Origen del Sistema Solar

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Origen del Sistema Solar

En los últimos cientos de años se han presentado varias teorías imaginativas sobre el origen del sistema solar, pero casi todos los que trabajan actualmente en la cosmogonía del sistema solar coinciden en un concepto fundamental, propuesto en 1796 por el astrónomo y matemático francés Pierre Simon de Laplace. Este concepto, la hipótesis nebular, sostiene que el Sol y el resto de los cuerpos del sistema solar se formaron a partir de la misma nube giratoria y aplanada de gas y polvo, que, como ya se ha dicho, se denomina nebulosa solar. La hipótesis nebular explica de inmediato las propiedades orbitales brutas del sistema solar: todos los planetas orbitan (y la mayoría giran) en el mismo sentido en que gira el Sol, y sus órbitas casi circulares están confinadas en gran medida a la eclíptica, el único plano casi perpendicular al eje de rotación del Sol. Véase también: Rotación estelar

Aunque el gran experimento que condujo a la formación del sistema solar nunca podrá repetirse, las regiones actuales de formación estelar en la Vía Láctea pueden ser observadas para obtener información sobre los procesos implicados en la formación de estrellas de masa similar a la del Sol. Suponiendo que la formación estelar actual se desarrolle de forma similar a la de hace 4.567 millones de años, este enfoque debería aportar muchas limitaciones al proceso general. Estas observaciones confirman las implicaciones estelares de la hipótesis nebular de Laplace: las estrellas muy jóvenes (protoestrellas) se encuentran efectivamente incrustadas en densas nubes de gas y polvo que a menudo muestran indicios de aplanamiento y rotación. Aunque es casi seguro que la comprensión de la formación del sistema solar seguirá evolucionando, a continuación se ofrece un marco detallado en el que trabajan los cosmogonistas. Véase también: Nube molecular; Protoestrella

Fase de colapso

La nebulosa solar se produjo por el colapso de una densa nube interestelar, compuesta principalmente por hidrógeno molecular (cerca del 77% en masa) y gas helio (cerca del 21%), con cerca del 2% de la masa de la nube en forma de los demás elementos, en su mayoría congelados en granos de polvo. Los elementos más pesados que el hidrógeno y el helio se formaron por nucleosíntesis en generaciones anteriores de estrellas y luego fueron expulsados a las nubes interestelares a través de eventos como las supernovas. Véase también: Nucleosíntesis; Supernova

Los radiotelescopios han demostrado que existen densas nubes interestelares con masas comparables a la del Sol, que contienen entre 10.000 y un millón de moléculas/cm3, y con temperaturas bastante bajas, de unos 10 K (-263°C o -441°F). Debido a sus bajas temperaturas, la presión del gas no suele ser suficiente para sostener estas nubes contra su propia gravedad, que trata de tirar de la nube hacia una configuración más pequeña. Muchas nubes parecen estar sostenidas principalmente por campos magnéticos; sin embargo, el apoyo del campo magnético requiere una contracción continua de la nube, en gran parte neutra, más allá de las líneas de campo, y eventualmente las fuerzas magnéticas ya no pueden sostener la nube cada vez más densa. En este punto, las nubes densas entran en la fase de colapso, en la que se desarrollan movimientos supersónicos hacia el interior que conducen a la formación de un núcleo de tamaño estelar en el centro de la nube en unos 100.000 a un millón de años. Parte del gas de la nube sigue cayendo sobre este núcleo protoestelar, donde se detiene repentinamente y su energía cinética se convierte en energía térmica. Este calor sale de la nube en forma de radiación infrarroja; los telescopios infrarrojos han demostrado que muchos núcleos de nubes densas contienen estrellas jóvenes profundamente incrustadas. Véase también: Energía; Colapso gravitacional; Astronomía infrarroja; Materia interestelar; Radioastronomía; Evolución estelar

Nebulosa solar

Debido a la conservación del momento angular, no todo el gas y el polvo que cae en una nube en rotación cae directamente sobre la protoestrella central. En su lugar, se forma una nebulosa solar en forma de disco, en la que la atracción de la gravedad hacia el interior se emplea en mantener el movimiento de rotación de la nebulosa. Si hay demasiado momento angular en la nube inicial, es probable que el proceso de colapso dé lugar a la formación de un sistema estelar doble o múltiple en lugar de una estrella única y un sistema planetario; si hay muy poco momento angular, sólo se forma una estrella única. Véase también: Momento angular

Dado que el Sol contiene el 99,9% de la masa del sistema solar, pero sólo alrededor del 2% del momento angular, el sistema planetario tiene considerablemente más momento angular por unidad de masa que el Sol. Esta discrepancia es mayor de lo que se puede explicar formando el Sol a partir de las porciones de menor momento angular de una nube densa, o teniendo en cuenta el hecho de que durante la vida del sistema solar, el Sol ha perdido un momento angular sustancial a través del frenado magnético asociado (véase qué es, su concepto jurídico; y también su definición como “associate” en derecho anglo-sajón, en inglés) al viento solar, la radiación que sale constantemente del Sol. Véase también: Viento solar

La solución a este problema de momento angular parece estar en la evolución sustancial de la nebulosa solar tras su formación. Para que el momento angular sea suficiente para dar lugar a la formación de un sistema planetario, gran parte de la masa de la nebulosa solar recién formada debe residir en el disco y no en el Sol primitivo. El disco debe entonces evolucionar de manera que transfiera masa hacia el interior para alimentar al Sol en crecimiento, mientras transporta hacia el exterior el exceso de momento angular que no es deseado por el Sol pero que es necesario para los planetas. Aunque este tipo de evolución puede parecer artificiosa, si no milagrosa, en realidad es esperable por motivos muy generales para cualquier disco viscoso que esté sufriendo una pérdida de energía, como lo hará la nebulosa solar, a través de la radiación al espacio. Se han identificado varios mecanismos físicos diferentes que son potencialmente capaces de impulsar la evolución de la nebulosa solar: la turbulencia causada por la inestabilidad convectiva o el cizallamiento de la velocidad, los pares gravitacionales entre los brazos espirales y los cúmulos de la nebulosa, y los pares magnéticos asociados a un campo magnético nebular generado por una inestabilidad magnetorreotatoria. Es probable que estos mecanismos lleven a la evolución del grueso del gas de la nebulosa hacia el interior del protosol, en una escala temporal del orden de 100.000 a 10 millones de años. Los campos magnéticos y los torques gravitacionales son los motores actualmente favorecidos de la evolución de la nebulosa.

Formación de planetesimales

La parte de la nebulosa que va a formar los planetas debe desacoplarse de la nebulosa gaseosa para evitar ser tragada por el Sol. Esto se produce por el proceso de coagulación de los granos de polvo a través de colisiones mutuas; cuando los cuerpos sólidos alcanzan un tamaño suficiente (aproximadamente un kilómetro), dejan de estar ligados a la nebulosa por el movimiento browniano (como ocurre con los granos de polvo) o por el arrastre del gas (como sucede con los cuerpos más pequeños). Véase también: Movimiento browniano

Los granos de polvo interestelar que acaban formando los cuerpos sólidos del sistema solar empiezan teniendo tamaños del orden de 0,1 micrómetros. Estas minúsculas partículas deben adherirse entre sí para iniciar el proceso de formación de planetas; la adhesión puede ser causada por las fuerzas de Van der Waals. La coagulación se ve favorecida por el aumento de la densidad espacial de los granos de polvo, que se produce a medida que los granos de polvo se sedimentan a través de la nebulosa gaseosa para formar un subdisco denso compuesto en gran parte por partículas sólidas. Tanto la sedimentación como la coagulación de los granos de polvo se ven inhibidas por la vigorosa agitación que cabe esperar en una nebulosa altamente turbulenta (esto último porque los granos pueden chocar entre sí a velocidades relativas lo suficientemente altas como para producir fragmentación en lugar de coagulación), pero una vez que la turbulencia se apaga, la sedimentación y la coagulación pueden producir cuerpos de tamaño centimétrico a métrico en unos 1.000 a 10.000 años. Véase también: Fuerzas intermoleculares; ecuación de Van der Waals

Durante mucho tiempo se ha pensado que la siguiente fase de crecimiento implica una inestabilidad gravitatoria colectiva del subdisco de polvo que produciría rápidamente cuerpos de tamaño kilométrico o superior, denominados planetesimales. Sin embargo, esta inestabilidad puede verse impedida por la turbulencia inducida por la diferencia de velocidad orbital entre la nebulosa gaseosa y el subdisco de polvo. (El gas orbita el Sol algo más lentamente que los cuerpos sólidos porque el disco gaseoso está parcialmente sostenido contra la gravedad del Sol por la presión del gas). Si se evita la inestabilidad gravitatoria, el crecimiento hasta el tamaño planetesimal puede producirse mediante una mayor coagulación por colisión; el arrastre del gas frena preferentemente a los cuerpos más pequeños, produciendo movimientos relativos entre los cuerpos más grandes y los más pequeños que pueden conducir a colisiones. En este caso, se espera que el crecimiento a planetesimales de tamaño kilométrico se produzca en unos 10.000 años. Sigue habiendo mucho debate sobre si la inestabilidad del disco de polvo estuvo realmente implicada en el crecimiento hasta este tamaño.

Acumulación planetaria

Se necesita alrededor de un billón de planetesimales del tamaño de un kilómetro para formar sólo los planetas terrestres; se necesitaría un número significativamente mayor de cuerpos del mismo tamaño para formar los planetas gigantes. Estos planetesimales tienen ya el tamaño aproximado de muchos asteroides y cometas, lo que sugiere que muchos de los cuerpos son simplemente restos de fases intermedias del proceso de formación de planetas. Este proceso se desarrolla en lo que se conoce como un disco protoplanetario que rodea a la joven estrella anfitriona.

Los planetesimales son lo suficientemente masivos como para que las fuerzas gravitatorias determinen sus probabilidades de colisión; la autogravedad también es necesaria para evitar que los restos escapen tras las colisiones. El posterior crecimiento de los planetesimales por acumulación gravitatoria se produjo en dos fases distintas. En la primera fase, los planetesimales crecieron por acumulación de otros planetesimales que se encontraban esencialmente a la misma distancia del Sol. Una vez que todos los planetesimales cercanos fueron barridos, esta fase terminó. La primera fase duró unos 10.000 años en el sistema solar interior y produjo planetesimales de unos 500 km de tamaño. Es probable que esta fase se caracterizara por el crecimiento desbocado de relativamente pocos cuerpos, ya que una vez que un cuerpo se hace más grande que sus vecinos (como debe ocurrir después de cualquier colisión), su mayor atracción gravitatoria aumenta las posibilidades de que otro cuerpo colisione con él, y así sucesivamente. Véase también: Gravitación

En la segunda fase, la acumulación requiere que colisionen cuerpos a distancias significativamente diferentes del Sol. Esto sólo puede ocurrir si las órbitas de los planetesimales se vuelven muy elípticas y, por tanto, se cruzan. Las fuerzas gravitacionales entre los planetesimales en órbita pueden producir órbitas elípticas, pero sólo durante periodos de tiempo relativamente largos; se necesitan entre 10 y 100 millones de años para que la acumulación se produzca por este medio en el sistema solar interior. En la actualidad se cree que la segunda fase se desarrolló de forma diferente a la primera, con colisiones que se produjeron principalmente entre cuerpos de tamaño más o menos igual, en lugar de las colisiones de tamaño muy desigual que se producen en un proceso de acumulación galopante. La segunda fase podría haber implicado colisiones violentas entre cuerpos de tamaño planetario, un final espectacular para todo el proceso de formación de planetas. Una colisión de refilón entre un cuerpo del tamaño de Marte y otro del tamaño de la Tierra parece ser la mejor explicación para la formación del sistema Tierra-Luna; los restos del impacto gigante acabarían en órbita alrededor de la Tierra y posteriormente formarían la Luna.

Las observaciones astronómicas de estrellas jóvenes similares al Sol implican que la parte gaseosa de la nebulosa solar fue eliminada en algún momento entre 100.000 y 10 millones de años después de que el Sol comenzara a formarse. Mientras que la mayor parte del gas se añadió presumiblemente al Sol a través de la evolución de la nebulosa, el gas y el polvo residuales de la nebulosa fueron probablemente retirados del sistema solar por el viento solar primitivo, que tenía una tasa de pérdida de masa aproximadamente un millón de veces mayor que la actual. La formación final de los planetas terrestres, que duró entre 10 y 100 millones de años, se produjo entonces en ausencia de gas apreciable de la nebulosa, lo que explica la ausencia de cantidades significativas de hidrógeno y helio en el sistema solar interior. Sin embargo, la formación de los planetas gigantes debe haber ocurrido antes de la pérdida del gas de la nebulosa; de lo contrario, sus núcleos de roca y hielo no habrían podido capturar el gas necesario para explicar sus composiciones actuales. La formación de los planetas gigantes en el plazo de un millón de años parece requerir que la segunda fase de acumulación de planetesimales se produzca mediante una acreción galopante hasta llegar a cuerpos de unas 10 masas terrestres en el sistema solar exterior. Los sistemas satélites de los planetas gigantes se formaron en gran medida en nebulosas minisolares que orbitan alrededor de cada protoplaneta, mediante procesos similares a los descritos para la formación de planetas.

Basado en la experiencia de varios autores, mis opiniones, perspectivas y recomendaciones se expresarán a continuación (o en otros lugares de esta plataforma, respecto a las características en 2026 o antes, y el futuro de esta cuestión):

La formación de planetas gigantes gaseosos mediante el proceso de dos pasos requiere unos 10 millones de años para que se forme un núcleo de 10 masas terrestres y luego se acrezca una envoltura gaseosa masiva, lo que puede ser más largo que la vida de los discos gaseosos típicos. El medio alternativo para la formación de los planetas gigantes gaseosos es mucho más rápido, ya que sólo se necesitan unos 1.000 años para que una inestabilidad gravitatoria de la nebulosa gaseosa produzca un grupo masivo de gas y polvo. El polvo se asentará para formar un núcleo en el centro de la aglomeración en una escala de tiempo similar. Si los planetas gigantes gaseosos se forman por este último mecanismo, incluso las estrellas más jóvenes mostrarán evidencias de compañeros de la masa de Júpiter; mientras que si predomina el mecanismo de dos pasos, la mayoría de las estrellas jóvenes no tendrán la edad suficiente para tener tales compañeros. La formación de planetas gigantes de hielo podría ocurrir a través del mecanismo de inestabilidad del disco si la nebulosa solar naciera en una región de estrellas de gran masa. Su radiación fotoevaporaría el gas del disco más allá de la órbita de Saturno, así como las envolturas gaseosas de los protoplanetas que orbitan allí.

Datos verificados por: Thompson
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Recursos

Notas y Referencias

Véase También

• Meteoritos
• Neptuno
• Gravedad de la Tierra
• Esquema del Sistema Solar
• Energía Oscura
• Eclipse Lunar
• Compuestos Orgánicos Extraterrestres
• Características Planetarias
• Big Bang
• Astronauta en el Espacio
• Vida Extraterrestre
• Vía Láctea
• Astronomía
• Ciencia Planetaria
• Colonización espacial
• Historia de la Astronomía
• Sistema Solar

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