FORMACIÓN DEL SISTEMA SOLAR

Hay cinco teorías consideradas razonables acerca de la formación de nuestro Sistema Solar:

• La teoría de Acreción asume que el Sol pasó a través de una densa nube interestelar, y emergió rodeado de un envoltorio de polvo y gas.

• La teoría de los Proto-planetas dice que inicialmente hubo una densa nube interestelar que formó un cúmulo. Las estrellas resultantes, por ser grandes, tenian bajas velocidades de rotación, en cambio los planetas, formados en la misma nube, tenían velocidades mayores cuando fueron capturados por las estrellas, incluido el Sol.

• La teoría de Captura explica que el Sol interactuó con una proto-estrella cercana, sacando materia de esta. La baja velocidad de rotación del Sol, se explica cómo debida a su formación anterior a la de los planetas.

• La teoría Laplaciana Moderna asume que la condensación del Sol contenía granos de polvo sólido que, a causa del roce en el centro, frenaron la rotación solar. Después la temperatura del Sol aumentó y el polvo se evaporó.

• La teoría de la Nebulosa Moderna se basa en la observación de estrellas jóvenes, rodeadas de densos discos de polvo que se van frenando. Al concentrarse la mayor parte de la masa en el centro, los trozos exteriores, ya separados, reciben más energía y se frenan menos, con lo que aumenta la diferencia de velocidades.

En la actualidad, esta es la teoría más aceptada. Para comprenderla, tenemos que entender la teoría de los planetesimales, ya que la teoría de la nebulosa se apoya en esta teoría para explicar la formación de los planetas.

Según esta teoría, hace unos 5.000 millones de años, existía una nebulosa, una nube de gas o polvo interestelar (la «nebulosa solar»). Esta se vio perturbada probablemente por su propia fuerza gravitatoria, y se colapsó. Esto pudo deberse a la onda de choque procedente de alguna supernova cercana.

En segundo lugar, como consecuencia de este colapso, la materia de la nebulosa se condensó y comenzó a concentrarse en la parte central de lo que sería más tarde el Sistema Solar. Es decir, el volumen de la nube iba disminuyendo, y a la vez la temperatura y la presión aumentaron hasta que el núcleo alcanzó una temperatura tan alta que se desataron una serie de reacciones termonucleares que hicieron que las estrellas emitieran enormes cantidades de luz y calor. La temperatura era tan alta que incluso se vaporizaron partículas de polvo. Se estima que la fase inicial de colapso duró unos 100.000 años. El Sol se habría formado entonces en la región central, más densa. La temperatura es tan alta cerca del Sol que incluso los silicatos, relativamente densos, tienen dificultad para formarse allí. La presión y temperatura de la zona central alcanzan niveles suficientes como para permitir el nacimiento de una protoestrella, nuestro Sol.

Como consecuencia de las intensas emisiones solares, una buena parte de la materia se vio “soplada” o desplazada hacia el espacio. El resto, permaneció girando alrededor del Sol, debido a la enorme gravedad que ejercía este. Así, se empieza a formar un disco aplanado. La razón de que parte de esa materia entrara en órbita es que poseía un movimiento de rotación, y las fuerzas de inercia asociadas a ese movimiento hacen que se forme un disco de acreción en torno a la estrella. La materia que forma el disco va enfriándose, perdiendo gradualmente energía por radiación.

Una vez comenzado este movimiento, los materiales más densos se fueron disponiendo más cerca del centro. Más tarde, en el centro del disco aparecieron los llamados planetesimales, que se dispusieron en órbitas distintas en torno al Sol, y comenzaron a colisionar entre sí, destruyéndose y volviéndose a reunir en cuerpos cada vez más grandes y con mayor capacidad de atracción gravitatoria. Las partículas de ese polvo empiezan a chocar entre ellas, formando acumulaciones de cada vez mayor tamaño. El crecimiento sigue y sigue. Cuando alguno de estos conglomerados alcanza una masa suficiente como para producir una fuerza gravitatoria significativa, su gravedad (incluso si es muy pequeña) le da ventaja sobre otros conglomerados de menor tamaño, atrayendo un mayor número de partículas pequeñas y, de manera muy rápida, los objetos grandes acumulan toda la masa cercana a su órbita. El tamaño final que alcancen depende de su distancia a la estrella central y de la composición de la nebulosa. Así se formarían los planetas.

El cinturón de asteroides (es una región del Sistema Solar comprendida entre las órbitas de Marte y Júpiter) se formó en la nebulosa protosolar junto con el resto del Sistema Solar. Al parecer, los fragmentos de material contenidos en la región del cinturón hubieran formado un planeta, pero las perturbaciones gravitacionales de Júpiter, el planeta más masivo, produjeron que estos fragmentos colisionaran entre sí a grandes velocidades y no pudieran agruparse, resultando en el residuo rocoso que se observa en la actualidad.

De este modo, los planetas más densos se quedaron más cerca del núcleo del sistema, y los más ligeros permanecen más lejos del Sol.

Tras este largo proceso de formación, los planetas se fueron enfriando poco a poco, creando una atmósfera a partir de los gases liberados, que solo quedaron retenidos en los planetas que presentaban una gravedad importante. Los planetesimales siguieron chocando entre sí a menor ritmo y formando de cúmulos de mayor masa. Es muy posible que en las fases iniciales de la formación de la Tierra fuese un gigante gaseoso, y que sólo al perder la atmósfera ligera, tanto por escape del hidrógeno, como por calentamiento del Sol, quedase el núcleo sólido.

Finalmente, tras el paso de entre diez y cien millones de años, terminamos con unos diez planetas, en órbitas estables, y eso es el Sistema Solar. Estos planetas, así como sus superficies pueden haber resultado con fuertes modificaciones debido a las últimas colisiones importantes que hayan sufrido. Esta puede ser la razón de la composición, en buena parte metálica, de por ejemplo, la Luna. La hipótesis general hoy en día es que el sistema Tierra-Luna se formó como resultado de un gran impacto: un cuerpo celeste del tamaño de Marte colisionó con la joven Tierra, volando material en órbita alrededor de esta, que se fusionó para formar la Luna.

Podemos resumir esta teoría en este esquema de una forma más sencilla: