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La formación del sistema solar
Todo modelo de la formación del sistema solar debe estar en condiciones de explicar el estado actual de éste. Antes de ver cómo se formó nuestro sistema, recordemos, pues, algunas de sus características.
El sistema solar contiene ocho planetas. Estos pueden clasificarse en dos grupos: los planetas telúricos (planetas formados principalmente por silicatos), de dimensión y masa reducidas, pero de fuerte densidad (Mercurio, Venus, la Tierra y Marte), y los gigantes gaseosos, de dimensión y masa mucho más grandes, pero de densidad baja (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno).
Las órbitas de los planetas en torno al Sol están casi todas contenidas en el mismo plano, llamado el plano de la eclíptica (La Eclíptica es la línea que describe el Sol en su recorrido aparente a través del cielo). El plano de Eclíptica es el plano que incluye la orbita de la Tierra alrededor del Sol y, por tanto, visto desde la Tierra incluye la línea antes mencionada. Este plano se encuentra inclinado unos 23,5º con respecto al plano del Ecuador terrestre.
La Eclíptica está dividida convencionalmente en 12 zonas en las que están situadas otras tantas constelaciones que constituyen el Zodíaco, de forma que aproximadamente cada mes el Sol recorre una de estas constelaciones zodiacales.
La Eclíptica intersecta con el ecuador celeste en dos puntos opuestos denominados equinoccios. Cuando el sol aparece por los equinoccios, la duración del día y de la noche es aproximadamente la misma en toda la Tierra (12 horas). Esto se produce alrededor de los días 21 de Marzo y 23 de Septiembre.
El punto de la Eclíptica más al norte respecto del ecuador celeste se denomina en el hemisferio norte solsticio de verano, y el punto más al sur recibe la denominación de solsticio de invierno. Esto ocurre alrededor de los días 21 de Junio y 22 de Diciembre
El momento angular
Una característica importante, ya que es vinculante para los modelos de formación, es la distribución del momento angular. Esta magnitud caracteriza la rotación o la revolución de un cuerpo, y se obtiene combinando la masa, la velocidad de desplazamiento angular y la distancia al eje de rotación o revolución.
La teoría muestra que el momento angular de un sistema aislado debe ser invariable en el tiempo. El sistema solar, en el momento de su formación, tenía, pues, un momento angular idéntico al que todavía podemos medir en la actualidad. En cambio, la distribución del momento entre el Sol y los planetas puede muy bien haber variado.
Hoy día, mientras que nuestra estrella contiene por sí sola el 99 por ciento de la masa total del sistema solar, sólo contiene el 3 por ciento de su momento angular total. Esto es un punto muy importante que permite eliminar las teorías demasiado simplistas incapaces de explicar la distribución actual.
La formación del sistema solar.
Pasemos, pues, a la historia de la formación de nuestro sistema. La descripción que sigue es un modelo globalmente admitido, aunque sus detalles son aún objeto de muchos debates.
Al principio, hace alrededor de diez mil millones de años, lo que pasará a ser un día el sistema solar no es más que una fracción minúscula de una gigantesca nube de hidrógeno y helio que prosigue su baile alrededor del centro galáctico.
A medida que el tiempo pasa, esta nube se contrae suavemente y se enriquece con elementos más pesados en el momento de la explosión de estrellas masivas a los alrededores, lo que explica que la abundancia actual de elementos pesados es aproximadamente del 2 por ciento.
Por último, hace 4,6 mil millones de años, bajo el efecto de su propia gravedad, esta nube se contrae sobre sí misma y se fragmenta en una serie de nubes de dimensiones más reducidas, una de las cuales se convertirá en el sistema solar.
El protosistema, ahora bien definido, continúa contrayéndose cada vez más. Pero, según la ley de conservación del momento angular, si el tamaño de un cuerpo se reduce, su velocidad de rotación debe aumentar para compensar. La contracción del protosistema se acompaña, por tanto, de un fuerte aumento de la velocidad de rotación.
Además, como el protosistema no es rígido, se produce un fuerte aplanamiento en el plano perpendicular al eje de rotación. Nos encontramos así, finalmente, con una concentración de materia en el centro, la protoestrella, (se denomina protoestrella al período de evolución de una estrella desde que es una nube molecular formada de hidrógeno, helio y partículas de polvo que empiezan a contraerse, hasta que la estrella alcanza la secuencia principal en el diagrama de Hertzsprung-Russell) rodeada de un disco de materia llamado disco protoplanetario.
Es aquí donde interviene nuestro conocimiento de la distribución del momento angular. En los modelos de formación más simples, el sistema solar es el resultado de una simple contracción de una nube de gas en rotación. Pero esto debería traducirse por una velocidad de rotación del Sol incompatible con el hecho de que sólo posee el 3 por ciento del momento angular total.
En realidad, la protoestrella va a ser ralentizada bajo la acción de fuerzas magnéticas. En las condiciones físicas que reinan en el momento, una variación del campo magnético provoca automáticamente una variación de la distribución de materia y viceversa —se dice que las líneas del campo magnético se congelan en la materia—.
Entonces, las líneas de campo magnético que atraviesan el protosistema son deformables, pero solamente de forma limitada. Esta rigidez se transmite a la materia, lo que crea un vínculo entre la protoestrella y el disco protoplanetario. Es gracias a este vínculo, que la región central se frena y pierde poco a poco su momento angular en provecho del disco que gira cada vez más rápidamente.
Bajo el efecto de la desaceleración, baja la fuerza centrífuga sufrida por la protoestrella y, finalmente, se para la eyección de materia. A partir de este momento, ambos subsistemas anteriormente vinculados tienen una evolución independiente.
En el centro, la protoestrella continúa contrayéndose y su temperatura aumenta rápidamente. Finalmente, las reacciones nucleares de fusión se ponen en marcha, y aparece la estrella que nosotros conocemos.
La formación de los planetas
En el disco protoplanetario, los átomos se aglomeran al mismo tiempo que sus encuentros para convertirse en polvo. Estos se reagrupan para formar pequeños cuerpos llamados planetesimales. Esta etapa dura algunos millones de años.
A causa de la turbulencia en el disco, aparecen fluctuaciones de densidad que evolucionan para acabar en cuerpos de gran dimensión, en un proceso llamado acreción. Estos cuerpos continúan capturando los planetesimales que encuentran en su camino y, finalmente, alcanzan el estado de planeta.
La principal fase de acreción se termina aproximadamente en 4,4 mil millones de años, aunque los intensos bombardeos continúan aún durante mil millones de años.
El aspecto final de los planetas depende de la distancia al Sol. Cerca de éste, los elementos ligeros reciben mucha energía y están demasiado calientes para condensarse. El material que constituye estos planetas es, así pues, rico en elementos pesados, como el hierro o el silicio, lo que explica su fuerte densidad.
Lejos del Sol, la acreción de planetesimales es el origen de un núcleo denso que constituye el punto de partida para un crecimiento posterior. Alrededor de este núcleo se acumula una envoltura de gas, y desemboca en un planeta muy voluminoso y masivo, pero esencialmente constituido por hidrógeno y, así pues, poco denso.
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