sistema solar

Formación y evolución del Sistema Solar
Artículo principal: Sistema Solar


Concepción artística de un disco protoplanetario.
Se estima que la formación y evolución del Sistema Solar comenzó hace 4 568 millones de años con el colapso gravitacional de una pequeña parte de una nube molecular gigante. La mayor parte de la masa colapsante se reunió en el centro, formando el Sol, mientras que elresto se aplanó en un disco protoplanetario a partir del cual se formaron los planetas, lunas, asteroides y otroscuerpos menores del Sistema Solar.
Este modelo ampliamente aceptado, conocido como la hipótesis nebular, fue desarrollado por primera vez en el siglo XVIII porEmanuel Swedenborg, Emanuel Kant y Pierre-Simon Laplace. Su desarrollo posterior ha entretejido una variedad de disciplinascientíficas como la astronomía, la física, la geología y las ciencias planetarias. Desde los albores de la era espacial en 1950 y el descubrimiento de planetas extrasolares en la década de 1990, el modelo ha sido desafiado y refinado para incorporar las nuevas observaciones.
El sistema solar evolucionó mucho desde su formación inicial. Muchas lunas formaron discos de gas y polvo circularesalrededor de los planetas a los que pertenecen, mientras se cree que otras lunas se formaron de manera independiente y más tarde fueron capturadas por sus planetas. Todavía otras, como la Luna de la Tierra, pueden ser el resultado de colisiones gigantes. Estas colisiones entre cuerpos aún se producen y han sido fundamentales para la evolución del Sistema Solar. Las posiciones de los planetas sedesplazaron con frecuencia. Ahora se cree que esta migración planetaria fue responsable de gran parte de la evolución temprana del Sistema Solar.
Cinturón de asteroides[editar]
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 losplanetesimales 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 uncampo 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 lascolisiones 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[editar]
Artículo principal: Gigante gaseoso
Los protoplanetas más grandes fueron lo suficientemente masivos para acumular gas del disco protoplanetario, y se cree que susdistribuciones 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—...