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