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¿Cómo se formó Mercurio?

Aunque los planetas rodean a las estrellas en la galaxia, su forma sigue siendo un tema de debate. A pesar de la riqueza de mundos en nuestro propio Sistema Solar, los científicos aún no están seguros de cómo se construyen los planetas. Actualmente, hay dos teorías:


La primera y más ampliamente aceptada, la acumulación de núcleos, funciona bien con la formación de los planetas terrestres como Mercurio, pero tiene problemas con los planetas gigantes. El segundo, el método de inestabilidad del disco, puede explicar la creación de estos planetas gigantes. 

Los científicos continúan estudiando planetas dentro y fuera del Sistema Solar en un esfuerzo por comprender mejor cuál de estos métodos es el más preciso.

El modelo de acreción central:

Hace aproximadamente 4600 millones de años, el Sistema Solar era una nube de polvo y gas conocida como nebulosa solar. La gravedad colapsó el material sobre sí mismo cuando comenzó a girar, formando el Sol en el centro de la nebulosa.

Con la salida del Sol, el material restante comenzó a acumularse. Pequeñas partículas se unieron, unidas por la fuerza de la gravedad, en partículas más grandes. El viento solar barrió elementos más ligeros de las regiones más cercanas, dejando solo materiales pesados ​​y rocosos para crear mundos terrestres más pequeños como Mercurio. Pero más lejos, los vientos solares tuvieron menos impacto en elementos más ligeros, lo que les permitió unirse en gigantes gaseosos. De esta manera, se crearon asteroides, cometas, planetas y lunas.

Al igual que la Tierra, el núcleo metálico de Mercurio se formó primero, y luego reunió elementos más ligeros a su alrededor para formar su corteza y manto. Mercurio, como otros planetas, probablemente recolectó las piezas más nebulosas que formarían su atmósfera. Sin embargo, a diferencia de sus hermanos, la pequeña masa del planeta (Mercurio es el más pequeño de los planetas) y la proximidad cercana al Sol le impidieron mantener firmemente los gases. Las interacciones con el viento solar constantemente despojan al planeta de su delgada atmósfera, incluso cuando proporciona una afluencia.

Las observaciones de exoplanetas parecen confirmar la acumulación del núcleo como el proceso de formación dominante. Las estrellas con más "metales", un término que los astrónomos usan para elementos distintos del hidrógeno y el helio, en sus núcleos tienen más planetas gigantes que sus primos pobres en metales. Según la NASA, la acumulación de núcleos sugiere que los mundos pequeños y rocosos deberían ser más comunes que los gigantes gaseosos más masivos.

El descubrimiento en 2005 de un planeta gigante con un núcleo masivo en órbita alrededor de la estrella HD 149026 es un ejemplo de un exoplaneta que ayudó a fortalecer el caso de la acumulación de núcleos.

El modelo de inestabilidad del disco:

Aunque el modelo de acreción central funciona bien para los planetas terrestres, los gigantes gaseosos habrían tenido que evolucionar rápidamente para agarrar la importante masa de gases más ligeros que contienen. Pero las simulaciones no han podido explicar esta rápida formación. Según los modelos, el proceso lleva varios millones de años, más tiempo que los gases ligeros disponibles en el sistema solar temprano. Al mismo tiempo, el modelo de acreción central enfrenta un problema de migración, ya que es probable que los planetas bebés se disparen en espiral hacia el Sol en un corto período de tiempo.

Según una teoría relativamente nueva, la inestabilidad del disco, los grupos de polvo y gas se unen temprano en la vida del Sistema Solar. Con el tiempo, estos grupos se compactan lentamente en un planeta gigante. Estos planetas pueden formarse más rápido que sus rivales de acreción central, a veces en tan solo mil años, lo que les permite atrapar los gases más ligeros que se desvanecen rápidamente. También alcanzan rápidamente una masa estabilizadora de la órbita que les impide marchar hacia el Sol.

Según el astrónomo exoplanetario Paul Wilson, si la inestabilidad del disco domina la formación de planetas, debería producir una gran cantidad de mundos a grandes órdenes. Los cuatro planetas gigantes que orbitan a distancias significativas alrededor de la estrella HD 9799 proporcionan evidencia observacional de la inestabilidad del disco. Fomalhaut b , un exoplaneta con una órbita de 2000 años alrededor de su estrella, también podría ser un ejemplo de un mundo formado a través de la inestabilidad del disco, aunque el planeta también podría haber sido expulsado debido a las interacciones con sus vecinos.

Acreción de guijarros:

El mayor desafío para la acumulación de núcleos es el tiempo, construir gigantes de gas masivos lo suficientemente rápido como para agarrar los componentes más ligeros de su atmósfera. Investigaciones recientes sobre cómo los objetos más pequeños, del tamaño de un guijarro, se fusionaron para construir planetas gigantes hasta 1000 veces más rápido que los estudios anteriores.

En 2012, los investigadores Michiel Lambrechts y Anders Johansen de la Universidad de Lund en Suecia propusieron que los guijarros pequeños, que alguna vez fueron descartados, eran la clave para construir rápidamente planetas gigantes.

Levison y su equipo se basaron en esa investigación para modelar con mayor precisión cómo las pequeñas piedras podrían formar planetas vistos hoy en la galaxia. Mientras que las simulaciones previas, tanto los objetos grandes como los medianos consumieron a sus primos del tamaño de un guijarro a un ritmo relativamente constante, las simulaciones de Levison sugieren que los objetos más grandes actuaron más como matones, arrebatando guijarros de las masas medianas para crecer a un ritmo mucho más rápido.


Esta foto Messenger de Mercurio muestra crestas de arrugas alrededor de una red de canales que se formaron cuando las llanuras volcánicas se estiraron. El anillo de cresta de arrugas, de unos 100 km de diámetro, se forma sobre el borde de un llamado cráter fantasma.(Crédito de la imagen: NASA / Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad Johns Hopkins / Carnegie Institution of Washington / Smithsonian Institution)

Un cambio de ritmo:

Los estudios de Mercurio revelan que su núcleo es significativamente más masivo de lo esperado en relación con el resto del planeta. Con un radio de entre 1800 a 1900 kilómetros, el núcleo de hierro en su mayoría se extiende a través del 75 por ciento del diámetro del planeta y constituye una cantidad significativa de su volumen. La corteza, por otro lado, tiene solo 500 a 600 km de espesor. 

Después de que Mariner 10 hizo tres sobrevuelos de Mercurio en la década de 1970, su extraña composición, incluido el voluminoso núcleo de hierro, condujo a una gran cantidad de teorías sobre cómo se pudo haber formado el planeta. Uno sugirió que, si un Mercurio más grande se formara lo suficientemente rápido, podría haberse consolidado antes de que el Sol alcanzara su pico. Las temperaturas elevadas de la joven estrella podrían haber cocido gran parte de la corteza liviana, dejando solo una pequeña concha alrededor del planeta.

Sin embargo, cuando la misión MESSENGER de la NASA observó a Mercurio, estudió la composición de la superficie. Descubrió que las proporciones de torio a potasio eran similares a las de otros planetas terrestres. Mientras que el torio es un elemento estable, el potasio es más volátil, fácilmente cocido por las altas temperaturas. Los hallazgos de MESSENGER sugieren que el planeta no fue sometido a un calentamiento extremo o una evolución temprana, sino que se formó de manera muy similar a otros mundos terrestres.

En cambio, Mercurio probablemente sufrió un evento violento temprano en su vida. Los científicos teorizan que el planeta original, con una corteza más masiva y más gruesa, podría haber sido golpeado fácilmente por un gran cuerpo en el violento sistema solar temprano. Tal colisión habría volado gran parte de su corteza al espacio, dejando atrás un núcleo masivo encerrado solo por un caparazón delgado.

Este post pertenece a la serie "El Sistema Solar", puedes ver todos los posts aquí. 


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