que a su vez produjeron discos durante su formación, que evolucionaron hasta convertirse en sistemas lunares. La formación de planetas terrestres, cometas y asteroides involucró desintegración, calentamiento, fusión y solidificación. Cameron también formuló la hipótesis del impacto gigante para el origen de la Luna.

Hipótesis de captura

La hipótesis de captura, propuesta por Michael Mark Woolfson en 1964, postula que el Sistema Solar se formó a partir de interacciones de marea entre el Sol y una protoestrella de baja densidad. La gravedad del Sol habría extraído material de la atmósfera difusa de la protoestrella, que luego se habría colapsado para formar los planetas.

Como los planetas capturados inicialmente tendrían órbitas excéntricas, Dormand y Woolfson propusieron la posibilidad de una colisión. Ellos plantearon la hipótesis de que una protoestrella que pasaba arrojó un filamento y fue capturado por el Sol, lo que resultó en la formación de planetas. En esta idea, había 6 planetas originales, correspondientes a 6 masas puntuales en el filamento, con los planetas A y B, los dos más internos, colisionando. A, con el doble de la masa de Neptuno, fue expulsado del Sistema Solar, mientras que B, estimada en un tercio de la masa de Urano, se destrozó para formar la Tierra, Venus, posiblemente Mercurio, el cinturón de asteroides y cometas.

Se puede encontrar una revisión de la hipótesis de captura de la formación de planetas en.

Fisión solar

En 1951, 1962 y 1981, el astrónomo suizo Louis Jacot, al igual que Weizsäcker y Ter Haar, continuaron con la idea cartesiana de los vórtices, pero propusieron una jerarquía de vórtices, o vórtices dentro de vórtices, es decir, un vórtice del sistema lunar, un vórtice del sistema solar y un vórtice del sistema solar. vórtice galáctico. Presentó la idea de que las órbitas planetarias son espirales, no círculos ni elipses. Jacot también propuso la expansión de las galaxias en el sentido de que las estrellas se alejan del centro y las lunas se alejan de sus planetas.

También sostuvo que los planetas fueron expulsados, uno a la vez, del Sol, específicamente de un abultamiento ecuatorial causado por la rotación, y que un hipotético planeta se hizo añicos en esta expulsión, dejando el cinturón de asteroides. El Cinturón de Kuiper era desconocido en ese momento, pero presumiblemente también habría resultado del mismo tipo de destrucción. Las lunas, como los planetas, se originaron como expulsiones ecuatoriales de sus planetas progenitores, con algunos rompiéndose, dejando los anillos, y se suponía que la Tierra eventualmente expulsaría otra luna.

En este modelo, había 4 fases en los planetas: sin rotación y manteniendo el mismo lado del Sol, rotación muy lenta, acelerada y diaria.

Jacot explicó las diferencias entre los planetas interiores y exteriores y las lunas interiores y exteriores a través del comportamiento de los vórtices. La órbita excéntrica de Mercurio se explica por su reciente expulsión del Sol y la lenta rotación de Venus por estar en la "fase de rotación lenta", habiendo sido expulsado penúltimo.

El modelo de Tom Van Flandern se propuso por primera vez en 1993 en la primera edición de su libro. En la versión revisada de 1999 y posterior, el Sistema Solar original tenía seis pares de planetas gemelos, y cada uno se desprendió de las protuberancias ecuatoriales de un Sol que giraba demasiado, donde las fuerzas centrífugas externas excedieron la fuerza gravitacional interna, en diferentes momentos, dándoles diferentes temperaturas, tamaños y composiciones, y habiéndose condensado posteriormente con el disco nebular disipándose después de unos 100 millones de años, con seis planetas explotando. Cuatro de estos estaban dominados por helio, fluidos e inestables. Estos fueron V (Maldek,V representa el quinto planeta, los primeros cuatro incluyen Mercurio y Marte), K (Krypton), T (transneptuniano) y el Planeta X. En estos casos, las lunas más pequeñas explotaron debido a las tensiones de las mareas, dejando los cinturones de cuatro componentes del dos grandes zonas planetoides. El planeta LHB-A, cuya explosión se postula que causó el Bombardeo Pesado Tardío (LHB) hace unos 4 eones, estaba hermanado con Júpiter, y LHB-B, cuya explosión se postula que causó otro LHB, estaba hermanado con Saturno. En los planetas LHB-A, Júpiter, LHB-B y Saturno, el compañero interno y más pequeño de cada par estuvo sujeto a enormes tensiones de marea, lo que provocó su explosión. Las explosiones tuvieron lugar antes de que pudieran fisionarse de las lunas. Como los seis eran fluidos, no dejaron rastro. Planetas sólidos fisionados de una sola luna, y Mercurio era una luna de Venus pero se alejó como resultado de la influencia gravitacional del Sol. Marte era una luna de Maldek.

Un argumento importante contra la explosión de planetas y lunas es que no habría una fuente de energía lo suficientemente poderosa como para causar tales explosiones.

Modelo de herndon

En el modelo de J. Marvin Herndon, los planetas interiores de gran núcleo se formaron por condensación y lluvia desde el interior de protoplanetas gigantes gaseosos a altas presiones y altas temperaturas. La condensación completa de la Tierra incluyó una Tierra de aproximadamente 300 Mcapa de gas/hielo que comprimió el núcleo rocoso a aproximadamente el 66 por ciento del diámetro actual de la Tierra. Las erupciones de T Tauri del Sol despojaron los gases de los planetas interiores. Mercurio se condensó de forma incompleta, y una parte de sus gases se eliminó y se transportó a la región entre Marte y Júpiter, donde se fusionó con el condensado oxidado que caía desde los confines del Sistema Solar y formó el material principal para los meteoritos de condrita ordinarios., los asteroides del cinturón principal y el revestimiento de los planetas interiores, especialmente Marte. Las diferencias entre los planetas interiores son principalmente la consecuencia de diferentes grados de compresión protoplanetaria. Hay dos tipos de respuestas a los aumentos de volumen planetario impulsados ​​por la descompresión: grietas, que se formaron para aumentar el área de superficie, y plegamiento,

Esta hipótesis de formación planetaria representa una extensión del modelo de dinámica de descompresión de toda la Tierra (WEDD), que incluye reactores naturales de fisión nuclear en núcleos planetarios; Herndon lo expone en once artículos en Current Science de 2005 a 2013 y en cinco libros publicados de 2008 a 2012. Se refiere a su modelo como "indivisible", lo que significa que los aspectos fundamentales de la Tierra están conectados lógica y causalmente y pueden deducirse de su formación temprana como un gigante similar a Júpiter.

En 1944, el químico y físico alemán Arnold Eucken consideró la termodinámica de la Tierra condensándose y lloviendo dentro de un protoplaneta gigante a presiones de 100 a 1000 atm. En la década de 1950 y principios de la de 1960, se discutió la formación planetaria a tales presiones, pero el modelo de baja presión de Cameron de 1963 (c. 4-10 atm.) Suplantó en gran medida la idea.

Clasificación de las hipótesis

Jeans, en 1931, dividió los diversos modelos en dos grupos: aquellos en los que el material para la formación de planetas provenía del Sol, y aquellos en los que no procedía y podían ser concurrentes o consecutivos.

En 1963, William McCrea las dividió en otros dos grupos: las que relacionan la formación de los planetas con la formación del Sol y aquellas donde es independiente de la formación del Sol, donde los planetas se forman después de que el Sol se convierte en una estrella normal..

Ter Haar y Cameron distinguen entre aquellas hipótesis que consideran un sistema cerrado, que es un desarrollo del Sol y posiblemente una envoltura solar, que comienza con un protosol en lugar del Sol mismo, y afirman que Belot llama a estas hipótesis monistas; y las que consideran un sistema abierto, que es donde hay una interacción entre el Sol y algún cuerpo extraño que se supone que fue el primer paso en los desarrollos que condujeron al sistema planetario, y afirman que Belot llama a estas hipótesis dualistas.

La clasificación de Hervé Reeves también los clasificó como cogenéticos con el Sol o no, pero también consideró su formación a partir de material estelar e interestelar alterado o inalterado. También reconoció cuatro grupos: modelos basados ​​en la nebulosa solar, originados por Swedenborg, Kant y Laplace en el siglo XVIII; hipótesis que proponen una nube capturada del espacio interestelar, siendo los principales proponentes Alfvén y Gustaf Arrhenius en 1978; las hipótesis binarias que proponen que una estrella hermana se desintegró de alguna manera y una parte de su material en disipación fue capturado por el Sol, siendo Lyttleton en la década de 1940 el principal autor de la hipótesis; y las ideas de filamentos de aproximación cercana de Jeans, Jeffreys y Woolfson y Dormand.

Iwan P. Williams y Alan William Cremin dividen los modelos en dos categorías: los que consideran que el origen y la formación de los planetas están esencialmente relacionados con el Sol, con los dos procesos de formación ocurriendo al mismo tiempo o consecutivamente, y los que consideran que la formación de los planetas como independientes del proceso de formación del Sol, los planetas que se forman después de que el Sol se convierte en una estrella normal. Esta última categoría tiene 2 subcategorías: modelos donde el material para la formación de los planetas se extrae del Sol o de otra estrella, y modelos donde el material se adquiere del espacio interestelar. Concluyen que los mejores modelos son el acoplamiento magnético de Hoyle y los flóculos de McCrea.

Woolfson reconoció modelos monistas, que incluían a Laplace, Descartes, Kant y Weizsäcker, y modelos dualistas, que incluían a Buffon, Chamberlin-Moulton, Jeans, Jeffreys y Schmidt-Lyttleton.

Resurgimiento de la hipótesis nebular

En 1978, el astrónomo Andrew JR Prentice revivió el modelo nebular laplaciano en su Teoría laplaciana moderna al sugerir que el problema del momento angular podría resolverse mediante el arrastre creado por los granos de polvo en el disco original, que ralentizaba la rotación en el centro. Prentice también sugirió que el joven Sol transfirió algo de momento angular al disco protoplanetario y los planetesimales a través de eyecciones supersónicas que se cree que ocurren en las estrellas T Tauri. Sin embargo, se ha cuestionado su afirmación de que tal formación ocurriría en toros o anillos, ya que tales anillos se dispersarían antes de colapsar en planetas.

El nacimiento de la hipótesis moderna y ampliamente aceptada de formación planetaria, el Modelo de Disco Nebular Solar (SNDM), se remonta a los trabajos del astrónomo soviético Victor Safronov. Su libro Evolución de la nube protoplanetaria y formación de la Tierra y los planetas, que se tradujo al inglés en 1972, tuvo un efecto duradero en la forma en que los científicos pensaban sobre la formación de los planetas. En este libro se formularon casi todos los principales problemas del proceso de formación planetaria y se resolvieron algunos de ellos. Las ideas de Safronov se desarrollaron aún más en los trabajos de George Wetherill, quien descubrió la acumulación desbocada.A principios de la década de 1980, la hipótesis nebular en forma de SNDM había vuelto a estar de moda, impulsada por dos importantes descubrimientos en astronomía. En primer lugar, se descubrió que varias estrellas jóvenes, como Beta Pictoris, estaban rodeadas de discos de polvo frío, tal como predecía la hipótesis de la nebulosa. En segundo lugar, el Satélite Astronómico Infrarrojo, lanzado en 1983, observó que muchas estrellas tenían un exceso de radiación infrarroja que podría explicarse si estuvieran orbitadas por discos de material más frío.

Cuestiones pendientes

Si bien el panorama general de la hipótesis nebular es ampliamente aceptado, muchos de los detalles no se comprenden bien y continúan perfeccionándose.

El modelo nebular refinado se desarrolló en su totalidad a partir de observaciones del Sistema Solar porque fue el único conocido hasta mediados de la década de 1990. No se asumió con confianza que fuera ampliamente aplicable a otros sistemas planetarios, aunque los científicos estaban ansiosos por probar el modelo nebular encontrando discos protoplanetarios o incluso planetas alrededor de otras estrellas. A partir del 30 de agosto de 2013, el descubrimiento de 941 planetas extrasolares ha arrojado muchas sorpresas, y el modelo nebular debe revisarse para tener en cuenta estos sistemas planetarios descubiertos o considerar nuevos modelos.

Entre los planetas extrasolares descubiertos hasta la fecha se encuentran planetas del tamaño de Júpiter o más grandes, pero que poseen períodos orbitales muy cortos de solo unas pocas horas. Dichos planetas tendrían que orbitar muy cerca de sus estrellas, tan cerca que sus atmósferas serían despojadas gradualmente por la radiación solar. No hay consenso sobre cómo explicar estos llamados Júpiter calientes, pero una idea principal es la migración planetaria, similar al proceso que se cree que movió a Urano y Neptuno a su órbita distante actual. Los posibles procesos que causan la migración incluyen la fricción orbital mientras el disco protoplanetario todavía está lleno de gas hidrógeno y helio y el intercambio de momento angular entre los planetas gigantes y las partículas en el disco protoplanetario.

Otro problema son las características detalladas de los planetas. La hipótesis de la nebulosa solar predice que todos los planetas se formarán exactamente en el plano de la eclíptica. En cambio, las órbitas de los planetas clásicos tienen varias pequeñas inclinaciones con respecto a la eclíptica. Además, para los gigantes gaseosos, se predice que sus rotaciones y sistemas lunares no estarán inclinados con respecto al plano de la eclíptica. Sin embargo, la mayoría de los gigantes gaseosos tienen inclinaciones axiales sustanciales con respecto a la eclíptica, con Urano con una inclinación de 98°. El hecho de que la Luna sea relativamente grande con respecto a la Tierra y otras lunas en órbitas irregulares con respecto a su planeta es otro problema. Ahora se cree que estas observaciones se explican por eventos que ocurrieron después de la formación inicial del Sistema Solar.

Hipótesis de evolución solar

Los intentos de aislar la fuente física de la energía del Sol y, por lo tanto, determinar cuándo y cómo podría agotarse en última instancia, comenzaron en el siglo XIX.

Contracción de Kelvin-Helmholtz

En el siglo XIX, la opinión científica predominante sobre la fuente del calor del Sol era que se generaba por contracción gravitacional. En la década de 1840, los astrónomos JR Mayer y JJ Waterson propusieron por primera vez que el enorme peso del Sol haría que colapsara sobre sí mismo, generando calor. Tanto Hermann von Helmholtz como Lord Kelvin expusieron esta idea en 1854, sugiriendo que el calor también puede ser producido por el impacto de meteoritos en la superficie del Sol.Las teorías en ese momento sugerían que las estrellas evolucionaron moviéndose hacia abajo en la secuencia principal del diagrama de Hertzsprung-Russell, comenzando como supergigantes rojas difusas antes de contraerse y calentarse para convertirse en estrellas azules de la secuencia principal, luego aún más abajo hasta enanas rojas antes de finalmente terminar como frías., enanas negras densas. Sin embargo, el Sol solo tiene suficiente energía potencial gravitatoria para alimentar su luminosidad mediante este mecanismo durante unos 30 millones de años, mucho menos que la edad de la Tierra. (Este tiempo de colapso se conoce como la escala de tiempo de Kelvin-Helmholtz).

El desarrollo de la teoría de la relatividad de Albert Einstein en 1905 llevó a la comprensión de que las reacciones nucleares podrían crear nuevos elementos a partir de precursores más pequeños con la pérdida de energía. En su tratado Stars and Atoms, Arthur Eddington sugirió que las presiones y temperaturas dentro de las estrellas eran lo suficientemente altas como para que los núcleos de hidrógeno se fusionaran en helio, un proceso que podría producir las cantidades masivas de energía requeridas para alimentar al Sol. En 1935, Eddington fue más allá y sugirió que también podrían formarse otros elementos dentro de las estrellas. La evidencia espectral recopilada después de 1945 mostró que la distribución de los elementos químicos más comunes, como el carbono, el hidrógeno, el oxígeno, el nitrógeno, el neón y el hierro, era bastante uniforme en toda la galaxia, lo que sugiere que estos elementos tenían un origen común.Numerosas anomalías en las proporciones insinuaron un mecanismo subyacente para la creación. Por ejemplo, el plomo tiene un peso atómico más alto que el oro, pero es mucho más común; además, el hidrógeno y el helio (elementos 1 y 2) son prácticamente omnipresentes, pero el litio y el berilio (elementos 3 y 4) son extremadamente raros.

Gigantes rojas

Si bien los espectros inusuales de las estrellas gigantes rojas se conocían desde el siglo XIX, fue George Gamow quien, en la década de 1940, comprendió por primera vez que eran estrellas de masa aproximadamente solar que se habían quedado sin hidrógeno en sus núcleos y habían recurrido a la quema. el hidrógeno en sus capas exteriores. Esto permitió a Martin Schwarzschild establecer la conexión entre las gigantes rojas y la duración finita de las estrellas. Ahora se entiende que las gigantes rojas son estrellas en las últimas etapas de sus ciclos de vida.

Fred Hoyle notó que, aunque la distribución de los elementos era bastante uniforme, las diferentes estrellas tenían cantidades variables de cada elemento. Para Hoyle, esto indicaba que debían haberse originado dentro de las propias estrellas. La abundancia de elementos alcanzó su punto máximo alrededor del número atómico del hierro, un elemento que solo podría haberse formado bajo presiones y temperaturas intensas. Hoyle concluyó que el hierro debe haberse formado dentro de estrellas gigantes. A partir de esto, en 1945 y 1946, Hoyle construyó las etapas finales del ciclo de vida de una estrella. A medida que la estrella muere, colapsa bajo su peso, lo que lleva a una cadena estratificada de reacciones de fusión: el carbono-12 se fusiona con helio para formar oxígeno-16, el oxígeno-16 se fusiona con helio para producir neón-20, y así hasta el hierro..Sin embargo, no se conocía ningún método por el cual se pudiera producir carbono-12. Los isótopos de berilio producidos a través de la fusión eran demasiado inestables para formar carbono, y que tres átomos de helio formaran carbono-12 era tan poco probable que hubiera sido imposible durante la edad del Universo. Sin embargo, en 1952, el físico Ed Salpeter demostró que entre la formación y la desintegración del isótopo de berilio hubo un tiempo lo suficientemente corto como para que otro helio tuviera una pequeña posibilidad de formar carbono, pero solo si sus cantidades combinadas de masa/energía eran iguales a las del helio. carbono-12. Hoyle, empleando el principio antrópico, demostró que debe ser así, ya que él mismo estaba hecho de carbono y existía. Cuando finalmente se determinó el nivel de materia/energía del carbono-12, se encontró que estaba dentro de un pequeño porcentaje de la predicción de Hoyle.

Enanas blancas

La primera enana blanca descubierta fue en el sistema estelar triple de 40 Eridani, que contiene la estrella de secuencia principal relativamente brillante 40 Eridani A, orbitada a distancia por el sistema binario más cercano de la enana blanca 40 Eridani B y la enana roja de secuencia principal 40. Eridani C. La pareja 40 Eridani B/C fue descubierta por William Herschel el 31 de enero de 1783; fue observada nuevamente por Friedrich Georg Wilhelm Struve en 1825 y por Otto Wilhelm von Struve en 1851. En 1910, Henry Norris Russell, Edward Charles Pickering y Williamina Fleming descubrieron que, a pesar de ser una estrella tenue, 40 Eridani B era de tipo espectral A, o blanco.

Se descubrió que las enanas blancas eran extremadamente densas poco después de su descubrimiento. Si una estrella está en un sistema binario, como es el caso de Sirius B y 40 Eridani B, es posible estimar su masa a partir de las observaciones de la órbita binaria. Esto se hizo para Sirio B en 1910, arrojando una masa estimada de 0,94 M (una estimación más moderna es 1,00 M ).Dado que los cuerpos más calientes irradian más que los más fríos, el brillo de la superficie de una estrella se puede estimar a partir de su temperatura superficial efectiva y, por lo tanto, a partir de su espectro. Si se conoce la distancia de la estrella, también se puede estimar su luminosidad general. Una comparación de las dos figuras produce el radio de la estrella. Un razonamiento de este tipo llevó a la conclusión, desconcertante para los astrónomos de la época, de que Sirius B y 40 Eridani B debían ser muy densos. Por ejemplo, cuando Ernst Öpik estimó la densidad de algunas estrellas binarias visuales en 1916, encontró que 40 Eridani B tenía una densidad de más de 25.000 veces la del Sol, que era tan alta que la llamó "imposible".

Tales densidades son posibles porque el material de las enanas blancas no está compuesto de átomos unidos por enlaces químicos, sino que consiste en un plasma de núcleos y electrones no unidos. Por lo tanto, no hay ningún obstáculo para colocar los núcleos más cerca entre sí de lo que normalmente permitirían los orbitales de electrones, las regiones ocupadas por electrones unidos a un átomo. Eddington, sin embargo, se preguntó qué pasaría cuando este plasma se enfriara y la energía que mantenía ionizados a los átomos ya no estuviera presente. Esta paradoja fue resuelta por RH Fowler en 1926 mediante una aplicación de la mecánica cuántica recién ideada. Dado que los electrones obedecen el principio de exclusión de Pauli, dos electrones no pueden ocupar el mismo estado y deben obedecer la estadística de Fermi-Dirac, también introducida en 1926 para determinar la distribución estadística de partículas que satisface el principio de exclusión de Pauli. A temperatura cero, por lo tanto, no todos los electrones podrían ocupar el estado fundamental o de energía más baja; algunos de ellos tuvieron que ocupar estados de mayor energía, formando una banda de estados de menor energía disponible, el mar de Fermi. Este estado de los electrones, llamado degenerado, significaba que una enana blanca podría enfriarse a temperatura cero y aún poseer alta energía.

Nebulosas planetarias

Las nebulosas planetarias son generalmente objetos tenues y ninguno es visible a simple vista. La primera nebulosa planetaria descubierta fue la Nebulosa Dumbbell en la constelación de Vulpecula, observada por Charles Messier en 1764 y catalogada como M27 en su catálogo de objetos nebulosos. Para los primeros observadores con telescopios de baja resolución, M27 y las nebulosas planetarias descubiertas posteriormente se parecían un poco a los gigantes gaseosos, y William Herschel, el descubridor de Urano, finalmente acuñó el término 'nebulosa planetaria' para ellos, aunque, como sabemos ahora, son muy diferente de los planetas.

Las estrellas centrales de las nebulosas planetarias son muy calientes. Sin embargo, su luminosidad es muy baja, lo que implica que deben ser muy pequeños. Una estrella puede colapsar a un tamaño tan pequeño solo una vez que ha agotado todo su combustible nuclear, por lo que las nebulosas planetarias llegaron a entenderse como una etapa final de la evolución estelar. Las observaciones espectroscópicas muestran que todas las nebulosas planetarias se están expandiendo, por lo que surgió la idea de que las nebulosas planetarias fueron causadas por las capas externas de una estrella que fueron arrojadas al espacio al final de su vida.

Hipótesis de los orígenes lunares

A lo largo de los siglos, se han propuesto muchas hipótesis científicas sobre el origen de la Luna de la Tierra. Uno de los primeros fue el llamado modelo de acreción binaria, que concluyó que la Luna se acrecionó a partir del material en órbita alrededor de la Tierra sobrante de su formación. Otro, el modelo de fisión, fue desarrollado por George Darwin (hijo de Charles Darwin), quien observó que, a medida que la Luna se aleja gradualmente de la Tierra a un ritmo de unos 4 cm por año, en un punto del pasado lejano, debe haber sido parte de la Tierra, pero fue arrojado hacia afuera por el impulso de la rotación de la Tierra en ese momento, mucho más rápida. Esta hipótesis también está respaldada por el hecho de que la densidad de la Luna, aunque menor que la de la Tierra, es aproximadamente igual a la del manto rocoso de la Tierra, lo que sugiere que, a diferencia de la Tierra, carece de un núcleo de hierro denso. Una tercera hipótesis,

Misiones apolo

Todas las hipótesis existentes fueron refutadas por las misiones lunares Apolo a fines de la década de 1960 y principios de la de 1970, que introdujeron una corriente de nueva evidencia científica, específicamente sobre la composición, la edad y la historia de la Luna. Estas líneas de evidencia contradicen muchas predicciones hechas por estos modelos anteriores.Las rocas traídas de la Luna mostraron una marcada disminución en el agua en relación con las rocas en otras partes del Sistema Solar y evidencia de un océano de magma al principio de su historia, lo que indica que su formación debe haber producido una gran cantidad de energía. Además, los isótopos de oxígeno en las rocas lunares mostraron una marcada similitud con los de la Tierra, lo que sugiere que se formaron en un lugar similar en la nebulosa solar. El modelo de captura no logra explicar la similitud de estos isótopos (si la Luna se hubiera originado en otra parte del Sistema Solar, esos isótopos habrían sido diferentes), mientras que el modelo de co-acreción no puede explicar adecuadamente la pérdida de agua (si la Luna formado de manera similar a la Tierra, la cantidad de agua atrapada en su estructura mineral también sería aproximadamente similar). Por el contrario, el modelo de fisión,

Hipótesis del impacto gigante

Durante muchos años después de Apolo, el modelo de acreción binaria se consideró la mejor hipótesis para explicar los orígenes de la Luna, aunque se sabía que tenía fallas. Luego, en una conferencia en Kona, Hawái en 1984, se compuso un modelo de compromiso que explicaba todas las discrepancias observadas. Originalmente formulado por dos grupos de investigación independientes en 1976, el modelo de impacto gigante suponía que un objeto planetario masivo del tamaño de Marte había chocado con la Tierra al principio de su historia. El impacto habría derretido la corteza terrestre y el pesado núcleo del otro planeta se habría hundido y fusionado con el de la Tierra. El vapor sobrecalentado producido por el impacto se habría elevado en órbita alrededor del planeta, fusionándose en la Luna. Esto explicaba la falta de agua, ya que la nube de vapor estaba demasiado caliente para que el agua se condensara; la similitud en la composición, ya que la Luna se había formado a partir de parte de la Tierra; la menor densidad, ya que la Luna se había formado a partir de la corteza y el manto de la Tierra, en lugar de su núcleo; y la órbita inusual de la Luna, ya que un golpe oblicuo habría impartido una gran cantidad de momento angular al sistema Tierra-Luna.

Cuestiones pendientes

El modelo de impacto gigante ha sido criticado por ser demasiado explicativo, ya que puede expandirse para explicar cualquier descubrimiento futuro y, como tal, es infalsable. Muchos también afirman que gran parte del material del impactador habría terminado en la Luna, lo que significa que los niveles de isótopos serían diferentes, pero no lo son. Además, mientras que algunos compuestos volátiles como el agua están ausentes de la corteza lunar, muchos otros, como el manganeso, no lo están.

Otros satélites naturales

Si bien los modelos de coacreción y captura no se aceptan actualmente como explicaciones válidas de la existencia de la Luna, se han empleado para explicar la formación de otros satélites naturales en el Sistema Solar. Se cree que los satélites galileanos de Júpiter se formaron por coacreción, mientras que los satélites irregulares del Sistema Solar, como Tritón, se cree que todos fueron capturados.