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5.1.- EL ADVENIMIENTO DEL
MODELO DE COPÉRNICO
En el 280 antes de nuestra era, el filósofo griego Aristarco de Samos propuso un sistema heliocéntrico para
el Sistema Solar. En él los planetas seguían órbitas circulares alrededor del Sol. Lamentablemente su modelo
cayó en el olvido. La idea de una Tierra fija en el espacio propuesta por Aristóteles dominó la astronomía
occidental durante 2000 años. Las ideas de Aristarco resurgieron en Europa a través de Nicolás de Cusa
(1401-1464) en el siglo XV. Pero no prendieron con éxito en la comunidad científica hasta que Nicolás
Copérnico (1473-1543) propuso un nuevo paradigma considerado hoy en día como el comienzo de la ciencia
moderna: El modelo heliocéntrico.
En este modelo, Copérnico asumía que:
(1) Los planetas orbitan alrededor del Sol, al mismo tiempo que también rotan en torno a sus propios ejes.
(2) Las dimensiones del Sistema Solar son diminutas cuando se comparan con las distancias estelares.
El modelo Copernicano fue presentado en un volumen titulado De revolutionibus orbium celestium libri IV.
La historia de esta idea es la historia de la ciencia moderna y ha sido relatada mil veces. Un drama en tres
actos:
Tycho Brahe (1546-1601) era el mejor astrónomo experimental de su
tiempo. En una época anterior a los telescopios y merced a su ingenio y
paciencia, disponía de los datos astronómicos más precisos de
su época.
Johannes Kepler (1571-1630) era una de las mentes más
privilegiadas de aquel siglo de tinieblas. Conociendo su valía,
Brahe le propuso que trabajaran juntos. Kepler aceptó, y
huyendo de las persecuciones religiosas en su Alemania natal
(Kepler era protestante) se refugió en la tranquila Dinamarca de
Brahe. Sin embargo, su relación no fue buena. Desconfiaban
mutuamente el uno del otro y Brahe no estaba dispuesto a
entregar por las buenas el trabajo de su vida a un posible rival.
De hecho, Kepler tan sólo pudo acceder a los datos de Marte a
la muerte prematura de Tycho Brahe, tras convencer a su familia. Con los
datos de Brahe sobre las posiciones orbitales del planeta Marte, y después
de luchar duramente contra ellos, Kepler finalmente desiste de describir el
movimiento planetario mediante círculos, para aceptar la "extraña realidad"
y dar entrada a las elipses. Su trabajo culmina con sus famosas tres leyes.
Galileo (1564-1642) mientras tanto prepara las bases de la física del
movimiento. Sus estudios de péndulos, planos inclinados y tiros parabólicos
dan la primera descripción matemática moderna del movimiento de los
objetos cotidianos y funda de esta manera la ciencia de la cinemática. Con
ella destrona finalmente a Aristóteles y su movimiento "natural" al centro de la Tierra de la mecánica
terrestre. Al mismo tiempo, sus descubrimientos con el telescopio, que apoyan las teorías de Copérnico y
desmienten las aristotélicas celestes, son el primer espaldarazo empírico al modelo heliocéntrico y a una
nueva astronomía.
Y por último Newton, como explicamos en nuestra lejana primera
página, sintetiza los cielos y la tierra en una sola teoría. Los astros y las
manzanas se mueven de acuerdo a unas mismas leyes, sencillas y
fáciles de describir en términos matemáticos. Con Newton el universo
aristotélico ha muerto definitivamente. El hombre es desposeído del
centro del Universo y las leyes que gobiernan en la Tierra dictan
también la danza de los cielos.
5.2.OBSERVADORES
DE MUNDOS
La tradición de Kepler, Galileo y Tycho Brahe hunde sus raíces en la antigüedad. No cabe duda de que la
actividad científica más primitiva ha sido la observación precisa de los cuerpos del Sistema Solar. Sin
embargo, a pesar de esta antigua “familiaridad” con nuestros mundos vecinos, el problema del origen de los
planetas y el Sol no se tuvo en consideración hasta mucho después de la revolución Copernicana. Hasta
entonces había suficiente trabajo con concretar una descripción científica del estado actual de los cielos
como para abordar seriamente sus orígenes. Eso no significa que no existieran propuestas: las ideas sobre
cómo el Sol, la Tierra y el resto del Sistema Solar se formaron eran mitos, leyendas o dogmas religiosos. Sin
que se les reste un indudable valor antropológico, filosófico o poético, ninguna de aquellas antiguas ideas se
podría ajustar mínimamente a los estándares actuales del rigor científico. Tras la Revolución Copernicana,
Los primeros modelos de formación del Sistema Solar intentaron explicar cualitativamente los movimientos
observados hasta entonces. Los factores que se debían tener en cuenta (y que además suelen llamar la
atención al profano), eran:
(1) Las órbitas de los planetas están todas casi en el mismo plano que la órbita de la Tierra, llamado el plano
de la eclíptica.
(2) Las órbitas son esencialmente circulares. Con la excepción de Plutón, descubierto muy posteriormente,
en 1930.
(3) Todos los planetas y satélites, tienen el mismo sentido de rotación (denominado directo) alrededor de su
cuerpo central, y alrededor de sí mismos (salvo alguna excepción), al igual que el Sol. Además, la práctica
mayoría de los asteroides y la mayor parte de los cometas también giran alrededor del sol en sentido
directo.
¿Había algún motivo tras todo este cúmulo de “coincidencias”?
5.3.- MODELOS PARA LA
FORMACION DEL SISTEMA
SOLAR
René Descartes (1596-1650) fue el primero en intentar buscar una explicación
científica, en el sentido moderno, a la existencia del Sistema Solar, y el primero
en introducir la idea de evolución. En su libro Théorie des vortex, publicado en
1644, Descartes avanzó la teoría de que el Universo, lleno de éter y materia,
esta plagado de vórtices de múltiples tamaños. Su ingeniosa idea se asentaba en
la misteriosa turbulencia. Lamentablemente el modelo era solo cualitativo. Una
de las mayores objeciones que recibió fue que no predecía que los objetos del
Sistema Solar estuvieran todos aproximadamente en un mismo plano. Las ideas
de Descartes a este respecto se abandonaron con el descubrimiento de las leyes
de Newton. Ahora solo tienen un interés histórico.
Siguiendo una narración casi lineal, el naturalista Buffon (1707-1788) propuso la primera teoría catastrofista
de la formación del Sistema Solar. La llamada teoría de las Mareas. Buffon sugirió que el Sistema Solar
surgió de la eyección de materia solar tras el choque del Sol con un cometa hace 70.000 años. Como
veremos, el echar mano de fabulosas colisiones sigue siendo una argucia habitual en la astrofísica actual –y
en muchos casos, cierta -. Esta teoría, con poca base científica, no tuvo mucho predicamento. Sin embargo,
posteriores refinamientos, como sustituir un cometa por otra estrella, o como explicar la formación de los
planetas a partir de condensación de material perdido por el Sol, la dotaron de mayor fundamento
científico.
Otra clase de modelos proponían la posibilidad de que el Sol hubiera acretado materia interestelar. Para
evitar que esta materia colapsara totalmente sobre el Sol se necesita de la presencia de otra estrella
cercana. Este escenario permitía al material interestelar condensarse en planetas. Dentro de este grupo de
teorías de acreción, Alfven y Arrhenius supusieron que el Sol se encontró con dos nebulosas, una compuesta
de granos no volátiles, de donde los planetas interiores se formaron, y otra compuesta de hidrogeno, que
dio lugar a los planetas gigantes. Las colisiones entre las partículas habrían dado lugar a la formación de
chorros de material a partir de los cuales los planetas habrían emergido. Esta idea fue rechazada porque
tales colisiones habrían producido más bien lo contrario de lo que se quería demostrar, es decir, habría
desencadenado la dispersión de las partículas, inhibiendo la formación de planetas. Excepto en el caso de
que un anillo estuviese confinado por uno o más satélites, lo que permitiría a las partículas unirse para
forma el planeta en cuestión.
El modelo candidato que más prosperó fue la teoría Nebular. El concepto
de una nebulosa primitiva de la cual el Sol y su sistema de planetas
surgieron fue primeramente propuesta por Kant (1724-1804) de manera
cualitativa y por Laplace (1749-1827) arropada analíticamente. De
acuerdo con Laplace la nebulosa se contrajo bajo la influencia de su
propia gravitación, y su velocidad rotacional aumentó hasta que colapsó
en un disco. Posteriormente, se formaron anillos de gas que se
condensaron en planetas.
Este modelo tenía el mérito de explicar todos los fenómenos
observacionales conocidos. Además, es compatible con los mecanismos de
génesis estelar que vimos en el capítulo anterior. Sin embargo, dos
grandes objeciones aparecieron a finales del siglo XIX. En primer lugar,
Maxwell (1831-1879) mostró que, según este modelo, es difícil explicar la
acreción de un planeta a partir de un anillo de planetoides. La segunda
objeción se refería al problema del momento angular.
¿Tienes un momento?
Vamos a hacer un pequeño paréntesis antes de seguir para aclarar este concepto. Partamos primero del
concepto de momento lineal (también llamado cantidad de movimiento o ímpetu) usualmente representado
por la letra p. Esta magnitud se define como el producto de la masa de un cuerpo por su velocidad.
p=mv
Puesto que la velocidad es un vector (una magnitud en la que importa su valor y su dirección), el momento
lineal también lo es. El momento lineal nos proporciona una idea matemática de la noción intuitiva de
inercia: si no hay fuerzas exteriores, el momento lineal se conservará sin cambios. Esto quiere decir que el
producto de la masa y la velocidad, ese valor numérico, no cambiará. Como las masas habitualmente no
cambian, esto en el día a día quiere decir que la velocidad no cambia. Pero no solo eso: como el momento
lineal es un vector (y por tanto importa su dirección) tampoco cambiará su dirección. Por tanto, un cuerpo
que se traslade y no esté sometido a fuerzas externas, continuará moviéndose en línea recta sin variar su
trayectoria y sin detenerse.
Cuando hablamos de rotaciones aparecen unas nuevas variables que ejecutan un papel equivalente. Así, en
lugar de desplazamientos, hablamos de giros. Donde antes usábamos distancias ahora usaremos ángulos.
Donde antes teníamos velocidades, ahora serán velocidades angulares (velocidades de giro), w. Todas las
fórmulas y relaciones matemáticas que se usaban para las traslaciones tendrán su equivalente en el mundo
de las rotaciones. También la masa. Donde antes teníamos masa ahora juega su papel una nueva magnitud
llamada momento de inercia, I. El momento de inercia de un cuerpo (por ejemplo, un planeta) que gira
alrededor de un centro viene dado por m r2, donde m es la masa del cuerpo y r la distancia al centro de
rotación.
También existe una magnitud equivalente al momento lineal. Es el momento angular, L, y comparte con el
primero muchas de sus propiedades. El momento angular es un vector paralelo al eje de rotación. Siguiendo
la analogía, será igual al momento de inercia multiplicado por la velocidad angular.
p=mv
L=Iw
Al igual que ocurre con el momento lineal, el momento angular se conserva en ausencia de fuerzas externas.
Es más, se conserva incluso con la presencia de fuerzas externas si éstas son fuerzas centrales (como la
gravedad). La conservación del momento angular en un sistema cerrado (como el Sistema Solar donde no se
ejercen fuerzas exteriores a él) tiene la característica de hacer que las órbitas de los planetas sean planas.
En efecto, como el vector, tanto su valor como su dirección, no cambia y el vector es paralelo al eje de giro,
tenemos como consecuencia que el eje de giro no cambiará su dirección, no se inclinará, y por tanto la
órbita seguirá siendo plana.
Como el momento angular es el producto de I (=m r2) y w (la velocidad angular), vemos que será mayor
cuanto
a) mayor sea la masa
b) mayor sea la distancia a la que gira
c) mayor sea la velocidad
De estas tres características tiende a dominar la distancia de giro, pues va elevada al cuadrado y un
pequeño incremento en la distancia supone un gran incremento en el momento angular.
Y por fin llegamos al problema de la propuesta de Kant y Laplace. Si tomamos el centro del Sol como punto
de referencia para los momentos angulares de los cuerpos del Sistema Solar, al astro rey que gira
lentamente en torno a sí mismo, a pesar de disponer del 99.9% de toda la masa del Sistema Solar, tan sólo
le corresponde un 1% del momento angular total del Sistema Solar. Los planetas tienen el 99% restante del
momento angular. Sobresalen Júpiter con el 60% y Saturno con el 25%. La teoría de Laplace tenía
dificultades para explicar estos valores.
Afortunadamente para el modelo, Durante el siglo XX, se efectuaron numerosas modificaciones a la teoría de
Laplace que han permitido soslayar las dificultades que aparecieron a finales del XIX, y la teoría en sí se ha
ido expandiendo de varias formas para ir explicando todas las objeciones que iban surgiendo, de tal forma
que hoy día se admite como básicamente correcta. Concretamente, la segunda mitad del siglo XX se ha
beneficiado de la contribución de nuevas teorías sobre la formación estelar y de nuevos datos
observacionales sobre la composición y edad de los cuerpos del Sistema Solar. Todos estos nuevos
elementos han permitido hacer una selección más crítica de los modelos de formación de nuestro Sistema
Solar. Fenómenos físicos como la viscosidad, el campo magnético, el viento solar, etc. se añadieron poco a
poco, enriqueciendo el modelo básico.
Modelos
La idea general acerca de la formación del Sistema Solar que aceptamos hoy se ha desarrollado a partir de
estas ideas, y los modelos actuales sobre la evolución de los discos nebulares se dividen en dos grandes
grupos:
1.- Modelo de nebulosa masiva dónde se considera un disco de 1 masa solar (sin contar la estrella
central). El viento solar barre una gran fracción de esa masa (85%) en tan solo 100.000 años,
mientras que el Sol acreta casi la totalidad restante. En este modelo, los planetas se pueden formar
directamente a partir de la nebulosa gaseosa por inestabilidades gravitacionales.
2.- Modelo de nebulosa con baja masa, en el que la masa del disco tras colapsar es de tan solo 0.01
masas solares. El disco después se enfría, el polvo se acumula en el plano central y forman
planetesimales de baja masa (1018 gr) que se combinan posteriormente para dar lugar a cuerpos
más masivos.
5.4.- FORMACION DE
SISTEMAS PLANETARIOS
Tras el paseo histórico del apartado anterior, podemos sacar como conclusión que la peculiar ordenación y
características de los planetas se ha interpretado como una consecuencia de la formación del sistema solar.
Es decir, como el resultado de procesos físicos que actuaron de forma sistemática para organizar la materia
en una estrella central y un conjunto subordinado de otros cuerpos. Esta percepción, junto con la
proclamación temprana de Giordano Bruno sobre lo común de la existencia de sistemas planetarios, de
otros mundos, empujó hacia la búsqueda de una teoría de formación cuantitativa.
Como acabamos de decir, entre las muchas hipótesis que se han propuesto a lo largo del tiempo y sobre
todo recientemente gracias a la observación meticulosa del cielo, la más aceptada se basa en el colapso de
materia interestelar para formar un disco de gas y polvo, a partir del cual la estrella central, y otros
componentes del sistema se crearon bajo la acción de fuerzas disipativas. Está formalmente aceptado que
los planetas y otros cuerpos menores del sistema planetario son "deshechos" contemporáneos de la
formación de la estrella central. Sin embargo, no existe aún un modelo predictivo del proceso completo, y es
probable que no exista una teoría firme hasta que la variedad y propiedades de otros sistemas planetarios
haya sido sólidamente establecida.
La teoría de formación de sistemas planetarios más aceptada se ve esquemática en esta imagen:
5.5.- MOMENTO ANGULAR:
ABORTIVO PLANETARIO
Como explicamos al comienzo del capítulo anterior, en cuanto la densidad de una nebulosa supera cierto
umbral, el colapso se hace inevitable. Esto se suele explicar habitualmente al revés, fijándonos en una
densidad y buscando qué tamaño debe tener una nube para que, dada esa densidad, colapse. Esta longitud
se denomina longitud de Jeans. Sir James Jeans a principios del siglo XX fue el primero en determinar que
un gas puede llegar a ser inestable y colapsar bajo la fuerza de su propio campo gravitatorio. Dada una
densidad del medio  y una velocidad del sonido cs, cualquier nube que tenga un tamaño mayor que:
llamada radio de Jeans, comenzará a colapsar.
Si el gas que colapsa no tuviera momento angular, el movimiento supersónico hacia el centro se detendría
en el lugar dónde la densidad del gas fuese tan grande que la radiación no pudiera escapar libremente. El
punto dónde esto ocurre depende de la densidad del gas y de la longitud de onda dominante de la
radiación.
Pero, las nubes moleculares poseen momento angular. Su velocidad angular típica  es 10 -14 s-1 . Conforme
el radio de giro disminuye, y dado que el momento angular permanece constante, aumentará la velocidad de
rotación de la nube. Esto produce una fuerza centrífuga que se opone a la de la gravedad en direcciones
perpendiculares al eje de rotación. Pero no afecta al movimiento paralelo al eje de rotación. Por lo tanto, el
gas tiende a colapsar en un disco en vez de en una esfera.
Para r decrecientes, siendo r la distancia desde un punto cualquiera de la nube al eje de rotación, la fuerza
centrífuga aumenta más rápidamente que la fuerza gravitacional. Ambas fuerzas se equilibran a una
distancia:
rEQ ~ j2/Gm
donde j es el momento angular por unidad de masa. Su valor en la frontera de la región de colapso es de
unos 1021 cm 2/sec, lo que para una masa solar m=1 (y valores típicos de tamaño de la nube, R, y velocidad
angular ) nos conduce a valores de r EQ ~ 50 unidades astronómicas. Este radio es mucho mayor que el se
obtendría en el caso de que el gas cayera en ausencia de rotación, lo que significa que la mayor parte del
material se mantendrá en un disco mediante fuerza centrífuga antes de que haya tenido la oportunidad de
colapsar hacia dimensiones estelares.
Como las estrellas parecen formarse típicamente en regiones dónde hay una mayor densidad de gas (la
eficiencia en la formación de estrellas es baja), la causa final del colapso no parece ser el agotamiento
natural en la reserva de gas. De hecho, la teoría del colapso no indica cuándo el proceso de colapso termina,
solamente impone la condición implícita de que el material con elevado momento angular no puede colapsar
en primer lugar. Por otra parte, se sabe que estrellas suficientemente jóvenes aún inmersas en el material
del que proceden han producido ya un viento estelar fuerte: un flujo de gas hacia fuera que, aunque
aparentemente muy colimado alrededor del eje de rotación, tiene el suficiente momento para reaccionar
contra el colapso.
Aunque la comprensión del origen y de la física de estos vientos es aún muy incompleta, es muy probable
que su presencia inhiba que la totalidad del material de la nube molecular colapse para formar la estrella.
5.6.- EVOLUCION DE LA
NEBULOSA SOLAR
Por lo que hemos descrito anteriormente, la mayor parte del material que formó el Sol estuvo en un
principio en un disco mantenido por la fuerza centrífuga, lo que se conoce como la primitiva nebulosa solar.
La fracción del mismo que dio lugar a los planetas es muy pequeña, aproximadamente 0.02 masas solares.
Cantidad llamada masa nebular mínima. El Sol tiene actualmente el 99% de la masa del sistema solar, pero
menos del 0.5% del momento angular. Por lo tanto, debe haberse producido una distribución de la masa de
la nebulosa primitiva realmente curiosa. A partir de su mayor parte se ha formado el Sol, sin embargo la
pequeña proporción que ha formado los planetas ha conseguido retener la mayor parte del momento
angular del sistema. Esta redistribución de materia ocurre siempre y cuando fuerzas disipativas transfieran
momento angular en el disco de materia.
El gas se mueve en órbitas casi circulares en el disco. Su movimiento queda descrito como el balance entre
las fuerzas gravitacional, centrífuga, de presión, viscosa y magnética. El problema así planteado es
realmente complejo, pero en primera aproximación, las dos primeras fuerzas son las que predominan.
Ahora consideremos dos fragmentos de gas de la nebulosa (con la misma masa para hacer el problema más
simple) que interaccionan (rozan) entre sí de alguna forma tal que no perturba mucho el movimiento circular
del sistema, pero que se transfieren momento angular. La energía se disipa, pero el movimiento angular se
conserva. Esta interacción puede ser fricción viscosa entre elementos adyacentes, pero el resultado es que el
elemento con menor velocidad angular gana momento angular, y por lo tanto debe moverse hacia fuera a
expensas de aquél con mayor velocidad angular que se mueve hacia dentro. Así pues la disipación da lugar
a que las partes más externas del disco se expandan mientras que las internas se mueven más hacia el
interior. Es de esta forma como se cree que el Sol retuvo la mayor parte de la masa de la primitiva nebulosa
solar.
La conservación del momento angular hace que la mayor parte del material que colapsa para dar lugar el sistema solar
primero forma un disco nebular. El disco se mantiene gracias a un balance de fuerza centrífuga y gravedad. Dentro del
disco, procesos que transfieren momento angular como fricción turbulenta o propagación de ondas permiten que el
material más interno del disco transfiera su momento angular al material de las partes más externas de tal forma que el
primero se mueve hacia dentro para formal el Sol, mientras que el último se mueve hacia fuera, absorbiendo el momento
angular que ahora llevan los “planetas”.
Cualquiera que sea el mecanismo, probablemente existió un flujo de material hacia el centro del disco,
incluso cuando la nube interestelar estaba aún colapsando, para formar el proto-Sol. Entonces, durante un
largo período de tiempo, la nebulosa continuó evolucionando, convirtiéndose en más fría y menos masiva.
Esta fase podría haber durado unos 10 millones de años. Algún material continuó acretando en el proto-Sol,
una pequeña fracción permaneció en la nebulosa para formar los planetas y otros cuerpos menores, y otra
fracción (desconocida) de materia se dispersó en forma de viento estelar.
5.7.- FORMACION DE
PLANETESIMALES
Se podría pensar que los planetas se
formaron como las estrellas, es decir,
por colapso gravitacional debido a una
inestabilidad de tipo Jeans. Sin
embargo, la composición de los
mismos, muy diferente a la solar,
indica que el colapso gravitacional de
material nebular no diferenciado (i.e.
no procesado ni química ni
físicamente) no es el único proceso
que pudo haber dado lugar a los
planetas. La teoría actual más
aceptada favorece la idea de que los
planetas del sistema solar se formaron
por acumulación gradual,
principalmente por colisiones, de
material sólido. Y en el caso de los
Planetas Gigantes, por la posterior
atracción de hidrógeno y helio de la nebulosa una vez que el núcleo sólido se había formado.
El material inicial para formar un planeta por acumulación gradual fue el polvo y hielo interestelar que
condensaron en la nebulosa a medida que ésta se iba enfriando. Estas partículas sólidas tenían un tamaño
entre 0.01 y 0.1 m, lo suficientemente pequeñas como para estar acopladas con el gas nebular mediante
colisiones con las moléculas. Estas colisiones permitieron que las partículas crecieran de tamaño hasta
determinados valores que están limitados por su densidad, y que tardaran un tiempo también limitado por
su densidad para sedimentarse en el plano del disco nebular. De forma general y simplificada podemos
describir el proceso: los pequeños granos que estaban dispersos en la nebulosa solar crecen y se acumulan
gradualmente en una capa en el plano central de la nebulosa después de unos 1000 períodos orbitales. Hay
factores no tenidos aquí en cuenta que complican sobremanera este escenario, procesos que ocurren dentro
de la nebulosa u otros que contemplan el hecho de que las partículas sólidas podrían haber aumentado su
tamaño considerablemente antes de incorporarse a la nebulosa solar. En cualquier caso, el proceso de
acumulación debe verse dentro del contexto de un sistema que evoluciona, en un sistema dónde la densidad
del gas, temperatura, movimiento y estabilidad del mismo son funciones del tiempo y de la posición.
Hasta la fecha, no existe teoría que permita explicar cómo las partículas sólidas crecen de un tamaño típico
de centímetros hasta kilómetros. Aún reconociendo esta carencia en nuestro conocimiento, se pueden
apuntar algunos procesos que nos permitan llegar de partículas centimétricas a cuerpos kilométricos. Una
vez que hay una concentración elevada de material sólido en plano de la nebulosa, las condiciones en esta
región son muy diferentes a las existentes en el resto de la misma. En esta capa, predominantemente
poblada de cuerpos sólidos, la densidad de masa puede ser mayor que la del resto de la nebulosa
(principalmente gas). Si la velocidad de dispersión de las partículas no es muy elevada, las inestabilidades
gravitacionales producirán aglutinaciones de planetesimales y el subsiguiente crecimiento de los cuerpos
sólidos hasta tamaños superiores a varios kilómetros. Esta condición se verifica para velocidades inferiores a
10 cm/s. Obviamente, esta explicación del crecimiento de partículas de tamaños en el orden del centímetro
a cuerpos de varios kilómetros no es tan sencilla como aquí ha sido expuesta. Para ser más estrictos en la
formulación física del problema hay que tener en cuenta que las partículas en este medio tan denso ya no
pueden tratarse como cuerpos aislados que interaccionan únicamente por colisiones binarias, sino que todas
ellas actúan de forma colectiva modificando los movimientos del gas, así como su propia dinámica. En
particular, tienden a tener mayor velocidad orbital que la del gas. Su arrastre colectivo sobre el gas produce
una frontera de turbulencia donde la velocidad de dispersión es superior al valor que permitiría la
inestabilidad gravitacional, y esto da lugar a un crecimiento continuado de los cuerpos sólidos tanto por
colisiones como por procesos de cohesión. Una vez que los cuerpos han alcanzado un tamaño del orden de
un kilómetro o ligeramente superior, sus movimientos son escasamente afectados por el arrastre del gas, y
las interacciones más importantes entre ellos pasan a ser de naturaleza gravitacional.
5.8.- FORMACION DE
PLANETAS
Aunque aún existen algunas lagunas para llegar a comprender de forma "exacta" la acumulación de cuerpos
sólidos para formar planetesimales de entre 1 y 10 km, los factores clave en la acreción de estos
planetesimales para formar planetas se conocen una vez que las interacciones gravitacionales dominan. El
problema de formar planetas a partir de planetesimales se puede abordar mediante métodos estadísticos
considerando un gran número de planetesimales cuya interacción es principalmente gravitacional
(planetesimal-planetesimal y planetesimal-Sol). Por ej. para formar un planeta como la Tierra a partir de
planetesimales de 10 km de radio se necesitan 300 millones de planetesimales, y algo así como 4000
millones para formar el núcleo sólido de Júpiter.
Los planetesimales que componen un planeta parten de órbitas keplerianas heliocéntricas con baja
excentricidad e inclinación, de alguna forma acretan y dan lugar al planeta. La fuerza predominante en el
sistema es la fuerza gravitatoria debida al Sol. Las velocidades orbitales decrecen monótonamente con la
distancia radial al Sol, lo que produce un movimiento de tijera, similar al de una fractura geológica, en el
sistema de planetesimales. La mayor perturbación interna en el sistema es la propia atracción gravitatoria
entre planetesimales. Esta dispersión gravitatoria hace que las órbitas tiendan a aumentar su inclinación y
su excentricidad llevándolas a un estado más aleatorio. Igualmente, el sistema tiende hacia la equipartición
de la energía (como consecuencia del movimiento aleatorio de los planetesimales) dónde todos los cuerpos
sólidos tienen la misma energía independientemente de su masa. Perturbaciones no-gravitacionales como
colisiones inelásticas dan lugar a la acreción y/o fragmentación de los planetesimales y al arrastre del gas
nebular. Estas perturbaciones también hacen que el conjunto de planetesimales se caracterice por un
movimiento más aleatorio con órbitas de gran excentricidad e inclinación.
La evolución temporal de la distribución de tamaños y de velocidades se estudia mediante simulaciones
numéricas que parten de condiciones físicas realistas. Hay dos tipos de resultados generales de este tipo de
modelos. En uno de ellos el sistema se ordena poco a poco, la distribución de masa decae suavemente
(menor número de planetesimales grandes) y la masa máxima aumenta con el tiempo (nos encontramos
con planetesimales más pesados a medida que el tiempo aumenta). La mayor parte de la masa total reside
en los cuerpos más masivos. Observemos que esto no es una perogrullada: podríamos disponer de pocos
cuerpos muy masivos, pero cuya suma de masas fuera muy inferior a la suma de miríadas de pequeños
cuerpos.
Resultados de simulaciones numéricas sobre acreción de planetas: número de cuerpos sólidos en función de la masa y del
semieje mayor de su órbita. (a) Condiciones iniciales. En t=0, los planetesimales tienen igual masa (4 x 1018 grm) y la
masa total dentro de una zona de radio 0.3 unidades astronómicas es 1.2 masas terrestres. (b) Evolución temporal de la
distribución de masas para el caso sin fricción dinámica. El crecimiento de los planetesimales es ordenado y tan solo
cuerpos con 1025 grm crecen en un millón de años.
El otro resultado general es más realista y se caracteriza por una acreción "casi descontrolada" en la que
unos pocos cuerpos crecen más rápidamente que los otros. Una vez empezado este proceso de crecimiento
descontrolado ningún otro efecto (resonancias orbitales, interacción a tres cuerpos, etc) puede pararlo, al
menos en la región de formación de planetas terrestres, dentro del disco protoplanetario. Este crecimiento
descontrolado termina cuando la zona dónde actúa ha sido despoblada de planetesimales. Puede ocurrir que
nuevos planetesimales sean arrastrados a esta zona, permitiendo un mayor crecimiento de los protoplanetas
ya existentes.
(c) Evolución temporal de la distribución de masa con el caso de fricción dinámica. Tiene lugar un crecimiento
descontrolado de planetesimales y cuerpos de tamaño típico de planetas (1027 grm) se forman en un millón de años. (d)
Idem que (c) pero considerando arrastre de gas como ocurriría para procesos de acreción antes de que los planetas
formados “limpiasen” de gas esa zona de la nebulosa solar.
Una vez que este crecimiento descontrolado en la región de formación de planetas terrestres ha terminado,
uno espera que los protoplanetas estén relativamente cerca unos de otros. Pero este sistema no es
dinámicamente estable por mucho tiempo: perturbaciones gravitacionales dan lugar a órbitas que se cruzan
entre sí y la dispersión gravitacional resultante produce un aumento de la velocidad relativa de los cuerpos,
un aumento de la excentricidad y finalmente una migración de estos protoplanetas a distancias mayores.
Simulaciones numéricas dónde las condiciones iniciales son muy diferentes convergen a un resultado similar:
de 2 a 5 planetas terrestres se forman en un intervalo de tiempo de unos 100 millones de años.
Configuraciones planetarias (a,b,c) resultantes de cálculo de formación de planetas en la región de planetas terrestres.
Estos cálculos siguen las interacciones gravitatorias mutuas y las colisiones de unos 500 planetesimales cuya masa
colectiva y momento angular equivalen a la de los planetas terrestres, y que se distribuyen inicialmente en la región
comprendida entre Mercurio y Marte. Se muestran las órbitas de los planetas, en unidades de masas terrestres, que
resultan después de unos cientos de años de evolución. Muchos casos son similares a la configuración actual de los
planetas terrestres (mostrada en (d)). Las diferencias estriban tan solo en pequeños detalles de configuración inicial de los
parámetros orbitales de los planetesimales.
Observemos que no se requiere mucho más que la masa nebular mínima (0.02 masas solares) para formar
los planetas terrrestres. Los planetesimales más pequeños colisionaron frecuentemente con el planeta en
las últimas fases de acreción, y esto es consistente con el registro de cráteres sobre la superficie de los
planetas terrestres. Eventualmente, alguna colisión con planetesimales grandes podría haber dado lugar a la
formación de la Luna cuya composición elemental y mineralógica es similar a la del manto terrestre, o por
ej. Mercurio podría haber perdido su corteza de silicatos y dejar al planeta con prácticamente sólo el núcleo
de hierro.
La oblicuidad de los planetas también se puede explicar en base a colisiones de los protoplanetas con los
planetesimales en las últimas fases de acreción (incluida la de Urano). La conclusión de que los parámetros
orbitales de los planetesimales y de los protoplanetas pasan a ser aleatorios en las fases finales de acreción
tiene una importante implicación cosmoquímica: existe una homogeneización química de los planetas
resultantes. Esto es, a grandes rasgos, consistente con las observaciones. Sin olvidar que esta
homogeneización no es completa, ya que aún existen diferencias en cuanto a composición de elementos
volátiles.
Nuestra comprensión de la formación de planetas gigantes no es tan completa como la de los planetas
terrestres. A pesar del hecho de que los planetas gigantes han retenido grandes cantidades de H y He, las
abundancias de estos gases respecto a gases más pesados son mucho menores que aquellas existentes en
el Sol y presumiblemente en la primitiva nebulosa solar. Por lo tanto, parece ser que estos planetas
adquirieron los gases ligeros mediante una incompleta acreción de la nebulosa sobre un núcleo de roca y
hielo, más que por colapso gravitacional de parte de la nebulosa. La velocidad de acreción de este gas es
pequeña al principio, pero aumenta a medida que el núcleo aumenta de tamaño. Cuando el núcleo del
planeta alcanza cierto tamaño, típicamente de 10 a 20 masas terrestres, la acreción de gas “adelanta” a la
acreción de planetesimales y la formación de una atmósfera extensa y densa está asegurada. Si no
consideramos un crecimiento descontrolado del núcleo de los planetas gigantes, los tiempos de acreción
para dar lugar a los mismos es tremendamente largo comparado con lo que se ven en estrellas jóvenes
donde apenas existe disco de polvo estelar si la estrella es más “vieja” que 10 millones de años. Se
necesitarían decenas de millones de años para Júpiter, centenas de millones de años para Saturno e incluso
mayores para Urano y Neptuno. También podría haber ocurrido que los planetas gigantes no se formaron
dónde actualmente están, sino mucho más lejos y que fueron inyectados a su posición actual (menor
distancia orbital) perdiendo momento angular que ganaron los planetesimales (cometas) que ocupaban la
Nube de Oort y que explicamos a continuación.
5.9.- FORMACION DE
COMETAS
Es probable que la acumulación de planetesimales en la nebulosa solar más externa fuese un proceso
relativamente ineficaz. Muchos de ellos podrían haber sido eyectados muy lejos del Sol con órbitas de gran
excentricidad a medida que se iban formando los protoplanetas gigantes. Algunos de estos planetesimales
eyectados adquirieron la suficiente energía cinética como para escapar del sistema solar, mientras que otros
permanecieron en órbitas muy elípticas, con afelio a unas 104 unidades astronómicas. A estas grandes
distancias, perturbaciones por otras estrellas, por la distribución de materia galáctica, por nubes
moleculares, etc aumentan gradualmente el momento angular de los planetesimales eyectados. Su
interacción con los protoplanetas que produjeron en primer lugar su eyección se torna despreciable y
permanecen en esa región del espacio de forma estable dando lugar a lo que se conoce como Nube de
Oort. Es generalmente aceptado que esta región es la reserva de los cometas de período largo que se
al Sol tras sufrir alguna perturbación.
acercan
De
igual forma, a distancias superiores que la órbita de
Neptuno, hay una reserva de cometas de período corto a la que se llama Cinturón de Kuiper. Aquellos
objetos detectados, pertenecientes al Cinturón de Kuiper aparecen en la figura inferior a trazos azules. Los
llamados “Plutinos” están en trazo rojo y orbitan a distancias del Sol similares a las de Plutón. En trazo
negro aparecen aquellos Objetos del Cinturón de Kuiper que han sido dispersados (Scattered Kuiper Belt
Objects).
Podría tratarse de restos de planetesimales que acretaron a esas grandes distancias del Sol y que ha
permanecido allí. Aunque el número de objetos que se detectan con características orbitales propias de esta
región, con afelio a más de 50 unidades astronómicas, aumenta considerablemente gracias al desarrollo de
instrumentación más sensible en telescopios cada vez más grandes, aún no se puede saber si esta población
de cuerpos sólidos es o no lo suficientemente abundante como para constituir una continuación natural de la
distribución de masa del sistema solar.
5.10.- ¿QUÉ APRENDEMOS
SOBRE NUESTRO SISTEMA
SOLAR OBSERVANDO OTRAS
ESTRELLAS EN LA GALAXIA?
Las estrellas T-Tauri son estrellas muy jóvenes, de edades entre 105 y 107 años, con masa similar a la solar.
Su primera clasificación se basó en características observacionales tales como la presencia de determinadas
líneas de emisión, carencia de emisión típica de cuerpo negro ni en el continuo ultravioleta (UV) ni infrarrojo
(IR), variabilidad y asociación con nubes moleculares oscuras. En particular, la radiación en el IR (y a
longitudes de onda mayores) se puede explicar asumiendo que ésta procede de un disco de materia que
rodea a la estrella, mientras que la UV se puede explicar mediante la acreción de material del disco a la
estrella central. Aunque la mayor parte de los astrofísicos están convencidos de que el Sol pasó por una
fase T-Tauri, el estudio de los materiales que constituyen el sistema solar no permite demostrar su
existencia de forma concluyente y global. Aún así, el estudio de estas estrellas puede arrojar alguna luz
sobre el origen y evolución del Sistema Solar y la observación de estrellas T-Tauri en diferentes fases de su
evolución puede proporcionarnos información sobre los procesos que ocurrieron en el sistema solar durante
su más antigua historia.
Aunque no todas las estrellas T-Tauri muestran evidencia de tener un disco alrededor de ellas, otras muchas
sí lo hacen, y además se ponen de manifiesto de diversas formas. Algunas imágenes tomadas por el
Telescopio Espacial Hubble en la región de Orión muestran discos alrededor de estrellas.
Estos discos se ven como siluetas oscuras frente al fondo de brillante emisión de luz por parte del gas
caliente de la nebulosa, incluso algunos de estos discos tienen el
tamaño aproximado del sistema solar.
Para muchas estrellas T-Tauri, la radiación que se atribuye a
emisión térmica del polvo más pequeño se detecta a longitudes
de onda del orden del milímetro o ligeramente menores. La
cantidad total de polvo se puede determinar a partir de la
intensidad de radiación medida y ésta, si estuviera distribuida esféricamente alrededor de la estrella sería
más que suficiente para oscurecer la estrella. Pero, de hecho, la estrella no se oscurece totalmente por lo
que se deduce que el polvo está espacialmente confinado en discos relativamente planos.
Otras características observacionales como líneas de emisión
que se producen en el viento estelar están desplazadas hacia el
azul. Este fenómeno se puede explicar asumiendo que el gas
está acercándose al observador. Curiosamente, no se observan
líneas de emisión desplazadas al rojo. En algunos casos, se ha
detectado y posteriormente confeccionado un mapa del monóxido de carbono (CO, buen trazador del gas
interestelar) alrededor o cerca de estrellas T-Tauri. Este gas parece estar en una configuración aplanada y el
patrón espacial del desplazamiento Doppler es consistente con órbitas de rotación Kepleriana alrededor de la
estrella.
La interpretación de algunas características de las estrellas T-Tauri aún se presenta como difícil. Por
ejemplo, no es trivial explicar la evolución simultánea, en el tiempo, de la estrella y el disco. Evolución en la
que el disco se forma antes y lentamente se disipa. Hay estrellas jóvenes que no parecen tener disco,
mientras que otras mucho más viejas sí lo tienen. Las masas estelares que se deducen a partir de
observaciones en radio no muestran correlación alguna con la edad de la estrella y además, la luminosidad
del disco no está correlacionada con la edad de la estrella.
Algunos otros aspectos de las estrellas T-Tauri pueden ser importantes para entender las fases tempranas
del sistema solar. Por ejemplo, estas estrellas sufren variaciones bruscas de brillo durante las cuales la
luminosidad puede aumentar incluso 2 órdenes de magnitud. Estos episodios de aumento de brillo se han
explicado como colisiones violentas de material del disco estelar sobre el astro. De tal forma que se vaporiza
parte del material sólido del disco. No es descabellado pensar que el Sol y la nebulosa solar sufrieron tales
episodios también. Otro fenómeno observacional que puede asociar nuestro sol “temprano” con estas
estrellas está relacionado con el hecho de que algunos discos parecen tener espacios vacíos dónde la
distribución espectral de energía en el IR muestra que hay una deficiencia de materia. Esta deficiencia
podría explicarse gracias a la influencia de un planeta gigante (cómo Júpiter, por ejemplo) que ha barrido
de material esa zona del disco por perturbación gravitacional.
5.11.- ORIGEN DE LAS
ATMÓSFERAS DE LOS
PLANETAS
Explicar la composición de los planetas del sistema solar y de sus atmósferas presenta muchas más
dificultades que en un principio pueda parecer. La idea de que las atmósferas fueron el resultado de la
atracción gravitatoria del gas de la nebulosa solar por parte del núcleo de hielo/roca ya formado no es
incorrecta, pero queda un poco lejos de la realidad (mucho más compleja) que los descubrimientos nos
están mostrando. La composición de los planetas se ha interpretado durante mucho tiempo como
consecuencia de las condiciones físicas en su origen. Un concepto muy útil fue pensar que la composición
global, y por lo tanto la densidad, fue determinada por la distribución de temperaturas en la nebulosa y por
lo tanto un reflejo del equilibrio químico que se consiguió a cada distancia dónde un planeta se iba
formando. Ciertamente, esta visión ha ido cambiando a medida que se ha ido apreciando la complejidad de
la evolución nebular, procesos de acreción y composición de los planetas.
Los planetas llamados terrestres (Mercurio, Venus, Tierra y Marte) tienen una abundancia de elementos
volátiles menor que la abundancia solar y varía de un planeta a otro de forma considerable. Las atmósferas
de estos planetas, tan tenue como la de Mercurio con 105 átomos/cm3 a la tan densa como la de Venus con
1021 moléculas/cm3, no proceden de la acreción del gas nebular sobre el núcleo sólido del planeta. Es decir,
no es una atmósfera primitiva o primigenia, sino que son el resultado de procesos físicos como decaimiento
radiactivo del núcleo, fraccionamiento de isótopos, evaporación de los hielos (principalmente de H 2O, CO2,
CO con inclusiones de CH4 o de NH3) atrapados en los planetesimales, y de procesos químicos homogéneos
(reacciones gas-gas) y/o heterogéneos (reacciones gas-sólido), etc. A estas atmósferas se les llama
secundarias y no son exclusivas de los planetas terrestres, la atmósfera de Titán (rica en N2) también tiene,
muy probablemente, este origen.
Parece difícil explicar la composición elemental e isotópica de las atmósferas terrestres sin invocar la
influencia de procesos que han actuado a gran escala (como colisiones) que resultaron en la ganancia de
elementos volátiles (por ejemplo colisión de cometas que trajeron agua a la Tierra) y otros que resultaron en
la pérdida de éstos. Las anomalías en las abundancias de compuestos volátiles (principalmente atmosféricos)
no son las únicas, incluso la abundancia de potasio –moderadamente volátil- es anómala en el planeta en sí
mismo. No está fraccionado con respecto al uranio ya que los valores K/U para muestras terrestres son
todos muy similares aún cuando la cantidad de potasio es muy variable. Además K/U no es sensible a la
historia atmosférica del sistema, la cual obviamente ha sido diferente de planeta a planeta. A estos dos
hechos, hay que sumar que K/U para Venus, Tierra y Marte es menor que valor medido para condritas
carbonáceas CI (que coincide con el valor solar), por lo que tampoco depende de la masa del planeta. Pero,
¿qué es una condrita? Una condrita es un meteorito rocoso no diferenciado compuesto por cóndrulos… y de
nuevo, ¿qué es un cóndrulo? Pués este nuevo miembro de la familia es un objeto rocoso más o menos
esférico que ha sufrido derretimiento parcial o global antes de incorporarse a la condrita. En siguientes
capítulos (más en la línea de Geología), aparecerán estos miembros de la famila y se entenderán mejor.
Los planetas gigantes (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno) presentan abundancias de elementos pesados
con respecto al H mayores que el Sol; en particular, el carbono (elemento más abundante en estas
atmósferas después del H y He) tiene una abundancia muy superior a la solar, y esta abundancia es mayor a
medida que nos alejamos del Sol, es decir, Neptuno tiene un cociente C/H mayor que Júpiter y a su vez
mayor que el Sol. De esta información, ha surgido un modelo de formación de los gigantes gaseosos que
comienza con la acreción de planetesimales junto con la acreción gradual de una atmósfera de gas nebular.
A medida que la masa de la atmósfera aumenta, ésta es los suficientemente densa como para romper y
disolver los planetesimales que está acretando; los constituyentes de éstos se incorporan a la atmósfera
preferentemente (no al núcleo sólido). El proceso de acreción termina cuando el planeta adquiere una masa
tal que el propio planeta se aisla de la nebulosa, es decir, el planeta ha disipado a la nebulosa. El resultado
de esto es un planeta con un núcleo de roca/hielo y una atmósfera principalmente de hidrógeno y helio,
pero enriquecida en elementos más pesados como C, N, S, P, etc. El carbono se presenta en forma de
metano CH4 y sobre todo a niveles atmosféricos superiores a la trosposfera. Fotodisociación del metano y
posteriores reacciones da lugar a moléculas orgánicas como los hidrocarburos C 2H6, C2H4, C2H2, C3H8, C3H4,
C4H2, etc. Nitrógeno y fósforo se encuentra en fórmulas estoquiométricas similares (NH3 y PH3) y se hallan a
niveles atmosféricos más profundos –condensados a su estado sólido y/o líquido- y son una reserva para
una continua pérdida por fotodisociación en niveles superiores.
5.12.- ¿QUÉ NOS QUEDA
POR RESOLVER?
Aunque pudiese parecer que tenemos un escenario que explica el origen y evolución del sistema solar, aún
estamos lejos de explicar todas y cada una de las observaciones que cada día se hacen o de los fenómenos
que se descubren. Algunos aspectos de los descritos están firmemente establecidos, pero hay otros que
están inmersos en más hipótesis que hechos confirmados. Entre éstos últimos hemos de destacar dos de
ellos que tocan lo “más pequeño” y lo “más grande”.
Hasta la fecha de hoy, se han analizado miles de cóndrulos micrométricos (constituyente mayoritario de
parte del material más primitivo del sistema solar) por cientos de científicos, y las circunstancias que dieron
lugar a su origen permanecen en el más oscuro de los anonimatos. En la escala de “lo más grande”, las
condiciones de la formación estelar que dan lugar a una única estrella rodeada de un disco protoplanetario
no han sido todavía inequívocamente diferenciadas de aquellas que dan lugar a sistemas múltiples de
estrellas. Estos dos problema encierran, tanto en escala como en disciplina, una amplia gama de otros
problemas cuya resolución constituirá un gran avance en desvelar el origen y la evolución de nuestro
Sistema Solar. Después de siglos de pensamiento, aún nos enfrentamos cara a cara con preguntas que
agresivamente nos retan día a día más que con respuestas definitivas.