2.5. El origen del Sistema Solar - IES Ramon Llull

2.5. El origen del Sistema Solar
El estudio de los cuerpos planetarios nos pone en condiciones de plantear hipótesis
sobre su origen. Cualquier teoría sobre el origen del Sistema Solar debe explicar
las siguientes características mecánicas y geológicas de éste:
Características mecánicas:
a) Las órbitas de todos los planetas son casi circulares y están aproximadamente
en el mismo plano, que es también el plano del ecuador del Sol.
b) El Sol y todos los planetas giran en el mismo sentido, de Oeste a Este. Sin
embargo, los planetas giran mucho más deprisa en torno al Sol que éste sobre sí
mismo: casi todo el momento angular del Sistema está en los planetas.
c) Las rotaciones de todos los planetas, salvo Venus y Urano, son directas. Los
períodos de rotación de planetas y asteroides oscilan entre 5 y 10 horas, salvo cuando
ha habido frenados mareales evidentes (como es el caso de Mercurio).
Características geológicas:
d) La composición de los planetas se correlaciona aproximadamente con su
distancia al Sol, estando los cuerpos más densos en el interior (planetas terrestres) y
los menos densos en el exterior (planetas gigantes y la nube de cometas). Esta
disposición se repite en los cuatro satélites mayores de Júpiter.
e) Todos los cuerpos planetarios (salvo lo) presentan huellas de impactos con
cuerpos de hasta un centenar de kilómetros de diámetro.
f) Los meteoritos son diferentes, desde el punto de vista químico, a las rocas
terrestres y lunares; algunas inclusiones en meteoritos tienen además una distribución
isotópica anómala.
Muchos de los datos orbitales son conocidos desde Copérnico, pero los rasgos
geológicos sólo han llegado en los últimos veinte años. Por esto es sorprendente que
la teoría más aceptada sobre el origen del Sol y los cuerpos planetarios se parezca
tanto a la que propusieron los intelectuales y naturalistas del siglo XVIII, Descartes,
Kant y Laplace entre otros. La teoría nebular de éstos, según la cual el Sistema Solar
se formó a partir de una nebulosa en rotación rápida, es la idea en la que se basó la
moderna teoría planetesimal, propuesta inicialmente en la década de 1940 por el
alemán Carl von Weizsacker y el americano Gerald Kuiper. Como todas las ideas
científicas que tratan temas complejos, la teoría planetesimal es una idea dinámica,
que ha ido evolucionando en este medio siglo para adaptarse a los datos procedentes
de la exploración reciente del Sistema Solar.
A continuación reconstruiremos la teoría planetesimal a partir de las explicaciones de
los datos orbitales y geológicos del Sistema.
El primer punto, a), sugiere que el Sol y los planetas tienen una dinámica común: por
ello, han debido originarse al mismo tiempo. Eso nos lleva a estudiar el origen de las
estrellas. Desde hace varias décadas, los astrónomos han observado que las estrellas
jóvenes (como las conocidas Pléyades) están rodeadas con frecuencia por
nebulosidades. Por eso buscan la cuna de las estrellas en las nubes de gas y polvo
llamadas nebulosas.
Las nebulosas están animadas de movimientos caóticos y tienen gran tamaño, ya que
son millones de veces mayores que las estrellas. Muchas de las nebulosas son
densas y masivas, y debido a ello tienden a sufrir un colapso gravitatorio, es decir, a
comprimirse rápidamente hasta reducirse a un tamaño poco mayor que el de una
estrella. Al disminuir su diámetro, los movimientos giratorios que pudiera haber
inicialmente tienden a incrementarse; al aumentar su densidad, la temperatura
aumenta hasta que, en la zona central, se inician las reacciones termonucleares
propias de las estrellas, y en las inmediaciones del centro todo el polvo se vaporiza.
Los choques entre las partículas que giran rápidamente eliminan las trayectorias que

no están en el plano de máxima fuerza centrífuga, que es el ecuatorial: la nube se
aplana, convirtiéndose en un disco (el futuro plano de la eclíptica) de partículas
sometidas a las leyes de Kepler, con una protuberancia central oscura que alberga
una estrella recién nacida.
En 1967, los astrónomos americanos Davidson y Harwit llamaron poéticamente
nebulosas-crisálida a estas nebulosas discoidales con una estrella joven. Como la
estrella está aún velada por el gas y el polvo, su luz visible no nos llegará
directamente, sino que chocará con aquellos, calentándolos hasta que emitan
radiaciones infrarrojas. Davidson y Harwit previeron que las nebulosas-crisálida se
caracterizarían por su fuerte emisión infrarroja, predicción confirmada por los
telescopios infrarrojos puestos en funcionamiento en la pasada década (Fig. 2.91).
Las nebulosas-crisálida enlazaban con conceptos anteriores: provendrían de la
compresión de glóbulos de Bok, glóbulos densos y oscuros sin estrellas en su
interior, y terminarían siendo estrellas T Tauri, estrellas jóvenes de emisión irregular,
probablemente porque están aún rodeadas de restos de polvo, del que se libran
mediante un viento solar muy activo (hasta 200 km/s).
Lo que es más interesante es que en las nebulosas-crisálida existen hielo y silicatos,
que junto con el hidrógeno y el helio son, como se vio en la figura 2.84, las principales
materias primas para la construcción de los planetas. En adelante denominaremos
nebulosa solar a la nebulosa-crisálida a partir de la que se desarrollaron el Sol y los
otros cuerpos planetarios.
Así se cumplen la condición a) y la primera parte de la b). Pero el lento giro del Sol
necesita una explicación aparte. La más convincente es que el gas de la estrella y el
que rodeaba a ésta estaban ionizados por la radiación de la estrella, o por su propia
energía térmica. Al girar, este gas conductor creó un intenso campo magnético en la
estrella; ahora bien, como el gas ionizado no puede cruzar las líneas de fuerza de un
campo magnético, y éstas giraban con la estrella, el gas cercano quedó acoplado a la
estrella y funcionó de hecho como un ancla de ésta, frenando su rotación (Fig. 2.92).
¿Cómo se pasó de una nube en rotación rápida a unos pocos planetas
individualizados? La energía que la nube emite en el infrarrojo significa que la
nebulosa-crisálida se está enfriando. Al enfriarse, el vapor formado en la fase de
contracción se condensa en una serie de materiales: primero los más refractarios
(punto de condensación más alto, como hierro y silicatos) y luego los más volátiles,
como agua, amoniaco y metano. Como las temperaturas son diferentes en cada zona
del disco, en cada una predominará un tipo de materiales (Fig. 2.93). En concreto, en
las órbitas de los planetas terrestres la temperatura era demasiado alta para que se
condensasen volátiles, y por ello los planetas terrestres debieron formarse con los
escasos elementos refractarios, dando lugar a planetas densos y pequeños. Así se
explica la propiedad d).
Los planetas, por supuesto, no se condensaron de una vez, sino a partir de granos y
bloques de diversos tamaños que en conjunto se llaman planetesimales: primero se
formarían pequeños granos de algunos centímetros, que a su vez se unirían hasta dar
planetoides de varios kilómetros de diámetro. Estos cuerpos chocaron entre sí hasta
que la mayoría adquirió órbitas estables, coplanarias y casi circulares. En razón de la
tercera ley de Kepler, los planetesimales en órbitas contiguas tendrían velocidades
muy parecidas y por lo tanto chocarían a velocidades relativas pequeñas: el resultado
de estos choques de baja energía es la reunión de partículas o acreción colisional. El
crecimiento de los cuerpos es exponencial, porque el de su campo gravitatorio
también lo es, y cada vez se atraen más partículas. Así podrían generarse cuerpos
planetarios de varios miles de kilómetros de diámetro en pocos miles de años. El
cuerpo formado suma los momentos angulares medios de los planetesimales que se
van agregando, y por eso las rotaciones son normalmente directas y de una cuantía
determinada (punto e).
Este modelo es aplicable a los cuerpos planetarios terrestres y a los asteroides, pero
no a los planetas gigantes. Estos están formados esencialmente por hidrógeno y helio,
que no se condensan hasta temperaturas próximas al cero absoluto. Por otra parte, la

última condición de d) implica que hubo un gradiente térmico local en la órbita de
Júpiter. La mayor parte de los autores cree que Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno se
formaron como el Sol, o sea, por colapso gravitacional de una pequeña nebulosa
discoidal de gases, con condensación simultánea de pequeñas cantidades de hierro y
silicatos. Los satélites provendrían del disco de estas nebulosas. De todas formas, se
puede pensar en una posibilidad alternativa, en la que los materiales refractarios más
el hielo, amoniaco y metano se condensasen en las órbitas de los planetas gigantes, y
que estos núcleos condensados atrajesen a las abundantes masas de hidrógeno y
helio a un colapso gravitatorio.
En el capítulo primero se planteó una controversia referente a la formación de los
cuerpos planetarios: ¿se formaron los planetas y satélites estratificados por
densidades, o como cuerpos homogéneos? La respuesta que demos a esta pregunta
depende de la velocidad de crecimiento de las partículas: si ésta es lenta, todos los
minerales coexisten cuando aún tienen tamaños microscópicos, y se mezclan en los
cuerpos planetario s, que serían homogéneos (condensación en equilibrio); pero si es
rápida, se forman pronto planetesimales kilométricos con composiciones diferentes
según su momento de formación, y los planetas formados con ellos serían
heterogéneos (acreción heterogénea). La hipótesis de la condensación en equilibrio
tiene más partidarios, aunque hay hipótesis recientes de carácter híbrido (ver la figura
1.6).
Lo que es indiscutible es que los dos procesos (condensación y acreción) liberan
calor. Entre los planetas gigantes, el liberado por Júpiter sería lo bastante grande
como para impedir que en órbitas cercanas a él se condensasen muchos volátiles, y
por eso las densidades de los satélites más próximos, lo y Europa (3,53 y 3,03 g/cm 3 ),
son mayores que las de los más lejanos, Ganímedes y Calisto (1,93 y 1,79 g/cm 3 ). Los
otros planetas gaseosos no acumularon masa suficiente para crear un gradiente
térmico a su alrededor, y por eso, aunque tienen sistemas regulares de satélites, las
densidades de éstos no decrecen con la distancia al planeta.
Cuando los planetas hubiesen crecido, por condensación, acreción y colapso, hasta
tamaños próximos a los actuales, su capacidad de atracción de materiales no
acrecionados sería muy alta. El gigantesco Júpiter, en concreto, provocó grandes
perturbaciones gravitatorias en el Sistema, acelerando planetoides a grandes
velocidades y lanzándolos a órbitas de colisión: las huellas de estos grandes impactos
(punto e) marcan todas las superficies de los cuerpos planetarios donde no han
actuado procesos geológicos de renovación de la superficie, como son la erosión o el
vulcanismo.
Estas inestabilidades orbitales han persistido, ya muy atenuadas, hasta el presente:
las últimas colisiones en el cinturón de asteroides nos envían aún materiales (los
meteoritos) que, por haberse formado en otra zona del Sistema Solar, tienen
minerales diferentes a los terrestres. Algunos asteroides no han sufrido procesos
térmicos importantes, y por eso pueden conservar estructuras primitivas, como los
cóndrulos, o como las inclusiones (punto f). La distribución de los isótopos de éstas
hace imposible que se trate de material formado en la nebulosa solar, porque la
dinámica de ésta debió homogeneizar todos los materiales. La única explicación es
que las inclusiones sean granos minerales formados en otra parte de nuestra galaxia
(Fig. 2.94), Y heredados por la nebulosa-crisálida que dio lugar al Sol y a los planetas.
(*) La temperatura a la que comienza la fusión nuclear depende de la composición
exacta de la estrella: cuanto más rica sea ésta en elementos pesados, más energía
pierden los fotones en las colisiones, con lo que el núcleo estará más caliente. Las
estrellas se calientan a medida que el helio se acumula en su núcleo; por ello, el Sol
debe aumentar su temperatura 1 % cada 80 m.a., o sea que, debería ser un de 30% a
un 50% más frío al originarse.