Principales fases de la formación del Sistema Solar
El
sistema solar contiene ocho planetas. Estos pueden clasificarse en
dos grupos: los planetas telúricos (planetas formados principalmente
por silicatos), de dimensión y masa reducidas, pero de fuerte
densidad (Mercurio,
Venus, Tierra y Marte), y los gigantes gaseosos, de dimensión
y masa mucho más grandes, pero de densidad baja (Júpiter, Saturno,
Urano y Neptuno).
Este
sistema, como tantos otros, pasó por ciertas fases hasta dar lugar a
lo que es hoy, aunque la historia de su formación exacta todavía es
objeto de debate. Esta hipótesis se denomina como hipótesis
nebular.
La
teoría nebular sostiene que hace 4600 millones de años el sistema
solar se formó por un colapso gravitacional de una nube molecular
gigante. Esta nube inicial tenía probablemente varios años luz de
largo y fue la sede del nacimiento de varias estrellas. Se piensa que
los planetas se originaron a partir de un denso disco, formado a
partir del material de la nube, que colapsó. En el centro se formó
el sol, y a su alrededor orbitaban materiales.
El
polvo y el gas gravitaban conjuntamente y se unieron para crear
objetos más grandes. Como sus puntos de ebullición son más altos,
sólo los metales y silicatos podían existir en forma sólida cerca
del Sol, y fueron los que eventualmente dieron lugar al nacimiento de
los planetas telúricos.
En
contraste, los planetas gigantes se formaron más allá del punto
entre las órbitas de Marte y Júpiter en el que el material es lo
suficientemente frío como para permtiir que los compuestos volátiles
de hielo sigan en estado sólido. Los hielos que formaron estos
planetas eran más abundantes que los metales y silicatos que dieron
lugar al nacimiento de los planetas interiores terrestres,
permitiendo que fuesen lo suficientemente masivos para capturar
grandes atmósferas de hidrógeno y helio.
Los
restos que quedaron en la nebulosa, que nunca se convirtieron en
planetas, se juntaron y formaron congregaciones como cinturones de
asteroides, nubes, etc
En
50 millones de años, la densidad del hidrógeno y su presión, en el
centro de la protoestrella
fue lo suficientemente
grande para desencadenar la fusión termonuclear. La temperatura,
ritmo de reacción, presión y densidad aumentaron hasta que se
alcanzó el equilibrio hidrostatico (es decir, la fuerza de la
gravedad está en equilibrio con la propia presión del objeto).
En ese momento, el Sol se convirtió en una estrella en
secuencia principal. Su viento solar creó la heliosfera y barrió
los restos de polvo y gas que todavía quedaban del disco
protoplanetario, expulsándolos al espacio interestelar y concluyendo
el proceso de formación planetario.
Aunque
hoy en día es comúnmente aceptada, la hipótesis nebular todavía
nos plantea preguntas que los astrónomos no han logrado resolver.
Por ejemplo, la inclinación de los ejes. Según la teoría nebular,
todos los planetas alrededor de una estrella deberían tener la misma
inclinación respecto a la eclíptica, pero como hemos ido
descubriendo, los planetas interiores y los planetas exteriores
tienen una inclinación axial completamente diferente.
El
estudio de planetas extrasolares también ha permitido a los
científicos descubrir irregularidades que nos hacen poner en duda la
hipótesis nebulares. Algunas de estas irregularidades tienen que ver
con la existencia de esos planetas a los que llamamos “Júpiteres
calientes” que orbitan muy cerca de sus estrellas, tardando sólo
unos días en dar una vuelta a su alrededor. Aunque la hipótesis
nebular ha sido ajustada en varias ocasiones para tener en cuenta
estas incógnitas, no todas las preguntas tienen respuesta.
REFERENCIAS:
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