Sistema Solar: origen, formación y evolución (definición)
Origen, formación y evolución del Sistema Solar: descubre cómo nació el Sol y sus planetas, la teoría nebular y la evidencia científica explicada de forma clara y accesible.
La formación y evolución del Sistema Solar describe cómo empezó el Sistema Solar y cómo ha cambiado hasta convertirse en el sistema planetario que conocemos hoy.
Origen: la nube protoplanetaria
Hace unos 4.600 millones de años, una gran nube de gas y polvo —una nebulosa molecular— comenzó a colapsar bajo su propia gravedad. Ese colapso pudo ser desencadenado o acelerado por fenómenos externos, como la onda de choque de una supernova cercana. A medida que la nube colapsaba, la materia se concentró en el centro y la presión y la temperatura crecieron hasta que los átomos de hidrógeno se fusionaron formando helio, dando origen a la estrella que hoy llamamos Sol.
Formación del disco y conservación del momento angular
La nube original no sólo colapsó: su rotación inicial, por pequeña que fuese, se incrementó al contraerse (por conservación del momento angular), lo que provocó que el material se aplane en un disco rotante alrededor del núcleo central. En ese disco protoplanetario se concentró polvo y gas; la combinación de colisiones, adherencia electrostática y procesos de acreción hizo que las partículas crecieran hasta formar cuerpos mayores.
De polvo a planetas: acreción y diferenciación
- Las pequeñas partículas se unieron formando gránulos y luego planetesimales (kilómetros de tamaño).
- Los planetesimales mutuos colisionaron y se fusionaron por gravedad, formando embriones planetarios y, con el tiempo, los planetas que conocemos hoy.
- En las regiones interiores, más cálidas, sobrevivieron materiales refractarios (roca y metal), dando lugar a los planetas terrestres, sus lunas y los asteroides.
- Más allá de la llamada “línea de nieve” o límite de congelación, donde los hielos eran estables, se formaron núcleos más masivos que pudieron atraer y retener grandes cantidades de gas, originando los gigantes gaseosos. Estos planetas también poseen núcleos rocosos o metálicos, conocimiento que proviene de misiones y observaciones de los satélites y sondas.
Energía y estado del Sol
La gravedad concentró suficiente masa en el núcleo para iniciar la fusión nuclear. El Sol obtiene su energía convirtiendo hidrógeno en helio, liberando calor, luz y otras formas de radiación electromagnética. Gracias a su enorme masa —el Sol contiene aproximadamente el 99,86% de la masa total del Sistema Solar— su gravedad domina la dinámica del sistema. Aunque el Sol concentra casi toda la masa, gran parte del momento angular del sistema reside en los planetas en órbita.
Composición y procedencia de los elementos
El material rocoso que forma los planetas interiores, las lunas y los asteroides no puede proceder del Sol, que está compuesto mayoritariamente por hidrógeno y helio. Este material rocoso no puede proceder del Sol, ya que éste es todo hidrógeno más algo de helio. Los elementos más pesados (carbono, oxígeno, hierro, silicio, etc.) se sintetizaron en generaciones anteriores de estrellas y fueron dispersados al espacio por vientos estelares y explosiones de supernovas. Esos elementos enriquecieron la nube de la que nació el Sistema Solar.
Evolución dinámica posterior
Tras la formación inicial, el Sistema Solar siguió evolucionando por procesos dinámicos y colisiones:
- El viento solar y la radiación disiparon la mayor parte del gas remanente del disco, frenando la formación de nuevos planetas grandes.
- La migración planetaria (movimientos hacia dentro o hacia fuera) y las resonancias orbitales reorganizaron las órbitas. Modelos como el modelo Nice y la hipótesis del Grand Tack intentan explicar la actual disposición de los planetas y rasgos como el cinturón de asteroides y el cinturón de Kuiper.
- Períodos intensos de bombardeo por cuerpos menores (entre ellos un episodio llamado Bombardeo Intenso Tardío) bombardearon superficies planetarias y lunas y modificaron su geología.
Cuerpos menores y regiones exteriores
Además de planetas y lunas, el Sistema Solar alberga:
- Asteroides principalmente en el cinturón entre Marte y Júpiter.
- Cometas y objetos del cinturón de Kuiper, fuera de la órbita de Neptuno, y la distante nube de Oort, reserva de cometas de periodo largo.
- Estos cuerpos conservan material primitivo que nos ayuda a entender las condiciones del disco protoplanetario y la entrega de agua y volátiles a los planetas interiores.
Resumen
La teoría nebular describe cómo una nube de gas y polvo colapsó hace ~4.600 millones de años, formando un Sol central y un disco protoplanetario donde se formaron por acreción los planetas, lunas y cuerpos menores. La composición actual del Sistema Solar refleja tanto los procesos locales de formación como la herencia química de generaciones anteriores de estrellas. Desde entonces, interacciones dinámicas, colisiones y procesos internos han seguido modelando su estructura y evolución.
Una idea artística de la nebulosa que dio origen al Sistema Solar
Historia de la idea
La hipótesis nebular, como se denominó, se elaboró por primera vez en el siglo XVIII. Tres hombres trabajaron en ella:
- Emanuel Swedenborg (1688-1772)
- Immanuel Kant (1724-1804)
- Pierre-Simon Laplace (1749-1827)
Swedenborg tuvo primero la idea, y Kant la elaboró hasta convertirla en una teoría propiamente dicha. En 1755, Kant publicó su Historia natural universal y teoría de los cielos (en alemán, por supuesto). Sostuvo que las nubes gaseosas, las nebulosas, giran lentamente, se colapsan y se aplanan gradualmente debido a la gravedad. Con el tiempo forman estrellas y planetas.
Mientras tanto, un modelo similar fue desarrollado independientemente y propuesto en 1796 por Laplace. en su Exposition du systeme du monde. Pensaba que el Sol tenía originalmente una atmósfera caliente extendida por todo el volumen del Sistema Solar. Su teoría contaba con una nebulosa protosolar que se contraía y enfriaba. A medida que ésta se enfriaba y contraía, se aplanaba y giraba más rápidamente, arrojando (o desprendiendo) una serie de anillos gaseosos de material; y según él, los planetas se condensaban a partir de este material. Su modelo era similar al de Kant, sólo que más detallado y a menor escala. Por desgracia, la versión de Laplace presentaba un problema. El principal problema era la distribución del momento angular entre el Sol y los planetas. Los planetas tienen el 99% del momento angular, y este hecho no podía ser explicado por el modelo nebular. Pasó mucho tiempo antes de que se entendiera esto.
El nacimiento de la moderna y ampliamente aceptada teoría de la formación planetaria -el modelo del disco nebular solar (SNDM)- se debe al astrónomo soviético Victor Safronov. Su libro Evolución de la nube protoplanetaria y formación de la Tierra y los planetas, traducido al inglés en 1972, tuvo un gran efecto. En este libro se formularon casi todos los problemas principales del proceso de formación planetaria y se resolvieron algunos de ellos. Las ideas de Safronov se desarrollaron aún más. Todavía quedan bastantes aspectos del Sistema Solar por explicar.
Aunque en un principio sólo se aplicaba a nuestro propio Sistema Solar, ahora se cree que el SNDM es la forma habitual de formación de estrellas en todo el universo. Hasta agosto de 2017, se han descubierto más de 3000 planetas extrasolares en nuestra galaxia.
Los meteoritos como pistas sobre las fechas
La hipótesis nebular dice que el Sistema Solar se formó a partir del colapso gravitatorio de un fragmento de una nube molecular gigante. La nube tenía unos 20 pársecs (65 años luz) de diámetro, mientras que los fragmentos tenían aproximadamente 1 pársec (tres y un cuarto de años luz).
Debido a la conservación del momento angular, la nebulosa giraba más rápido a medida que se colapsaba. A medida que el material de la nebulosa se condensaba, los átomos de su interior comenzaron a chocar con una frecuencia cada vez mayor, convirtiendo su energía cinética en calor. El centro, donde se acumulaba la mayor parte de la masa, se volvió cada vez más caliente que el disco circundante. A lo largo de unos 100.000 años, se formó en el centro una protoestrella caliente y densa.
Las inclusiones más antiguas encontradas en los meteoritos pueden ser el primer material sólido que se formó en la nebulosa presolar. Tienen una antigüedad de 4568,2 millones de años. Esta es una definición de la edad del Sistema Solar.
Imagen del Hubble de los discos protoplanetarios en la nebulosa de Orión, una "guardería estelar" de años luz, probablemente muy similar a la nebulosa primordial de la que se formó el Sol
Preguntas y respuestas
P: ¿Qué es la teoría nebular?
R: La teoría nebular es un proceso por el que se crean los sistemas solares. Explica cómo una gran nube de gas en una zona del espacio puede ser atraída por la gravedad, formando finalmente una estrella como el Sol y los planetas.
P: ¿Cómo obtiene el Sol su energía?
R: El Sol obtiene su energía al transformar el hidrógeno en helio mediante una reacción de fusión en su núcleo, liberando calor, luz y otras formas de radiación electromagnética.
P: ¿Qué hace que los planetas giren alrededor de su propio eje?
R: La nube de gas original tenía diferentes densidades en distintos lugares, lo que hacía que girara alrededor del Sol y del propio eje de cada planeta. Este giro se incrementó debido a la contracción por la gravedad (conservación de la energía) y a la conservación del momento angular.
P: ¿De dónde proceden todos los elementos que componen los planetas terrestres, las lunas, los asteroides, etc.?
R: Todos los elementos, salvo el hidrógeno y el helio, proceden de generaciones anteriores de estrellas que explotaron hace miles de millones de años cerca de nuestro joven Sistema Solar; estas enormes supernovas produjeron elementos superiores.
P: ¿Por qué las estrellas enormes recorren su ciclo vital mucho más rápido que las estrellas más pequeñas?
R: Las estrellas enormes tienen presiones y temperaturas aún más altas en su interior en comparación con una estrella media de la secuencia principal como el Sol - esto hace que recorran su ciclo vital mucho más rápido que las estrellas más pequeñas.
P: ¿Qué causó la formación de nuestro Sistema Solar hace unos 4.600 millones de años?
R: Hace unos 4.600 millones de años había una gran nube de gas cerca de nuestra zona del espacio - todas las cosas con masa gravitan unas hacia otras, así que esto atrajo todo el gas hacia el centro hasta que alcanzó la presión suficiente para que los átomos de hidrógeno se fusionaran en helio, dando comienzo a nuestra estrella que conocemos como Sol.
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