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¿Cómo se formó Marte?

El planeta Marte se formó, junto con el resto del Sistema Solar, hace unos 4600 millones de años. Pero exactamente cómo se formaron los planetas sigue siendo un tema de debate.


La primera y más ampliamente aceptada teoría, la acumulación de núcleos, funciona bien con la formación de los planetas terrestres como Marte, 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:

La teoría principal, conocida como acumulación de núcleos, es que el Sistema Solar comenzó como una gran nube de gas frío y polvo, llamada nebulosa solar. La nebulosa colapsó debido a su propia gravedad y se aplastó en un disco giratorio. La materia fue atraída hacia el centro del disco, formando el Sol.  

Otras partículas de materia se unieron para formar grupos llamados planetesimales. Algunos de estos se combinaron para formar asteroides, cometas, lunas y planetas. Las partículas cargadas por el viento solar que salen del Sol arrastraron los elementos más ligeros, como el hidrógeno y el helio, dejando atrás mundos rocosos en su mayoría pequeños. En las regiones exteriores, sin embargo, se formaron gigantes gaseosos compuestos principalmente de hidrógeno y helio porque el viento solar era más débil.

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.


En 2018, la Agencia Espacial Europea planea lanzar el característico Satélite ExOPlanet (CHEOPS), que estudiará exoplanetas que varían en tamaños desde super-Tierras hasta Neptuno. Estudiar estos mundos distantes puede ayudar a determinar cómo se formaron los planetas en el Sistema Solar.

Al estudiar cómo los planetas en crecimiento acumulan material, CHEOPS proporcionará información sobre cómo crecen los mundos.

La acumulación del núcleo fue postulada por primera vez a finales del siglo XVIII por Immanuel Kant y Pierre Laplace. La teoría de la nebulosa ayuda a explicar cómo se formaron los planetas en nuestro Sistema Solar. Pero con el descubrimiento de planetas "Super-Tierra" orbitando otras estrellas, se propuso una nueva teoría, conocida como inestabilidad de disco. 

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 istemaS 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, una vez 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.

En 2018, la NASA lanzará la misión InSight a Marte que estudiará el interior del planeta.

Encogiéndose:

Ya sea que Marte comenzó por inestabilidad de disco o acumulación de núcleo o piedra, continuó acumulando peso a medida que crecía. Los modelos sugieren que el Planeta Rojo debería ser casi tan grande como Venus y la Tierra si el gas y el polvo se extendieran suavemente a través del Sistema Solar. En cambio, Marte tiene solo un 10 por ciento de masa, lo que sugiere que se formó en una región baja en bloques de construcción planetaria.

Ingrese el modelo Grand Tack, la teoría principal para explicar el llamado "pequeño problema de Marte". Según el modelo, Júpiter y Saturno emigraron hacia el Sol poco después de su nacimiento antes de virar como un velero y regresar al Sistema Solar exterior. En el camino, habrían barrido gran parte de los escombros que deberían haber alimentado la formación de Marte.

Otra posibilidad es que regiones de baja densidad se formaron naturalmente en el disco protoplanetario. 

Otra opción es que Marte realmente comenzó en el cinturón de asteroides, luego migró hacia el Sol debido a su interacción con los planetesimales.

Calentamiento y enfriamiento:

Como todos los planetas, Marte se calentó a medida que se formaba debido a la energía de estas colisiones. El interior del planeta se derritió y elementos más densos como el hierro se hundieron en el centro, formando el núcleo. Silicatos más ligeros formaron el manto, y los silicatos menos densos formaron la corteza. Marte probablemente tuvo un campo magnético durante unos cientos de millones de años, pero a medida que el planeta se enfrió, el campo murió. 

El joven Marte tenía volcanes activos, que arrojaban lava a través de su superficie, y agua y dióxido de carbono a la atmósfera. Pero no hay actividad tectónica en Marte, por lo que los volcanes permanecieron estacionarios y crecieron con cada nueva erupción.

La actividad volcánica también probablemente le dio a Marte una atmósfera más espesa. El campo magnético de Marte protegió al planeta de la radiación y el viento solar. Con una presión atmosférica más alta, el agua probablemente fluyó en la superficie de Marte, según indican los estudios. Pero hace unos 3.500 millones de años, Marte comenzó a enfriarse. Los volcanes estallaron cada vez menos y el campo magnético desapareció. La atmósfera desprotegida fue arrastrada por el viento solar y la superficie fue bombardeada por radiación.

En estas condiciones, el agua líquida no puede existir en la superficie. Los estudios sugieren que el agua queda atrapada bajo tierra tanto en forma líquida como congelada y en las capas de hielo de los casquetes polares.

Toda la vida tal como la conocemos requiere agua líquida, por lo que hay mucho interés en encontrar evidencia de ello en Marte.

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


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