Formación del Sistema Solar          

 

Las teorías científicas de cómo se originó el Sistema Solar comenzaron a ser expuestas en el siglo XVII. Estas, de manera general, se distinguieron en dos grandes campos: las catastróficas y las nebulares.

 

Hoy día, las hipótesis catastróficas han sido rebatidas y poseen muy poco asidero científico, mientras que la hipótesis de la nebulosa primitiva es ampliamente aceptada por la comunidad científica.

 

En todo caso, una hipótesis moderna sobre el origen de nuestro sistema planetario debe contemplar los siguientes aspectos:

 

1)    Las órbitas de los planetas se encuentran prácticamente en el plano ecuatorial del Sol.

2)    Las órbitas de los planetas son casi circulares (elipses de muy baja excentricidad).

3)    La dirección de traslación de los planetas en sus órbitas es “progrado” (en el mismo sentido que la rotación del Sol).

4)    El sentido de rotación de una parte considerable de los planetas, es progrado (salvo Venus).

5)    Las densidades de los planetas disminuye desde el interior hacia el exterior, al igual que en las lunas de los planetas Júpiter, Saturno y Urano.

6)    Que el Sol representa el 99,8% de la masa del Sistema Solar, pero sólo el 2% de su impulso de giro (momento angular). Los planetas, con el 0,2% de su masa, poseen el 98% del momento angular del Sistema Solar.

7)    Las proporciones de deuterio, hidrógeno, silicio y litio, son similares en los planetas y en el medio interestelar, pero 100 veces mayor que en el Sol.

   

Hay estrellas muy masivas que por su enorme gravedad, en un momento de su vida, colapsan sobre si mismas y explotan como supernovas, formando una nebulosa rica en elementos pesados. Estos remanentes se expanden a velocidades superiores a los 1.000 Km/s.

 

Nebulosa del Cangrejo (M1). Remanente de Supernova.

 

Más adelante en el tiempo, esta nube de gas y polvo se enfría y la fuerza de gravedad hace que se inicie un proceso de condensación. Los científicos llaman este proceso colapso gravitatorio y su duración depende de la cantidad de materia que contenga la nube. Para una nube con la masa de nuestro Sol, el colapso dura unos 10 millones de años, mientras que si su masa fuese mucho más pequeña, por ejemplo un décimo de la masa solar, este proceso podría durar hasta 800 millones de años.

 

Nube en colapso gravitatorio. Pilares de creación. Nebulosa del Aguila.

 

A medida que se produce el colapso, la temperatura en el centro de la nube va aumentando como consecuencia del aumento de presión. Tenemos lo que se llama una protoestrella: una masa de hidrógeno con un tamaño de unas 50 veces el diámetro del Sol, con una temperatura superficial de unos 3.000 K.

 

 

Representación del sistema NGC 1333-IRAS 4B en Perseo.

 

Hacia el centro, los átomos del gas se compactan de tal forma, que la temperatura comienza a incrementarse de manera brusca. Al alcanzar los 500.000 °C, los átomos de hidrógeno se fusionan en deuterio: la nube ya produce energía pero todavía no se ha conformado la estrella central.

 

Cuando se alcanza los 15 millones de grados, el hidrógeno se fusiona en helio: la estrella se enciende en el centro de la nebulosa y comienza a modelar su sistema planetario.

 

La estrella modela el sistema planetario.

 

Los poderosos vientos de la estrella y la presión de la radiación de la estrella, expele los gases y polvo de los restos residuales de la nebulosa primitiva.

 

La estrella limpia su entorno

 

Parte de la sustancia de polvo que se evaporó en la fase de la formación del protosol, retorna al disco en forma de gas y reinicia su proceso de condensación. Esta materia constituirá los condritos normales, que encontramos en la actualidad en los meteoritos que impactan la Tierra.

 

Inicio del proceso de acreción


 

Por efecto gravitatorio, los elementos pesados de la nebulosa original se condensan en la proximidad solar, mientras que los elementos livianos se repliegan hacia el exterior del disco de acreción.

 

Los vientos solares y la presión de radiación expelen los elementos livianos

 

Mediante el proceso de acreción (unión por colisión), el polvo y gas de la nebulosa originaria forma grumos de materia que debido a inestabilidades gravitacionales, constituyen pequeños cuerpos de baja densidad, con tamaños menores a 10 Km, conocidos con el nombre de planetesimales.

 

Protoplanetaire schijf

Mecanismo de acreción de los planetesimales

 


 

Los mecanismos de acreción continúan, dando origen a cuerpos mayores (de unos 100 Km). Algunos de estos cuerpos formados por acreción, pasan a constituir los núcleos de los planetas. La fuerza gravitatoria ejercida por estos núcleos, captura los gases nebulares que posteriormente formarían los planetas Júpiter y Saturno.

 

Se inicia la fase colisional en nuestro Sistema Solar. Mientras los cuerpos se encuentran en estado plasmático, la colisión agrega materia que asume la forma esférica.

 

Artist's painting of the Earth-Planet X  collision that led to the latter's demise, and formation of the Moon.

Etapa colisional del Sistema Solar

 

Artist's conception of the early magma ocean.

En su comienzo, los planetas rocosos son masas de rocas incandecentes

 

 

 

Producida la corteza en los planetas rocosos, las cicatrices de los impactos se observan en la superficie de los mismos.

 

Mercurio. Imagen tomada por la sonda Messenger

 

Los restos dispersos que permanecen, pasarán a constituir los satélites, cometas y asteroides del sistema planetario.

 

De esta manera, hace unos 4.600 millones de años, se originó nuestro Sistema Solar.