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.