El Universo Primigenio: origen del Sistema Solar

Hace 4.570 Ma ( aproximadamente 9.130 Ma después del Big Bang)


El inicio de la formación del Sistema Solar Planetario (o Sistema Solar, en forma abreviada) ocurre hace aproximadamente 4.570 Ma. La materia prima para formar el Sistema Solar es gas (principalmente hidrógeno y helio) y polvo (integrado por todos los demás elementos) que se encuentran formando parte de una nebulosa. Esta nebulosa es un vestigio expelido al espacio por estrellas que brillaron y se extinguieron antes que nuestro Sol . Es por esto que el Sol es una estrella de, al menos, segunda generación (las estrellas de primera generación, con sólo hidrógeno y helio, no pudieron formar planetas constituidos con elementos pesados, pues no existían todavía). Las distintas fases de formación del Sistema Solar son:

Fase de condensación (se inicia hace unos 4.570 Ma) –> Hacia el centro de la nebulosa se produce una concentración de materia muy superior a la existente en la periferia de la misma, de tal modo que se genera una fuerza de gravedad mucho mayor que causa la atracción acrecentada de más materia (véase “El Universo Primigenio – Las Primeras Estrellas”). Este proceso genera una esfera de gas ardiente en el centro de la nebulosa: el protosol (que con el tiempo dará origen al Sol). La materia que cae hacia este núcleo gaseoso origina un movimiento global de rotación que se va incrementando hasta alcanzar un cierto valor, del mismo modo que una bailarina cuando gira con los brazos extendidos aumenta su velocidad de giro conforme los va contrayendo (esto sucede así porque un sistema en rotación obedece a una ley de la física conocida como ley de la conservación del momento angular).




El protosol va capturando casi la totalidad de la materia contenida en la nebulosa inicial (aproximadamente el 99.86% de su masa); la materia residual se va acomodando a su alrededor constituyendo un disco plano de materiales dispersos que, por su velocidad de giro, ya no pueden caer hacia el núcleo (véase órbitas). Así, esta materia residual queda, simplemente, en órbita en torno al núcleo de gas ardiente del mismo modo que la Luna está en órbita alrededor de la Tierra. A este disco de materia dispersa se lo denomina disco protoplanetario .



Tras aproximadamente 10 Ma, las temperaturas del núcleo del protosol llegan a ser lo suficientemente altas como para poder iniciarse las reacciones nucleares de fusión que utilizan el hidrógeno como combustible, desprendiéndose como resultado una gran cantidad de energía. Se establece de este modo una gran diferencia de temperatura en el disco protoplanetario, estando muy caliente hacia el centro (cerca del protosol) y enfriándose gradualmente hacia la periferia. La acción conjunta de esta estructura térmica y de la fuerza de gravedad genera varias regiones bien diferenciadas dentro del Sistema Solar, que veremos más adelante.
Fase de acreción (se inicia hace unos 4.570 Ma y “finaliza” en torno a los 3.800 Ma) –> Siguiendo el principio de que la materia más densa se va al fondo, en la zona más interna y cercana al protosol se condensan como sólidos los elementos preexistentes más pesados, tales como los silicatos minerales (constituidos por silicio , oxígeno , magnesio y hierro ), que forman granos muy finos de materia sólida. Por acción de la gravedad, estos granos comienzan a atraerse los unos a los otros, chocando entre ellos y fusionándose para constituir partículas de mayor tamaño. De este modo experimentan un acrecentamiento de su masa de manera desbocada, atrayendo hacia sí a los objetos circundantes más pequeños y dando lugar a cuerpos aún más grandes, con diámetros de 1 kilómetro o superiores, denominados planetésimos o planetesimales.

-A través de un largo proceso de aglutinamiento de la materia, el disco protoplanetario se hace cada vez más tenue y, en su región más interna, se forman los protoplanetas rocosos o terrestres (se ha estimado que al cabo de 20.000 años se pudieron haber formado cientos de cuerpos de talla semejante a la de la Luna). Estos cuerpos, por medio de un proceso de choques catastróficos, acrecentamiento de sus masas y perturbación mutua de sus órbitas, van reduciendo su número poco a poco e incrementando su tamaño de forma considerable.



La cantidad de energía liberada en los choques de los protoplanetas contra otros cuerpos similares y planetesimales de gran tamaño llega a fundir parcialmente sus superficies, por lo que la historia primigenia de estos planetas terrestres es verdaderamente caótica y de gran violencia, con superficies solidificadas en losas flotando sobre roca fundida, lava en erupción y explosiones gigantescas causadas por la llegada de más planetesimales.



Al cabo de unos 10 Ma (hacia los 4.560 Ma), el tiempo durante el cual el protosol se va calentando cada vez más para iniciar las reacciones nucleares , los protoplanetas casi han alcanzado sus tamaños finales, pudiendo ser denominados oficialmente “planetas“. No obstante, durante los próximos 100 Ma (hasta los 4.460 Ma, aproximadamente) se continuarán produciendo impactos de planetesimales de gran talla en sus superficies y algunas colisiones devastadoras entre algunos planetas. Tal es el ejemplo de Theia (con un tamaño aproximado al de Marte) y la primitiva Tierra, que colisionan hace unos 4.533 Ma a una velocidad próxima a los 40.000 km/h.



Se cree que el choque entre ambos planetas se produce de forma rasante, de tal modo que ambos se funden parcialmente y se alejan el uno del otro hasta distanciarse varios diámetros terrestres, manteniéndose siempre unidos por un puente de material fundido. Por efecto de la atracción gravitatoria comienzan a aproximarse de nuevo y colisionan por segunda vez, esta vez de forma casi frontal. Como resultado de esta colisión se forma una gigantesca eyección de roca fundida y vapor de unos 4.000 ºC que se extiende hasta ocho radios terrestres; Theia es destruido y la Tierra se funde por completo. Parte de los materiales que han salido despedidos con la colisión caen de nuevo en la superficie terrestre o se alejan hacia el espacio interplanetario, pero el resto del material queda orbitando en torno a la Tierra y adopta una morfología de disco incandescente similar al del disco protoplanetario.



Con el paso del tiempo, la materia que constituye ese disco incandescente se va aglutinando para formar un solo cuerpo al que hoy denominamos Luna. Esta explicación sobre el origen de nuestro satélite se corresponde con la teoría del Gran Impacto.


El conjunto de los planetas rocosos, constituido hoy día por los planetas Mercurio, Venus, Tierra y Marte, ocupa sólo el 0.00058% de la masa de la nebulosa solar original.
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A mayor distancia del protosol, más allá de los planetas terrestres, las temperaturas son mucho más bajas. Durante la formación de la protoestrella y el disco protoplanetario, en esta región de la nebulosa predomina la composición química original de la misma, con una gran abundancia de los gases ligeros hidrógeno y helio y muy poca cantidad del resto de gases (metano -CH4 -, amoniaco -NH3 - y nitrógeno diatómico -N2 -), elementos pesados y hielos de compuestos sencillos (metano, amoniaco y agua -H2O -). Del mismo modo que los planetas rocosos, los planetas que se forman en esta zona del disco protoplanetario sufren el intenso bombardeo planetesimal y sus respectivas temperaturas alcanzan valores muy elevados. El calor producido expande sus atmósferas a dimensiones notoriamente mayores que las actuales, pero con el paso del tiempo, según se enfrian, van encogiendo su tamaño. Conforme esto va sucediendo, quedan en órbita, alrededor de estos planetas, discos de gas, hielos y polvo a partir de los cuales, y del mismo modo que los planetas nacieron del disco protoplanetario, surgen los satélites ordinarios y los sistemas de anillos característicos de los cuatro planetas gigantes (los más conocidos son los de Saturno).

Júpiter y Saturno , los planetas jovianos más cercanos al Sol, se forman principalmente a partir del hidrógeno y el helio, con poca cantidad de elementos pesados; Urano y Neptuno , más alejados, además de incluir estos componentes incorporan equiparables cantidades de hielos. Los planetas jovianos son enteramente distintos a los planetas terrestres: ninguno de ellos tiene una superficie sólida , sino que es fluida. Se tiene evidencia de que contienen en la profundidad de sus núcleos material rocoso constituido por elementos pesados comunes a los de los planetas rocosos . Por ejemplo, Júpiter y Saturno, con masas 318 y 95 veces mayores a la de la Tierra, respectivamente, tienen un núcleo rocoso que ocupa el 17y el 28% de su diámetro, siendo el volumen restante de ambos planetas principalmente hidrógeno en estado líquido. La temperatura de los núcleos rocosos se estima, para ambos planetas, en 40.000 y 20.000 ºC. Los planetas jovianos, en su conjunto, ocupan el 0.13% de la masa de la nebulosa solar original y el 99.57% de la masa planetaria (Júpiter , el mayor de los planetas , abarca por sí sólo el 71% de la masa planetaria).

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En la frontera formada por los protoplanetas que darán lugar a los planetas rocosos y los que generarán a los planetas jovianos se van acumulando una serie de cuerpos de tamaño relativamente pequeño que, debido a la influencia gravitacional de Júpiter , no llegan a agregarse para constituir un cuerpo lo suficientemente grande como para ser llamado planeta (la suma agregada de todos esos objetos es menor que la masa de nuestra Luna). Todos los cuerpos que superan determinado tamaño son atraidos irremisiblemente por el gigante planeta gaseoso y lanzados a otras regiones del Sistema Solar por las fuerzas gravitatorias. Debido a esto se va desarrollando un anillo de planetésimos denominado cinturón de asteroides .



Más allá del protoplaneta que será Neptuno , en una zona más alejada del protosol y más fría, la materia se condensa en forma de hielos (de metano, amoniaco y agua, principalmente), aunque están tan dispersos que se van agregando para formar pequeños cuerpos que no alcanzan el tamaño de planetas (en la actualidad se considera a Plutón como uno de estos cuerpos). Observaciones telescópicas recientes han confirmado la existencia de numerosos planetesimales helados (un número superior a 200 millones de objetos) con un diámetro medio de varios kilómetros. Este conjunto de cuerpos constituye el llamado Cinturón de Kuiper, y su presencia es consistente con la observación telescópica de grandes discos que se encuentran asociados al nacimiento de estrellas como nuestro Sol en otras partes del Universo.



La influencia gravitacional de los planetas gaseosos gigantes Júpiter y Saturno lanza a muchos de los planetesimales helados de su entorno hacia el espacio interestelar, sin posibilidad de regresar al Sistema Solar; algunos, no obstante, no llegan a salir y quedan atrapados en lo que se conoce como Nube de Oort, estableciendo órbitas muy excéntricas y alejadas del Sol (distancias tan lejanas como un año-luz). Ocasionalmente, alguno de estos objetos visita de nuevo el Sistema Solar en forma de cometa de periodo largo, como es el caso del cometa Halley.