[HOME PAGE] [STORES] [CLASSICISTRANIERI.COM] [FOTO] [YOUTUBE CHANNEL]

Formació i evolució del sistema solar - Viquipèdia

Formació i evolució del sistema solar

De Viquipèdia

Article principal: Futur del sistema solar

Creació artística d’un disc protoplanetari
Creació artística d’un disc protoplanetari

Les teories pel que fa a la formació i evolució del Sistema Solar són complexes i variades, i en la seva elaboració involucren diverses disciplines científiques com l'astronomia, la física, la geologia i la ciència planetària. Al llarg de la història han aparegut diverses teories però la teoria moderna no va començar a ser descrita fins ben entrat el segle XVIII.

Amb l'inici de l'era espacial, l'arribada de molta informació sobre els diversos cossos que formen el sistema solar ha anat enriquint la nostra comprensió de com s'ha format i com ha evolucionat. També els avenços en física nuclear han contribuït de manera important al coneixement dels fenòmens estel·lars, i han generat les primeres teories sobre la seva formació i destrucció.

Taula de continguts

[edita] Formació inicial

[edita] Nebulosa solar

Article principal: Formació planetària

Foto des del Hubble d’un disc protoplanetari en la nebulosa d'Orió un conjunt estel·lar molt similar a la nebulosa inicial de la que es formà el Sol
Foto des del Hubble d’un disc protoplanetari en la nebulosa d'Orió un conjunt estel·lar molt similar a la nebulosa inicial de la que es formà el Sol

La hipòtesi actual de la formació del Sistema Solar és la hipòtesi nebular, proposada per Emanuel Swedenborg el 1734 [1]. L’any 1755, Immanuel Kant, bon coneixedor dels treballs de Swedenborg, va contribuir a desenvolupar la teoria. El 1796 Pierre-Simon Laplace, de manera independent, va formular una teoria similar. [2]

La teoria nebular manté que fa 4600 milions d'anys, el Sistema Solar va ser format a partir de la força gravitatòria d'un núvol molecular gegant que va patir un esfondrament general. Aquest núvol inicial probablement era d'uns quants anys llum de llargada, i va ser el bressol on van néixer unes quantes estrelles.[3]. Encara que inicalment es pensava que el procés havia succeït amb una relativa tranquilitat, estudis més recents a partir d'antics meteorits han detectat traces d'elements que s'han format a partir de grans explosions estel·lars i, per tant, indica que en la zona on es va formar el Sol hi havia supernoves. L'ona de xoc d'aquestes supernoves podria haver provocat la formació del Sol i en la nebulosa circumdant hi hauria regions amb una densitat molt elevada que provocarien un gran col·lapse.[4]

Una d'aquestes regions de gas explosiu, coneguda com nebulosa presolar[5], és la que formaria més endavant el Sol. Aquesta regió tenia un diàmetre d'entre 7000 e 20000 UA[3][6] i una massa molt similar a la del Sol: entre 1,001 i 1,1 masses solars.[7] Es creu que la seva composició també era més o menys la del Sol actual, amb un 98% d'hidrogen i heli present des del Big Bang, i un 2% d'elements més pesats creats per anteriors generacions d'estrelles que morien i expulsaven el material un altre a l'espai interestelar (vegeu nucleosíntesi).

Isòtops més abundants
en el Sistema solar[8]
Isòtop Nuclis per
milió
Hidrogen-1 705.700
Hidrogen -2 23
Heli-4 275.200
Heli-3 35
Oxigen-16 5.920
Carboni-12 3.032
Carboni-13 37
Neó-20 1.548
Neó-22 208
Ferro-56 1.169
Ferro-54 72
Ferro-57 28
Nitrogen-14 1.105
Silici-28 653
Silici-29 34
Silici-30 23
Magnesi-24 513
Magnesi-26 79
Magnesi-25 69
Sofre-32 396
Argó-36 77
Calci-40 60
Alumini-27 58
Níquel-58 49
Sodi-23 33

Com la nebulosa es col·lapsà, la conservació del moment angular va provocar que s'incrementés la velocitat de rotació. I mentre el material de dins la nebulosa es condensava, els àtoms començaren a col·lidir amb una freqüència cada cop més gran, provocant l'alliberament d'energia en forma de calor. El centre, on es concentrava la major part de la massa, es tornava cada vegada més calent, i molt més que el disc que l'envoltava.[3] Per l'acció de les forces que actuaven conjuntament, com la gravetat, la pressió dels gasos, els camps magnètics, i la rotació, la nebulosa que es contreia va començar a aplanar-se i formar un disc protoplanetari d'un diàmetre d'uns 200 AU[3] i amb una protoestrella calenta i densa al centre.[9]

La nebulosa es col·lapsà i la conservació de moment angular provocà que s'incrementés la velocitat de rotació. Mentre el material de dins la nebulosa es condensava, els àtoms començaren a col·lissionar amb una freqüència cada cop més gran, provocant l'alliberament d'energia en forma de calor. En el centre, on es concentrava la major part de la massa, la temperatura anava pujant per damunt de la del disc que l'envoltava.[3] Per l'acció de les forces que actuaven conjuntament, com la gravetat, la pressió dels gasos, els camps magnètics i la rotació, la nebulosa va començar a aplanar-se i formar un disc protoplanetari d'un diàmetre d'aproximadament uns 200 AU[3], amb una protoestrella molt calenta i densa en el centre.[10]

Els estudis d'estrelles joves de Tauri T que en aquest punt de la seva evolució es considera que tenen un estat similar al del Sol, mostren que sovint estan acompanyades per discs de tipus preplanetari[7]. Aquests discs s'estenen al llarg de centenars d'AU i són més aviat freds, arribant només a mil graus kelvin en el seu punt màxim[11]. Després de 100 milions d'anys, la temperatura i la pressió en el nucli del Sol eren tan elevades que l'hidrogen es començava a fondre, generant una font d'energia interna que contrarrestava la força de contracció gravitatòria fins arribar a l'equilibri hidrostàtic. En aquest punt el Sol es convertia en un estrella ja completament desenvolupada.[12]

Es creu que els planetes s'han format a partir d'aquest núvol de gas i pols conegut com la nebulosa solar. El model que explica la formació dels planetes és coneix amb el nom d'acreció. Es creu que inicialment consistia en grans de pols en òrbita al voltant de la protoestrella central, grans que s'anaren atraient mútuament fins arribar a formar grups d'entre 1 i 10 quilòmetres de diàmetre. Aquests grups també col·lidiren entre ells per formar cossos més grans anomenats planetesimals, d'uns 5 km de grandària, que gradualment van anar incrementant en uns 15 cm cada any, durant els següents milions d'anys.[13]

El sistema solar era massa calent i no permetia que substàncies volàtils com l'aigua o el metà es condensessin, així que els planetesimals que apareixeren foren relativament petits, representant només un 0'6% de la massa del disc[3]. A més estaven formats, en gran part, per compostos amb un punt de fusió alt, com silicats i metalls. Aquests cossos rocosos finalment es convertirien en els planetes terrestres. Més enllà, els efectes gravitacionals de Júpiter feien impossible que els objectes protoplanetaris s'ajuntessin generant el cinturó d'asteroides.[14]

Encara més lluny, més enllà de la línia de congelació on els compostos volàtils de gel podrien romandre sòlids, tant Júpiter com Saturn agruparen més material que els planetes terrestres a mesura que aquells components eren més comuns i es convertiren en gegants gasosos. Urà i Neptú captaren molt menys material i se'l considera uns gegants de gel perquè es creu que els seus nuclis estan formats principalment de gel, de compostos d'hidrogen.[15][16]

El vent solar del jove Sol va escampar tot el gas i la pols pel disc protoplanetari, diseminant-lo per l'espai interestelar, posant fi al creixement dels planetes. Les estrelles T Tauri tenen vents solars molt més forts que les estrelles més velles i estables.[17][18]

[edita] Problemes amb el model nebular

Un dels problemes del model de nebulosa solar és el que fa referència al moment angular. Amb la major part de la massa del sistema acumulant-se al voltant d'un núvol en rotació, la hipòtesi prediu que la major part del moment angular del sistema s'hauria d'acumular en aquest mateix lloc. Tanmateix, la rotació del sol és molt més lenta del pressupostat, i els planetes, malgrat comptar amb menys de l'1% de la massa total del sistema, compten amb més del 90% del seu moment angular. Una resolució a aquest problema és que les partícules de pols del disc original van generar fricció, la qual cosa va disminuir la velocitat de rotació en el centre.[19]

Els planetes situats en un "lloc incorrecte", per anomenar'ho d'alguna manera, són un altre problema per al model. Urà i Neptú estan ubicats en una regió on la seva formació és molt poc plausible degut a la baixa densitat de la nebulosa solar i els llargs temps orbitals a la seva regió. Encara més, els “Júpiters” calents que ara s'observen al voltant d'altres estrelles no es poden haver format en les seves posicions actuals si és que elles també es van formar a partir de "nebuloses solars". S'està debatent aquests tipus de problemes assumint que les interaccions amb la pròpia nebulosa i amb restes planetàries poden ocasionar migracions de planetes.

Els detalls de les característiques dels planetes són encara un tercer problema La hipòtesi de la nebulosa solar prediu que tots els planetes es formaran exactament en el pla de l'eclíptica. En canvi, les òrbites dels planetes clàssics tenen diverses inclinacions respecte a l'eclíptica, tot i ser petites. Encara més; per als gegants gasosos es pot predir que les seves rotacions i sistemes lunars tampoc no estaran inclinats respecte del pla el·líptic, tenint Urà una inclinació de 98º.

La Lluna, sent relativament gran en comparació a la Terra, i altres llunes que es troben en òrbites irregulars respecte al seu planeta són un altre problema. Ara es creu que aquestes observacions s'expliquen per esdeveniments que van ocórrer després de la formació inicial del sistema solar.

[edita] Altres hipòtesis

Durant els últims anys del segle XIX la hipòtesi nebular de Kant-Laplace va ser criticada per James Clerk Maxwell, que va provar que si la matèria dels planetes hagués estat alguna vegada distribuïda formant un disc al voltant del Sol, les forces de rotació diferencial haurien impedit la condensació de planetes individuals. Una altra objecció va ser que el Sol té un moment angular menor que el requerit pel model de Kant-Laplace. Durant unes quantes dècades, molts astrònoms van preferir la hipòtesi de les col·lisions properes, que considerava que els planetes s'haurien format a causa de l'aproximació d'una altra estrella al Sol. Aquesta proximitat hauria expulsat una gran quantitat de matèria tant del Sol com de l'altra estrella a causa de les forces de marea, i que en condensar-se hauria format els planetes.

La hipòtesi de les col·lisions properes també va ser criticada i, en la dècada del 1940, el model nebular va ser millorat i va aconseguir una àmplia acceptació per part de la comunitat científica. En la versió modificada, es va assumir que la massa del protoplaneta original era major i que la variació del moment angular era deguda a forces magnètiques. És a dir, el jove Sol va transferir una part del moment angular al disc protoplanetari i als planetesimals mitjançant ones d'Alvén, com se suposa que els succeeix a les estrelles T Tauri.

El model nebular refinat va ser desenvolupat completament en base a les observacions del nostre propi sistema solar, ja que era l'únic conegut fins a mitjans de la dècada de 1990. Tot i així, es creia que era àmpliament aplicable a altres sistemes planetaris, per la qual cosa els científics estaven delerosos per trobar discs protoplanetaris o, fins i tot, planetes extrasolars al voltant d'altres estrelles. En l'actualitat s'ha observat nebuloses estel·lars i discs protoplanetaris en la nebulosa d'Orió i en altres regions amb estrelles en formació emprant el telescopi espacial Hubble. Algunes d'aquestes àrees tenen fins a 1000 UA de diàmetre.

El novembre de 2006, el descobriment de més de 200 exoplanetes[20] va fer que el model nebular deixés de ser coherent amb les dades experimentals. Per tant, ha de ser revisat per tenir en compte aquests sistemes planetaris, o un nou model ha de ser proposat. No existeix un consens sobre com explicar els "Júpiter calents" observats, però la idea majoritària és la de la migració planetària. Aquesta idea consisteix en que els planetes han de ser capaços de migrar de les seves òrbites inicials a estrelles més properes per algun dels diversos processos físics possibles, com la fricció orbital quan el disc protoplanetari encara és replet d'hidrogen i heli.

En els últims anys s'ha desenvolupat un nou model de formació de sistemes solars: la teoria de la captura. Aquesta teoria sosté que la gravetat d'un objecte errant podria extreure matèria del Sol, que després es condensaria i refredaria formant els planetes. Aquest model explica característiques del sistema solar no explicades pel model nebular. Tanmateix, la teoria de la captura ha estat criticada pel fet que suposa una edat diferent per al sol i per als planetes; actualment existeixen proves que demostren el Sol i la resta del sistema solar van formar-se aproximadament a la mateixa època.

[edita] Estimació d'edat

Usant datació radiomètrica, els científics estimen que el sistema solar té uns 4.600 milions d'anys d'antiguitat. Les roques més velles a la Terra tenen aproximadament 3.900 milions d'anys. Les roques tan velles són rares de trobar, ja que la superfície de la terra està sent constantment remodelada per l'erosió, el vulcanisme i les plaques tectòniques. Per estimar l'edat del sistema solar, els científics han d'usar meteorits, que es van formar durant la condensació primerenca de la nebulosa solar. S'han trobat meteorits, com el de Canyon Diablo, de 4.600 milions d'anys d'antiguitat, per tant el sistema solar ha de tenir almenys aquesta edat.].[21]

[edita] Evolució posterior

En principi es va creure que els planetes es van formar en les òrbites actuals, com les veiem ara, o si més no a prop d'elles. Tanmateix, aquest punt de vista ha patit un canvi radical amb els coneixements apareguts a finals del segle XX i principis del XXI. Actualment es creu que inicialment el sistema solar era molt diferent amb cinc objectes, almenys tan massius com Mercuri, presents en la part interior (actualment n'hi ha quatre), i amb el sistema solar exterior molt més compacte del que és ara, així com amb el cinturó de Kuiper situat molt més endins del que comença ara.

També hi ha la creença que els impactes són una part regular, si bé poc freqüent, del desenvolupament del sistema solar. A més de l'impacte que va formar la Lluna, es creu que el sistema Plutó-Caront va resultar d'una col·lisió entre objectes del cinturó de Kuiper. I el mateix pel que fa a d'altres casos de llunes al voltant d'asteroides i altres objectes del cinturó de Kuiper; tots són el resultat de col·lisions. Que continuen existint col·lisions està demostrat per l'impacte del cometa Shoemaker-Levy 9 amb Júpiter el 1994, i per l'empremta de l'impacte del Meteor Crater en l'estat americà d'Arizona.

[edita] Sistema solar interior

D'acord amb el punt de vista acceptat actualment, el sistema solar interior es va acabar de completar després d'un impacte gegant entre una "jove" Terra i un objecte de la mida de Mart que, se suposa, es va formar en un dels punts de Lagrange entre la Terra i el Sol (L4 o L5) i després va anar a la deriva. D'aquest impacte en va resultar la formació de la Lluna.

[edita] Cinturó d’asteroides

D'acord amb la hipòtesi de la nebulosa solar, el cinturó d'asteroides inicialment contenia matèria suficient per formar un planeta i, efectivament, un gran nombre de planetesimals es va formar així. Tanmateix, Júpiter es va formar abans; a causa de la gran massa de Júpiter, les ressonàncies orbitals d'aquest gran planeta regeixen les òrbites del cinturó d'asteriodes. Aquestes ressonàncies van dispersar els planetesimals lluny del cinturó d'asteroides o els van mantenir en bandes orbitals estretes i van evitar que es consolidessin. El que queda són els darrers planetesimals creats inicialment durant la formació del sistema solar.

Els efectes de Júpiter han dispersat la major part del material original del cinturó d'asteroides, deixant menys de l'equivalent a 1/10 part de la massa de la Terra. La pèrdua de massa és el principal factor que evita que el cinturó d'asteroides es consolidi com un planeta. Els objectes amb una massa molt gran tenen un camp gravitacional prou elevat per evitar la pèrdua de grans quantitats de material com a resultat d'una col·lisió violenta. Aquest no és el cas al cinturó d'asteroides. Com a resultat, molts objectes més grans s'han fragmentat i en determinats casos els objectes més nous han estat empesos cap a fora per col·lisions menys violentes. Es poden trobar evidències d'impactes en les llunes que hi ha al voltant d'alguns asteroides, que actualment només poden ser explicades si són consolidacions de material llançat fora de l'objecte original però no amb la suficient energia perquè pugui allunyar-se d'ell.

[edita] Planetes exteriors

Article principal: Gegant gasós

Els protoplanetes més grans van ser prou massius per acumular una part del gas del disc protoplanetari i es creu que les seves distribucions de massa es poden entendre a partir de les posicions que ocupaven en el disc, encara que aquesta explicació és massa simple per poder ser aplicada en altres sistemes planetaris.

En essència, el primer planetesimal jovià que va assolir la massa crítica que es requereix per poder capturar gas d'heli i subseqüentment gas d'hidrogen és el més interior perquè, si comparem amb les òrbites més allunyades del Sol, aquí les velocitats orbitals són més altes, la densitat en el disc és major i les col·lisions succeeixen més sovint. Així Júpiter és el jovià més gran perquè va acumular gasos d'hidrogen i heli en un període més llarg de temps, i Saturn és el següent. En la composició d'aquests dos planetes predominen els gasos d'hidrogen i heli, aproximadament amb un 97% i un 90% de la massa, respectivament.

Els protoplanetes d'Urà i Neptú van assolir la mida crítica necessària per arribar al col·lapse molt després, i per això van capturar menys hidrogen i heli, que actualment constitueixen només 1/3 de les seva massa total.

Després de la captura de gas, es creu que el sistema solar exterior s'ha acabat de formar per migracions planetàries. De la mateixa manera com la gravetat dels planetes va pertorbar les òrbites dels objectes del cinturó de Kuiper, molts altres van ser dispersats cap a l'interior per Saturn, Urà i Neptú, mentre que Júpiter els va expulsar completament fora del sistema solar. Finalment Júpiter va migrar cap a l'interior mentre que Saturn, Urà i Neptú van migrar cap a l'exterior.

El 2004 es va realitzar unes observacions importants que han ajudat a una millor comprensió de com aquest procés va conduir a la formació de l'estructura actual del sistema solar. Els resultats generats per nous models per ordenador van mostrar que si Júpiter hagués realitzat dues òrbites al voltant del Sol per cada vegada que Saturn en completés una, el patró de migració posaria Júpiter i Saturn en una ressonància de 2:1 quan el període orbital de Júpiter arribés a ser exactament la meitat del de Saturn. Així mateix aquest model situava Urà i Neptú en òrbites més el·líptiques, tenint una probabilitat que canviessin de lloc d'un 50%. La simulació suposava que l'objecte que acabaria sent el més exterior, Neptú, podria llavors ser projectat cap a l'exterior, al cinturó de Kuiper, com va succeir inicialment.

Després que Júpiter i Saturn passessin per la ressonància de 2:1, la interacció subseqüent entre els planetes i el cinturó de Kuiper pot explicar les característiques orbitals i les inclinacions de l'eix dels planetes gegants exteriors. Urà i Saturn van acabar on són a causa de les interaccions amb Júpiter i entre ells mateixos, mentre que Neptú va acabar en el seu lloc actual perquè és allà on el cinturó de Kuiper es va situar inicialment. La dispersió dels objectes del cinturó de Kuiper pot explicar l'intens bombardeig tardà que va succeir aproximadament fa uns 4.000 milions d'anys.[22]

[edita] Bombardeig tardà

Article principal: Gran bombardeig tardà

Molt temps després que el vent solar netegés de gas el disc, una gran quantitat de planetesimals van quedar allunyades, sense ser integrades en cap altre cos planetari. En principi es va pensar que es situaven més enllà dels planetes exteriors, on els temps de concentració planetesimal eren tan llargs que feia impossible que el planeta es formés abans de la dispersió gasosa. El planeta exterior més gran interactuava amb aquest "mar planetesimal", dispersant aquests petits cossos rocosos cap a l'interior, mentre que ell es desplaçava cap a l'exterior. I aquest procés es repetí posteriorment quan aquesta interacció es produí amb els altres planetes; d'aquesta manera les òrbites planetàries es desplaçaren cap a l'exterior i els planetesimals cap a l'interior.

Finalment, aquest moviment planetari va derivar en un desplaçament de la ressonància entre Júpiter i Saturn (comentat més amunt) en una relació de 2:1. Es creu que Neptú i Urà van ser ràpidament empesos cap a fora, on van interactuar de manera molt intensa amb el mar de planetesimals. Per aquest motiu va augmentar la quantitat de planetesimals que van ser arrossegats cap a l'interior del Sistema Solar i d'aquí el gran increment de grans impactes observats en llunes i planetes. Aquest període és conegut com el "Gran bombardeig tardà".

D'aquesta forma, els planetes joves, i de manera particular Júpiter i Neptú, van deixar el disc lliure de restes planetesimals, "netejant l'entorn", ja sigui llançant-los cap als extrems del Núvol d'Oort fins a 50.000 UA de distància, o alterant contínuament les seves òrbites tot col·lidint amb altres planetes; una altra opció va ser la d'aconseguir òrbites més estables, com el cinturó d'asteroides. Aquest període de bambardeig pesat va durar uns quants centenars de milions d'anys i el resultat és visible en els cràters que es poden observar en molts cossos del Sistema Solar sense activitat geològica.

L'impacte dels planetesimals a la Terra es creu que va portar l'aigua i altres compostos hidrogenats. Alguns creuen que la vida mateixa va arribar a la Terra d'aquesta manera; és la hipòtesi coneguda com de la Panespermia. Les actuals ubicacions del cinturó de Kuiper i el d'Asteroides, fonamentalment, poden ser el resultat d'aquest bombardeig pesat, en el què es van transportar grans quantitats de massa a través del Sistema Solar.

El bombardeig i les col·lisions ens planetesimals i protoplanetes també permeten explicar l'existència de llunes, òrbites lunars i inclinacions axials inusuals, entre altres discrepàncies existents en uns moviments que originalment són molt ordenats. I també dóna resposta a l'excessiva quantitat de cràters que hi ha a la Lluna i altres cossos grans, datats en aquest període del sistema solar.

Se sospita que un brutal impacte d'un protoplaneta de la mida de Mart és el responsable de l'existència del satèl·lit terrestre, inusualment gran, i que té una composició i una densitat similar a la del mantell terrestre. Aquest impacte, simultàniament, podria haver alterat l'eix de rotació de la Terra fins als seus actuals 23'5º respecte del seu pla orbital.

En el model de la nebulosa solar l'única forma en la qual els planetes poden obtenir llunes és capturant-les. Les dues petites i aplanades llunes de Mart són clarament asteroides, i altres exemples de satèl·lits capturats abunden a l'entorn de Júpiter.

Interaccions regulars de la poderosa gravetat de Júpiter (vegeu ressonància orbital) també són responsables que alguna part del material que en algun moment va formar part del cinturó d'asteroides s'apropi a un altra planeta terrestre important. La major part d'aquest material porta temps dins d'òrbites excèntriques i han col·lidit amb alguns moments. La massa total del cinturó d'asteroides és actualment inferior a una dècima part de la massa de la Lluna.

[edita] El Cinturó de Kuiper i el núvol d'Oort

El Cinturó de Kuiper va ser inicialment una regió exterior constituïda de cossos congelats als que els mancava una densitat màssica suficient per consolidar-se. Inicialment el seu límit intern podria haver estat a l'extrem d'Urà i Neptú, quan aquests es van formar, i més probablement en un rang de 15 a 20 UA, mentre que el límit extern es trobava a uns 30 UA. El cinturó de Kuiper, en aquest període, "degotava" objectes cap al sistema solar extern sent la causa de les primeres migracions planetàries.

La ressonància orbital Júpiter-Saturn, de 2:1, va provocar que Neptú travessés el cinturó de Kuiper dispersant la majoria dels objectes. Molts d'aquests van ser dispersats cap endins, fins que van interactuar amb Júpiter i es varen situar en òrbites altament el·líptiques, o varen ser expulsats fora del sistema solar. Els objectes que assoliren òrbites molt el·líptiques van formar el núvol d'Oort. Més cap a la zona interior, alguns objectes van ser dispersats per Neptú i varen constituir un disc dispers, que a donat lloc a la baixa massa del cinturó de Kuiper de l'actualitat. Tanmateix, un gran nombre d'objectes del cinturó de Kuiper, incloent a Plutó, es van unir gravitacionalmente a l'òrbita de Neptú, i essent forçats a òrbites resonantes..[23]

L'evolució del sistema solar exterior sembla haver estat influïda per la presència de supernoves properes i, possiblement, també pel pas a través de núvols interestelars. Les superfícies dels cossos en el sistema solar exterior podien rebre diverses influències com algun tipus d'aclimatament espacial causat pel vent solar, l'acció de micrometeorits i dels components neutrals del medi interestelar, i influències més momentànies de supernoves i erupcions magnètiques, també anomenades terratrèmols estel·lars. En algunes investigacions sobre aclimatació espacial i erosió espacial encara no s'han quantificat més específicament les implicacions en relació al sistema solar exterior.[24]

La mostra del Stardust, que va recollir matèria del cometa Wild 2, ha revelat també alguna evidència que confirmaria que els materials de la formació inicial del sistema solar van migrar des de la zona interior més càlida cap a la regió del cinturó de Kuiper. També hi ha informació sobre la pols que existia abans que es formés el sistema solar.[25]

[edita] Llunes

[edita] Mecanismes de formació

Les llunes són els satèl·lits naturals que hi ha al voltant de la majoria dels planetes i d'altres cossos del sistema solar. La seva existència és deguda a tres possibles causes:

  • per la formació des d'un disc protoplanetari, mecanisme peculiar dels gegants gasosos;
  • per la formació a partir de restes d'un planeta com a resultat d'un impacte prou fort en un angle superficial;
  • per la captura d'un objecte per la força de la gravetat.

Els gegants gasosos tendeixen a tenir sistemes de llunes interiors que es van originar a partir del disc protoplanetari. Això es pot deduir per la gran mida de les llunes i la seva proximitat al planeta. Aquests característiques són impossibles d'assolir per la via de la captura i, d'altra banda, la naturalesa gasosa dels planetes no permet la formació a partir de runes planetàries com a conseqüència de grans col·lisions.

Les llunes exteriors dels gegants gasosos tendeixen a ser petites i tenir òrbites que són el·líptiques amb inclinacions arbitràries. Aquestes característiques són apropiades per a llunes que són cossos capturats.

En el cas dels planetes interiors i d'altres cossos sòlids del sistema solar, les col·lisions semblen ser el principal mecanisme formador de llunes, amb un part del material expulsat per la col·lisió que acaba en l'òrbita del planeta i formen una o més llunes. Es creu que la Lluna es va formar d'aquesta forma.

[edita] Evolució de les llunes

Després de formar-se, les llunes continuaren evolucionant. L'efecte més comú que han sofert és la modificació de l'òrbita a causa de les marees. Això ocorre a causa de la influència que una lluna crea en l'atmosfera i en els oceans d'un planeta i, en una menor mesura, en el planeta en si mateix.

Si el planeta rota més ràpid que l'òrbita de la lluna, l'augment de les marees es desplaçarà constantment per davant del satèl·lit. En aquest cas, aquest increment causarà que el satèl·lit s'acceleri i lentament s'allunyi del planeta, com és el cas de la nostra Lluna. D'altra banda, si la lluna orbita més ràpid que el gir del planeta, o gira en direcció contrària, l'augment serà inferior al moviment de la lluna i, amb el temps, l'òrbita lunar tendirà a acostar-se al planeta. Per aquesta raó la lluna marciana Fobos va caient lentament cap a Mart, en un moviment en espiral.

Un planeta també pot crear un augment en les marees d'una lluna, i aquest fet disminuirà la rotació de la lluna fins que el seu període de rotació arribi a ser el mateix que el seu període de revolució. Així la lluna mantindrà un dels seus costats mirant cap al planeta, com és el cas de la Lluna. Això s'anomena rotació sincrònica i es pot observar en moltes altres llunes del sistema solar, com en el satèl·lit Io de Júpiter. En el cas de Plutó i Caront, tant el planeta nan com el satèl·lit estan sincronitzats cadascun per les marees de l'altre.

[edita] Referències

  1. ↑ Swedenborg, Emanuel. 1734, (Principia) Latin: Opera Philosophica et Mineralia (English: Philosophical and Mineralogical Works), (Principia, Volume 1)
  2. ↑ The Past History of the Earth as Inferred from the Mode of Formation of the Solar System. American Philosophical Society. (1909). Data d'accés: 2006-07-23.
  3. ↑ 3,0 3,1 3,2 3,3 3,4 3,5 3,6 Lecture 13: The Nebular Theory of the origin of the Solar System. University of Arizona. Data d'accés: 2006-12-27.}
  4. ↑ Jeff Hester (2004). New Theory Proposed for Solar System Formation. Arizona State University. Data d'accés: 2007-01-11.
  5. ↑ Irvine, W. M.. The chemical composition of the pre-solar nebula. Amherst College, Massachusetts. Data d'accés: 2007-15-02.
  6. ↑ J. J. Rawal (1985). Further Considerations on Contracting Solar Nebula. Nehru Planetarium, Bombay India. Data d'accés: 2006-12-27.
  7. ↑ 7,0 7,1 Yoshimi Kitamura, Munetake Momose, Sozo Yokogawa, Ryohei Kawabe, Shigeru Ida and Motohide Tamura (2002). Investigation of the Physical Properties of Protoplanetary Disks around T Tauri Stars by a 1 Arcsecond Imaging Survey: Evolution and Diversity of the Disks in Their Accretion Stage. Institute of Space and Astronautical Science, Yoshinodai, National Astronomical Observatory of Japan, Department of Earth and Planetary Science, Tokyo Institute of Technology. Data d'accés: 2007-01-09.}
  8. ↑ Arnett, David (1996). Supernovae and Nucleosynthesis, 1ª edició, Princeton, New Jersey: Princeton University press. ISBN 0-691-01147-8. 
  9. ↑ Jane S. Greaves (2005). Disks Around Stars and the Growth of Planetary Systems. Science Magazine. Data d'accés: 2006-11-16.
  10. ↑ Jane S. Greaves (2005). Disks Around Stars and the Growth of Planetary Systems. Science Magazine. Data d'accés: 2006-11-16.
  11. ↑ Manfred Küker, Thomas Henning; Günther Rüdiger (2003). Magnetic Star-Disk Coupling in Classical T Tauri Systems. Science Magazine. Data d'accés: 2006-11-16.
  12. ↑ Michael Stix. The Sun: An Introduction. Springer.
  13. ↑ Peter Goldreich; William R. Ward (1973). The Formation of Planetesimals. The American Astronomical Society. Data d'accés: 2006-11-16.
  14. ↑ Jean-Marc Petit; Alessandro Morbidelli (2001). The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt. Centre National de la Recherche Scientifique, Observatoire de Nice,. Data d'accés: 2006-11-19.
  15. ↑ M. J. Mumma, M. A. DiSanti, N. Dello Russo, K. Magee-Sauer, E. Gibb, R. Novak (2003). Remote infrared observations of parent volatiles in comets: a window on the early solar system. Laboratory for Extraterrestrial Physics, Catholic University of America, Dept. of Chemistry and Physics, Rowan University, Dept. of Physics, Iona College. Data d'accés: 2006-11-16.
  16. ↑ By William B. (EDT) McKinnon, Timothy Edward Dowling, Fran Bagenal (2004). Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere, Cambridge University Press. 
  17. ↑ Elmegreen, B. G. (1979). On the disruption of a protoplanetary disk nebula by a T Tauri like solar wind. Columbia University, New York. Data d'accés: 2006-11-19.
  18. ↑ Heng Hao (2004). Disc-Protoplanet interactions. Harvard University. Data d'accés: 2006-11-19.
  19. ↑ Angela Britto (2006). Historic and Current Theories on the Origins of the Solar System. Astronomy department, University of Toronto. Data d'accés: 2006-06-22.
  20. ↑ The extrasolar planets encyclopedia
  21. ↑ Joel Cracraft (1982). The Scientific Response to Creationism. Department of Astronomy, University of Illinois. Data d'accés: 2006-07-23.
  22. ↑ Kathryn Hansen (2005). Orbital shuffle for early solar system. Geotimes. Data d'accés: 2006-06-22.
  23. ↑ Renu Malhotra (1995). The origin of pluto's orbit: implications for the solar system beyond neptune. Lunar and Planetary Institute. Data d'accés: 2007-01-20.
  24. ↑ Beth E. Clark: Interplanetary Weathering: Surface Erosion in Outer Space.
  25. ↑ Emily Lakdawalla (2006). Stardust Results in a Nutshell: The Solar Nebula was Like a Blender. Data d'accés: 2007-01-02.

[edita] Bibliografia