El origen del Sistema Solar

Cualquier teoría que explique el origen del Sistema Solar recoge los siguientes hechos: 

• El Sol y los planetas giran en el mismo sentido.
• Los planetas giran describiendo órbitas casi circulares en el mismo plano. Los satélites hacen lo mismo respecto a sus planetas.
• El movimiento de rotación de casi todos los planetas y satélites se produce en el mismo sentido que el de traslación.
• El Sol, con el 98 % de la masa, solo contiene el 2 % del momento angular; Júpiter, con menos del 0,2 % de masa, contiene el 60 % y Saturno, el 25 %.
• Los planetas cercanos son más pequeños y los exteriores, mayores.
• Existe una diferenciación geoquímica en los planetas: los más densos y ricos en silicatos están cerca del Sol; los más ligeros y gaseosos están más lejos de él.
• Las sustancias más densas aparecen hacia el interior de los planetas.
• Los cuerpos planetarios presentan huellas de impactos de meteoritos.
• La edad estimada por desintegración radiactiva de la Tierra, la Luna, los asteroides y los demás planetas es de unos 5 000 millones de años.

Podemos considerar que a lo largo de la historia han surgido cinco conjuntos de Ideas acerca del origen del Sistema Solar:

• La nebular, de Immanuel Kant y Simón de Laplace.
• La de las mareas, deThomas C. Chamberlain y Forest Ray Moulton.
• La de la estrella binaria, de Fred F-loyle.
• La de las turbulencias, de Cari von Weizsácker.
• La planetesimal, que es la más aceptada hoy en día.

Las primeras explicaciones

La primera de ellas, la teoría nebular, fue formulada por Immanuel Kant (1724-1804) en 1755 y propuesta de nuevo por Simón de Laplace (1794-1827) 50 años después de modo independiente. Esta teoría propone que el origen del Sistema Solar fue fruto de la contracción de una masa de gas y polvo interestelar por efecto de su propia atracción gravitatoria. Al concentrarse y condensarse comenzó a girar cada vez más rapido y, al aumentar la velocidad de giro, se aplanó. Al cabo de cierto tiempo la fuerza centrífuga se hizo tan intensa que se desprendieron anillos de polvo y gas, cuya materia se agrupó y formó los planetas.

En 1900 Thomas C. Chamberlain (1843-1928) comprobó que en una nebulosa en rotación que emitiera anillos de materia, la estrella central debía poseer casi todo el momento angular al revés de lo que ocurría en el Sistema Solar En 1906, junto a Forest Ray Moulton (1872-1952), propuso la teoría de las mareas: el Sol se formó de una nebulosa, pero no desprendió anillos de materia; más tarde otra estrella pasó cerca y se formó un puente de materia incandescente que acabó originando los planetas. Las estrellas disminuyeron así su velocidad de rotación y la mayor parte del momento angular pasó a los planetas recién formados.

En 1917 James Hopwood Jeans (1877-1946) y Harold Jeffreys (1891 -1989) completaron la teoría de las mareas proponiendo que la forma del puente de materia debía ser la de una elipse muy alargada, acabada en punta y algo retorcida, es decir ancha por el centro y estrecha por los bordes, lo que explicaría la distribución del tamaño planetario.

Hoyle (1915-2001) propuso la teoría de la estrella binaria. Según esta teoría, el Sol debió tener en el pasado una estrella por compañera, la cual explotó como una supernova. Los restos de esta estrella fueron atraídos por la fuerza de gravedad del Sol y, al condensarse, originaron los planetas.

En 1943 Carl von Weizsäcker (1912-2007) propuso el modelo de las turbulencias. Unos años antes, en 1939, Hans Albrecht Bethe (1906-2005) había establecido el conjunto de reacciones termonucleares que explicaban el funcionamiento del Sol; y Lyman Spitzer (1914-1997) había demostrado que una masa de materia incandescente a las temperaturas que debían reinar en el Sol en formación no podía condensarse y formar planetas.

Según Weizsäcker; la nebulosa que formó el Sistema Solar no giraba en bloque, sino que cada zona lo hacía de modo diferente. El roce entre las distintas zonas provocó turbulencias, especialmente en las partes exteriores, que arremolinaban las partículas. Estas partículas en movimiento tendían a chocar y, en muchas ocasiones, a formar cuerpos mayores que con el tiempo originaron los planetas.

Hans Alfven (1908-1995) y Fred Hoyle propusieron que el campo magnético que se originaría como resultado de la rotación de la nebulosa sería el responsable de la trans-ferencia del momento angular entre las partículas que acabarían por formar los planetas y demás cuerpos del Sistema Solar.

Teoría planetesimal

La ¡dea actual es que el Sistema Solar empezó a formarse hace 5 000 millones de años, a partir de la contracción de una nebulosa de polvo y gas. Cuanto más se contraía esa masa, por acción gravitatoria, más rápido giraba y más se aplanaba. La mayor parte de la materia quedó en el centro, donde la fuerza de la gravedad la fue comprimiendo cada vez más. Las partículas iban siendo comprimidas y, por tanto, se movían más rápidamente y chocaban con más frecuencia e intensidad. En otras palabras, la temperatura era mayor Llegó un momento en el cual el movimiento era de tal magnitud que los choques provocaron que los átomos de hidrógeno se fusionaran formando átomos de helio. Como consecuencia de esta reacción termonuclear se desprendió una cantidad enorme de energía que mantuvo el proceso: el Sol acababa de nacer.

La energía desprendida calentaba enormemente la zona cercana al Sol y hacía que todos los materiales estuvieran en forma de gas y se expandieran. A medida que los materiales se alejaban del Sol, las temperaturas disminuían y las sustancias cambiaban de estado y reaccionaban químicamente entre sí; se producía la distribución de sustancias responsable de la diferenciación geoquímica de los planetas.

Las sustancias de mayor punto de fusión (silicatos y hierro) se condensaron en la zona interior del Sistema Solar donde acabarían formando los planetas terrestres. Las sustancias más volátiles acabaron en las partes externas del Sistema Solar

Los granos que se iban condensando, con tamaños de mieras, colisionaban unos con otros y casi siempre se fragmentaban. Sin embargo, en ocasiones quedaban juntos y originaban cuerpos algo mayores, los planetesimales. Estos, a su vez, siguiendo el mismo proceso dieron lugar a cuerpos de mayor tamaño, del orden de cientos de kilómetros, a los que denominamos planetoides, los cuales atrajeron a la mayoría de los que compartían órbita con ellos y acabaron formando los planetas interiores.

El choque continuo entre los planetoides durante millones de años desprendió tanta energía que los planetas en formación se fundieron. Los materiales más densos fueron desplazándose hacia las zonas interiores de los planetas nacientes. Esta es la razón de que los materiales se distribuyan en los planetas en capas de diferente densidad.

Los planetas exteriores siguieron inicialmente el mismo proceso descrito, pero cuando alcanzaron una masa diez veces mayor a la terrestre, se volvieron capaces de atraer y mantener los núcleos de hidrógeno y helio arrastrados por el viento solar Hoy día se piensa que bajo las gigantescas atmósferas de los planetas gaseosos hay un núcleo de material rocoso.

La evolucion del universo

Actualmente la mayoría de los científicos apoyan la teoría del Big Bang, que se basa en los siguientes argumentos:

» Predice un origen común para el espacio y el tiempo, es decir para el universo.

» Explica la formación de la materia y su distribución actual.

» Se fundamenta en la teoría de la relatividad general.

» Predice la evolución de los objetos y estructuras cósmicas.

¿Cómo se transformaron los materiales primigenios en nuestro actual universo organizado en estrellas, galaxias y cúmulos galácticos?

Los datos aportados por la sonda WMAP de la NASA parecen indicar que el universo se originó hace unos 13 700 millones de años. En sus primeros momentos era solo algo formado esencialmente por energía distribuida homogéneamente. A partir de ese momento inició una expansión que todavía hoy continúa. Las fuerzas de la naturaleza no se manifestaban corno hoy día y todo indica que se comportaban como una sola. A los 10^-43 s esta fuerza única ya se había desdoblado en dos, la gravedad y la fuerza nuclear fuerte, como consecuencia de lo que podríamos considerar un cambio de estado en aquel universo primigenio.

Cuando el universo tenía todavía una edad enormemente pequeña, unos 10^-35 s, se piensa que tuvo lugar un aumento exponencial (se considera que hasta en un factor de 10¹⁰⁰) en el tamaño del universo durante un brevísimo periodo de tiempo (en el intervalo de 10^-35 a 10^-32 s); es lo que se conoce como inflación cósmica. También se produjo la separación de la fuerza electrodébil. Al terminar esta época, el universo ya contenía partículas, en concreto un plasma de gluones, quarks, electrones, neutrinos y fotones que interaccionaban mediante la fuerza nuclear fuerte, la gravedad y la fuerza electrodébil.

El universo continuó su expansión, pero más lentamente, y se fue enfriando al repartir su energía en un mayor volumen. Cuando el universo tenía 10^-10 s y la temperatura era de unos 10¹⁵ K, tuvo lugar otro cambio de fase en el que se separaron las fuerzas débil y electromagnética, de modo que todas las fuerzas quedaron tal y como las conocemos hoy en día. Un poco después, entre 10^-6 y 10^-3, los quarks fueron confinados por los gluones y formaron bariones, como los protones y los neutrones.

Tiempo después, cuando el universo tenía una edad de 3 min y la temperatura había bajado hasta los 10⁹ K, los protones y los neutrones pudieron permanecer unidos y se produjo la nucleosíntesis, es decir, dieron lugar a los núcleos de los átomos ligeros: hidrógeno, helio y algo de litio. En esta época la densidad era tan grande que los fotones eran absorbidos casi inmediatamente después de ser emitidos, por lo que se trataba de una época oscura.

Como se deduce de los datos aportados por la sonda WMAR cuando la temperatura era de unos 6000 K, el enfriamiento del universo permitió a unos 380000 años del origen que los electrones permanecieran asociados a los núcleos y se formaran los primeros átomos. La consecuencia de todo esto fue que la densidad de partículas disminuyó enormemente y los fotones pudieron escapar y desplazarse casi con total libertad por el espacio: el universo se hizo transparente. Esta es la luz que hoy captamos como fondo cósmico de microondas.

La expansión continuó. Ciertas regiones del universo tenían una pequeña densidad de materia ligeramente superior al resto, las conocidas metafóricamente como arrugas en el espacio, lo cual les permitió, gracias a la gravedad, volverse cada vez más densas y acumular materia.

Cuando el universo tenía 1000 millones de años y su temperatura era de unos 18 K, estas aglomeraciones dieron lugar a las galaxias. En el seno de estas enormes acumulaciones de materia, que era básicamente hidrógeno y helio, algunas zonas aumentaron todavía más su densidad.

Con el tiempo las presiones y temperaturas alcanzadas fueron tan grandes que los átomos de hidrógeno pudieron fusionarse y originar helio. Acababan de nacer las estrellas de primera generación.

Esas primeras estrellas quemaron su combustible nuclear y lo transformaron en el resto de los átomos que hoy encontramos en el universo. Muchos de estos átomos fueron expulsados al espacio cuando algunas de esas estrellas explotaron como supernovas. Las nuevas estrellas que se formaron, y todavía lo hacen, a partir de ese material son las estrellas de segunda generación.

Hoy día el universo se considera formado solo en un 5 % por este tipo de materia, un 25 % es materia oscura, que no emite luz, y el resto es energía oscura, una forma de energía poco conocida y que parece ser responsable de la aceleración en la expansión del universo.

El Big Bang

Todos los pueblos y civilizaciones han intentado responder a lo largo de la historia a interrogantes en torno a nuestro origen y el de los objetos que nos rodean, en especial el conjunto de estrellas que pueblan la noche. Los intentos por comprender y dar sentido al funcionamiento del cosmos se han visto limitados por las creencias de cada época y por los instrumentos de observación de que disponían.

Todo eso no ha impedido que se hayan elaborado múltiples cosmologías, teorías sobre el origen del universo, y cosmogonías, teorías sobre su destino. Conforme se avanzaba en el conocimiento, las ideas mitológicas fueron sustituidas por ideas filosóficas; y estas han sido superadas, a su vez, por el pensamiento científico que sigue vigente en la actualidad.

Las ideas míticas sobre la creación también fueron usadas por los griegos, si bien a partir del siglo vi a.C, la razón fue sustituyendo a los mitos. Este proceso culminó en Empédocles (siglo v a.C.), quien consideró el agua, el aire, el fuego y la tierra como los elementos de la creación; cada uno de los cuales había sido propuesto como elemento primigenio por un filósofo anterior. Por esta época Anaxágoras (500-428 a.C.) propuso, al observar un meteorito, que el Sol, las estrellas y los planetas estaban formados por materia incandescente.

Aristóteles (384-322 a.C.) superó estas ideas y razonó la existencia de un universo perfecto, en el cual el Sol, los planetas y las estrellas giraban fijas en unas esferas formadas por una sustancia perfecta, el éter, que seguían un movimiento circular uniforme, y por tanto perfecto, en torno a la Tierra. Esta estaba formada por los cuatro elementos: aire, agua, tierra y fuego. Se planteaba un modelo geocéntrico en el cual la Tierra ocupaba el centro del universo conocido.

A pesar de la perfección con la que Aristóteles concibió su modelo de universo, este presentaba anomalías. El ejemplo más destacable era que los planetas parecían describir en el cielo movimientos en los que cambiaban de trayectoria, incluso llegaban a cambiar el sentido de su desplazamiento, lo cual contrastaba con la declarada perfección de las esferas celestes.

Este problema fue solucionado por Claudio Ptolomeo (100-170), quien propuso que los planetas estaban contenidos en unas esferas, los epiciclos, que se engarzaban a las esferas celestes. Los epiciclos giraban a la vez que las esferas celestes, por lo que los pla-netas describían un rizo y parecían darse la vuelta en el cielo.

Hubo que esperar a Nicolás Copérnico (1473-1543) para cambiara un modelo heliocéntrico en el que el centro del Sistema Solar era ocupado por el Sol. En cambio, las órbitas seguían conservando su carácter circular y a las estrellas se las consideraba fijadas a una esfera que envolvía al Sol y suponía el límite del universo finito.

Años después, Johannes Kepler (1571-1630), utilizando los datos sobre el movimiento de Marte en la bóveda celeste obtenidos por Tycho Brae (1546-1601), llegó a la conclusión de que la órbita era elíptica.Ya no se creía en la perfección de la órbita de la concepción aristotélica. Esta concepción se confirmó de la mano de Galileo Galilei (1564-1642), quien construyó el primer telescopio que se usó para observar el firmamento. Descubrió cráteres y montes en la Luna, manchas en el Sol y cuatro satélites en torno a Júpiter: los objetos estelares se hacían terrestres.

Isaac Newton (1642-1727) se dio cuenta de que la Luna no salía de su órbita por inercia debido a que alguna fuerza la empujaba hacia la Tierra. Denominó a esta fuerza gravedad y acabó demostrando que era la misma que atraía los objetos hacia la Tierra y que mantenía los satélites de Júpiter en torno a él. Al final se llegó a demostrar que era aplicable al universo en su totalidad.

La idea de un universo estático y finito defendida hasta Galileo fue dando paso a la de un universo infinito. 

De la teoría excéntrica al universo en expansión

Las ideas de Newton abrieron las puertas hacia el modelo actual de universo: dinámico y en expansión. El cambio conceptual fue debido a importantes avances en los instrumentos científicos: los grandes telescopios.

En 1783 William Herschel (1738-1822) cartografió las estrellas de la Vía Láctea con el que era el mayor telescopio hasta el momento. Observó que había igual número de estrellas en cualquier dirección que mirara, por lo que concluyó que la Tierra estaba en el centro de la galaxia. En 1915 Harlow Shapley (1885-1972) propuso que el Sol era el centro del Sistema Solar pero que se situaba en los bordes de la galaxia. Esta teoría fue muy sorprendente porque en esta época se concebía la galaxia como todo el universo conocido.

Edwin Hubble (1889-1972) dio el siguiente paso: descubrió que lo que hasta entonces se consideraban nebulosas eran galaxias diferentes a la Vía Láctea, que se trataron como universos-isla.Y en 1934 observó que la distancia hasta la galaxia de Andrómeda era de 800 000 años luz, diez veces mayor que la separación entre estrellas de nuestra galaxia. El universo alcanzaba un tamaño impensable hasta el momento.

El siguiente descubrimiento de Hubble fue todavía más revolucionario: tras medir la velocidad de desplazamiento de las galaxias comprobó que unas se estaban separando de las otras, es decir, el universo se expandía.

Estos descubrimientos, junto a la teoría de la relatividad de Albert Einstein (1879- 1955) y la de los cuantos de energía de Max Planck (1858-19-47), unieron el mundo atómico con el mundo de los astros en un intento por describir todos los fenómenos con un mismo conjunto de leyes.

La teoría de la relatividad de Einstein mostraba un universo en expansión, idea que él mismo rechazó pues implicaba un origen a partir de un punto. Esto le pareció absurdo al no poder explicar qué había antes y, por tanto, suponer una barrera al conocimiento humano.

El astrónomo y sacerdote belga George Lemaitre (1894-1966), basándose en las ideas sobre la estructura atómica de Ernest Rutherford (1871-1937) y la teoría cuántica de Planck, fue el primero que concibió que el universo había nacido de un solo cuanto primitivo de energía. Propuso que el átomo primordial, como lo llamó, se fue dividiendo hasta originar toda la materia actual.

Por esa época se descubrió la fusión nuclear el mecanismo responsable de la dinámica estelar. George Gamov (1904-1968) se apoyó en esa idea para explicar el origen de los átomos más sencillos, hidrógeno, helio y litio, pues las energías necesarias para originar estos primeros elementos solo pudieron darse en un estado como el descrito por Lemartre.

Esta interpretación planteaba un problema: conforme el universo se expandiera, la tem-peratura disminuiría y no sería suficientemente alta para permitir la formación de los átomos más pesados. Esto se resolvió cuando los científicos se percataron de que las presiones reinantes en el interior de las estrellas podían provocar la fusión de los átomos más pequeños y formar así los más pesados.

En 1964 Arno Penzias (n. 1933) y Robert Wilson (n. 1936) aportaron la, hasta entonces, prueba definitiva en apoyo del B/g Bang: la radiación de fondo cósmico de microondas. Estos investigadores, mientras buscaban fuentes de ruido que interfiriesen las comunicaciones con los primeros satélites, descubrieron una radiación que parecía venir de todas partes, apuntaran donde apuntaran sus antenas. Además coincidía con lo predicho por la teoría del Big Bang, la que mostraría un cuerpo que estuviera a unos 5 K, la temperatura de un universo que se hubiera estado enfriando desde un estado primordial muy caliente hasta nuestros días.

Las pruebas disponibles en la actualidad no solo corroboran la expansión del universo, sino que indican que parece estar acelerándose.