Problemas con el modelo de nebulosa solar
Uno de los
problemas del modelo de nebulosa solar es aquél del momento angular. Con la
gran mayoría de la masa del sistema acumulándose alrededor de una nube en
rotación, la hipótesis predice que la gran mayoría del momento angular del
sistema debería acumularse en ese mismo lugar. Sin embargo, la rotación del sol
es mucho más lenta de lo presupuestado, y los planetas, a pesar de contar con
menos del 1% de la masa total del sistema, cuentan con más del 90% de su
momento angular. Una resolución a este problema es que las partículas de polvo
del disco original crearon fricción, lo que disminuyó la velocidad de rotación
en el centro.
Planetas en el
"lugar equivocado" son un problema para el sistema de la nebulosa
solar. Urano y Neptuno están ubicados en una región donde su formación es muy
poco plausible debido a la baja densidad de la nebulosa solar y los largos
tiempos orbitales en su región. Aún más, los Júpiter caliente que ahora se
observan alrededor de otras estrellas no se pueden haber formado en sus
posiciones actuales si es que ellas se formaron a partir de "nebulosas
solares" también. La solución a estos problemas pueden estar en las migraciones
planetarias por las cuales los planetas cambian con el tiempo su distancia al
Sol bien acercándose bien alejándose de éste.
Las detalladas
características de los planetas son también un problema. La hipótesis de la
nebulosa solar predice que todos los planetas se formarán exactamente en el
plano eclíptico. En cambio, las órbitas de los planetas clásicos tienen varias
(eso sí, pequeñas) inclinaciones respecto de la eclipse. Aún más, para los
gigantes gaseosos se puede predecir que sus rotaciones y sistemas lunares
tampoco estarán inclinados respecto del plano elíptico, teniendo Urano una inclinación
de 98º. La Luna,
siendo relativamente grande en comparación a la Tierra, y otras lunas que
se encuentran en órbitas irregulares respecto a su planeta son otro problema.
Ahora se cree que estas observaciones se explican por eventos que ocurrieron después
de la formación inicial del Sistema Solar.
Estimación de la edad
Usando fechado
radiométrico, los científicos estiman que el Sistema Solar tiene 4600 millones
de años de antigüedad. Las rocas más viejas en la Tierra tienen
aproximadamente 4400 millones de años. Las rocas así de viejas son raras, ya
que la superficie de la tierra está siendo constantemente remodelada por la
erosión, el vulcanismo y las placas tectónicas. Para estimar la edad del
Sistema Solar, los científicos deben usar meteoritos, que se formaron durante
la condensación temprana de la nebulosa solar. En el caso de los meteoritos más
viejos (como el meteorito del Cañón Diablo) se ha encontrado con 4600 millones
de años de edad, por lo tanto el Sistema Solar debe tener por lo menos 4600
millones de años.
Evolución subsecuente
Originalmente se
creyó que los planetas se formaron en o cerca de las órbitas en las que los
vemos ahora. Sin embargo, este punto de vista ha sido sometido a un cambio
radical durante la parte final del siglo XX y el principio del siglo XXI.
Actualmente se cree que el Sistema Solar se veía muy diferente después de su
formación inicial, con cinco objetos por lo menos tan masivos como Mercurio
estando presentes en el Sistema Solar interior (en lugar de los actuales
cuatro), el Sistema Solar exterior siendo mucho más compacto de lo que es ahora
y el cinturón de Kuiper empezando mucho más adentro de lo que comienza ahora.
Actualmente se
cree que los impactos son una parte regular (si bien poco frecuente) del
desarrollo del Sistema Solar. Además del impacto que formó la Luna, se cree que el sistema Plutón-Caronte
resultó de una colisión entre objetos del cinturón de Kuiper. También se cree
que otros casos de lunas alrededor de asteroides y otros objetos del cinturón
de Kuiper son el resultado de colisiones. Que siguen ocurriendo colisiones está
demostrado por la colisión del cometa Shoemaker-Levy 9 con Júpiter en 1994 y
por la huella del impacto de Meteor Cráter en el estado americano de Arizona.
Sistema solar interior
De acuerdo con el
punto de vista aceptado actualmente, el Sistema Solar interior fue
"completado" por un impacto gigante en el cual la joven Tierra
colisionó con un objeto del tamaño de Marte. De este impacto resultó la
formación de la Luna. La
especulación actual es que el objeto del tamaño de Marte se formó en uno de los
puntos de Lagrange estables entre la
Tierra y el Sol y (L4 o L5) y después
se fue a la deriva desde esa posición.
Cinturón de asteroides
De acuerdo con la
hipótesis de la nebulosa solar, el cinturón de asteroides inicialmente contenía
más que suficiente materia para formar un planeta, y, efectivamente, un gran
número de planetesimales se formó ahí. Sin embargo, Júpiter se formó antes de
que un planeta pudiera formarse de esos planetesimales. Debido a la gran masa
de Júpiter, las resonancias orbitales con Júpiter rigen las órbitas del
cinturón de asteriodes. Estas resonancias dispersaron a los planetesimales
lejos del cinturón de asteroides o los mantuvieron en bandas orbitales
estrechas y evitaron que se consolidaran. Lo que resta es lo último de los
planetesimales creados inicialmente durante la formación del Sistema Solar.
Los efectos de
Júpiter han dispersado la mayor parte de los contenidos originales del cinturón
de asteroides, dejando menos del equivalente a 1/10 de la masa de la Tierra. La pérdida de
masa es el principal factor que evita que el cinturón de asteroides se
consolide como un planeta. Los objetos con una masa muy grande tienen un campo
gravitacional lo suficientemente grande para evitar la pérdida de grandes
cantidades de material como resultado de una colisión violenta. Este no es
usualmente el caso en el cinturón de asteroides. Como resultado, muchos objetos
más grandes se han roto en pedazos, y a veces los objetos más nuevos han sido
forzados fuera en colisiones menos violentas. Se puede encontrar evidencia de
las colisiones en las lunas alrededor de algunos asteroides, que actualmente
sólo se pueden explicar como siendo consolidaciones de material arrojado del
objeto de origen sin suficiente energía para escapar de él.
Planetas exteriores
Los protoplanetas
más grandes fueron lo suficientemente masivos para acumular gas del disco
protoplanetario, y se cree que sus distribuciones de masa se pueden entender a
partir de sus posiciones en el disco, aunque esa explicación es demasiado
simple para dar cuenta de muchos otros sistemas planetarios. En esencia, el
primer planetesimal joviano en alcanzar la masa crítica requerida para capturar
gas de helio y subsecuentemente gas de hidrógeno es el más interior, porque
—comparado con las órbitas más lejanas del Sol— aquí las velocidades orbitales
son más altas, la densidad en el disco en mayor y las colisiones ocurren más
frecuentemente. Así Júpiter es el joviano más grande porque acumuló gases de
hidrógeno y helio por el periodo más largo de tiempo, y Saturno es el
siguiente. La composición de estos dos está dominada por los gases de hidrógeno
y helio capturados (aproximadamente 97% y 90% de la masa, respectivamente).
Los protoplanetas
de Urano y Neptuno alcanzaron el tamaño crítico para colapsar mucho después, y
por eso capturaron menos hidrógeno y helio, que actualmente constituye cerca
solamente de ⅓ de sus masas totales.
Siguiendo a la
captura de gas, se cree actualmente que el Sistema Solar exterior ha sido
formado por migraciones planetarias. Así como la gravedad de los planetas
perturbó las órbitas de los objetos del cinturón de Kuiper, muchos fueron
dispersados hacia dentro por Saturno, Urano y Neptuno, mientras que Júpiter
muchas veces expulsó esos objetos completamente fuera del Sistema Solar. Como
resultado, Júpiter migró hacia dentro mientras que Saturno, Urano y Neptuno
migraron hacia fuera. Un descubrimiento importante en el entendimiento de cómo
esto condujo a la estructura actual del Sistema Solar ocurrió en 2004. En ese
año, nuevos modelos de computadora de Júpiter y Saturno, mostraron que si
Júpiter iniciara tomando menos de dos órbitas alrededor del Sol por cada una de
Urano y Neptuno vez que Saturno completara una órbita, este patrón de migración
pondría a Júpiter y Saturno en una resonancia de 2:1 cuando el periodo orbital
de Júpiter llegara a ser exactamente de la mitad de la de Saturno. Esta
resonancia podría poner a Urano y Neptuno en órbitas más elípticas, teniendo
una probabilidad de 50% de que cambiaran lugares. El objeto que terminó siendo
el más exterior (Neptuno) podría entonces ser forzado hacia fuera, al cinturón
de Kuiper como inicialmente existió.
La interacción
subsecuente entre los planetas y el cinturón de Kuiper después de que Júpiter y
Saturno pasaron por la resonancia de 2:1 puede explicar las características
orbitales y las inclinaciones del eje de los planetas gigantes exteriores.
Urano y Saturno acabaron donde están debido a las interacciones con Júpiter y entre
ellos, mientras que Neptuno terminó en su lugar actual porque es ahí donde el
cinturón de Kuiper terminaba inicialmente. La dispersión de los objetos del
cinturón de Kuiper puede explicar el intenso bombardeo tardío que ocurrió
aproximadamente hace 4 mil millones de años.
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