¿Por qué la Tierra gira sobre su eje?

La hipótesis dominante sobre la formación de la Luna es que un objeto del tamaño de Marte chocó con la proto-Tierra hace 4.500 millones de años. La Tierra está girando ahora debido a esa colisión hace 4.500 millones de años.

Como muestra la pregunta vinculada, el momento angular es una cantidad conservada. Así como tiene que suceder algo para que un objeto en movimiento cambie su momento lineal, algo tiene que suceder para que un objeto en rotación cambie su momento angular. Ese "algo" se llama fuerza en el caso del momento lineal, torque en el caso del momento angular.

Los torques externos actúan sobre la Tierra. Las fuerzas de marea transfieren el momento angular de la rotación de la Tierra a la órbita de la Luna. La Luna se formó bastante cerca de la Tierra poco después de ese impacto gigante hace 4.500 millones de años, y un día probablemente duraba solo de cuatro a seis horas en ese entonces. Hace mil millones de años, la Luna se había retirado significativamente y la Tierra se había ralentizado, de modo que un día duraba de 18 a 21 horas. La Tierra ha seguido desacelerándose, y seguirá haciéndolo.

Si esos pares externos no existieran, todavía tendríamos una Tierra que gira rápidamente.

Como señala David Hammen, las interacciones y colisiones individuales son extremadamente importantes para determinar los giros individuales de los planetas y la explicación que involucra una colisión muy grande en la formación de la luna es casi con seguridad un factor importante para determinar el giro original de la Tierra. Sin embargo, hay razones más fundamentales por las que todos los planetas deberían girar y que, en ausencia de colisiones catastróficas u otras interacciones posteriores, el vector de giro debería alinearse aproximadamente con el momento angular orbital.

El sistema solar se formó a partir del colapso gravitacional de un núcleo inestable, que a su vez se habría formado dentro de una nube turbulenta de gas en el medio interestelar. Si uno simplemente toma un volumen dentro de un gas turbulento, inevitablemente tendrá una cierta cantidad de momento angular, incluso si toda la nube tiene un momento angular de giro neto cero.

A medida que el núcleo colapsa, girará hacia arriba, pero la conservación del momento angular dará como resultado un disco aplanado de material que orbita alrededor del protosol. No puede acumularse directamente sobre el protosol debido a su momento angular.

Después de unos pocos millones de años, el disco comienza a aclararse. Los detalles de este proceso son poco conocidos, pero parece que parte del gas se acumula, parte se expulsa y parte se coagula para formar polvo y pequeños "planetesimales". Estos planetesimales orbitan alrededor del Sol y, en última instancia, se unen o, en las partes exteriores del sistema solar, acumulan gas para formar los planetas.

Considere un disco giratorio de gas y planetesimales. La tercera ley de Kepler nos dice que el período orbital$P$está relacionado con la distancia al Sol$a$como$P^2 \propto a^3$. Por lo tanto, la velocidad orbital$v \propto a^{-1/2}$y momento angular orbital específico$L \propto a^{1/2}$.

Ahora considere un protoplaneta que acumula material del disco que lo rodea. El material se extraerá tanto del interior como del exterior de su órbita actual. El material interior y exterior tienen un momento angular orbital específico diferente, pero la densidad del disco también disminuirá con el radio. La acumulación aplicará un par de torsión al protoplaneta. Los detalles son complicados: traté de pensar en una forma de hacer el cálculo al dorso del sobre, pero fallé. Para los planetas terrestres interiores, habrá mucha estocasticidad porque las colisiones finales impartirán el mayor momento angular y podrían cambiar las cosas por completo. Los gigantes gaseosos son más predecibles, los flujos de gas tenderán a impartir un momento angular de espín en la misma dirección que el momento angular orbital, aunque incluso aquí, la turbulencia dentro del disco, los campos magnéticos y la migración hacia adentro o hacia afuera a través del disco conducen a una mayor complejidad (difícil de modelar). La siguiente imagen es una instantánea (de la densidad del gas) de una simulación realizada por Richard Nelson en el Queen Mary College de Londres. Al observar esta imagen, probablemente pueda convencerse de que el protoplaneta está acumulando un momento angular con una dirección vectorial en la imagen, que es la misma dirección que el momento angular orbital en la simulación.

El punto es que siempre habrá algo de momento angular acumulado desde el disco protoplanetario, incluso en ausencia de eventos de colisión importantes.

Una vez que el disco se ha despejado para dejar el sistema planetario formado, las fuerzas de marea son el problema más importante en el sistema Tierra-Luna. Los pares de marea están transfiriendo gradualmente el momento angular del giro de la Tierra a la órbita Tierra-Luna.

No estoy al tanto de ninguna medida detallada que revele el giro hacia abajo de los otros planetas en el sistema solar.