11.1 Formación del Sistema Solar
Nebulosa
La nebulosa protosolar debía formar parte de una mucho mayor de la que se originó un enjambre de estrellas (unas 2.000). Esto explica su contaminación con otros materiales (provenientes de los residuos de estrellas cercanas y masivas, de vida corta) y pequeño tamaño (restringido por las demás protoestrellas). La conocida gran nebulosa de Orión (M 42) podría ser semejante; en ella están naciendo estrellas y se han observado abundantes discos protoestelares.
Así, nuestra porción de nebulosa era de las llamadas de “segunda generación” puesto que contenía ya otros materiales además de la composición primordial de todo el universo (H y He). Los nuevos elementos eran, fundamentalmente, O, C, Ne, Fe, N, Si, Mg y S procedentes de las reacciones nucleares en estrellas masivas y llevados al medio interestelar por vientos o explosiones estelares.
Estos nuevos elementos fueron reaccionando entre sí y con el H existente (el He es un gas noble, con ninguna tendencia a unirse con la plebe), de modo que al comienzo de la formación del sistema solar la nebulosa contenía:
- Un 98% de gases: hidrógeno molecular H2, helio He y trazas de nitrógeno N2 y de oxígeno.
- Volátiles, también llamados “hielos” de forma genérica: sustancias que no necesitan temperaturas muy altas para pasar al estado gaseoso, como el agua (H2O), metano (CH4), amoníaco (NH3), dióxido de carbono (CO2).
- Sólidos: rocas (silicatos), metales, grafito.
Dadas las frías temperaturas reinantes (50 K), el agua, el metano y el amoníaco estaban congelados, formando pequeñas partículas sólidas con tendencia a unirse a las rocas y los metales en unos granos de polvo cuyo tamaño típico es de algunas micras, suspendidos en el gas de la nebulosa (al igual que vemos motas de polvo flotando en el aire de nuestra habitación en la zona iluminada por la luz que entra por las rendijas de una persiana).
O sea que había gases (H2 y He), y granos de polvo (partículas sólidas de hielos con incrustaciones de rocas y metales).
De momento estaba perfectamente tranquila, equilibrando su gravedad (flechas rojas, que tendería a contraerla) con su presión (flechas blancas) ejercida como en cualquier gas por el movimiento de sus partículas.
Colapso y Disco
Hace unos 4.600 millones de años la nebulosa fue desestabilizada de alguna manera, posiblemente por la explosión de una supernova cercana. Los vientos de esa supernova aplastaron la nebulosa aumentando su densidad lo suficiente como para que perdiera su equilibrio a favor de la gravedad de forma que comenzó a contraerse poco a poco, pero de forma imparable.
Ese empuje también provocó otro efecto: comenzó a rotar muy lentamente alrededor de un eje. Ambos combinados se fueron alimentando mutuamente y cambiaron radicalmente la forma inicial. Como consecuencia de la contracción, al hacerse más pequeña la nebulosa aumentó su velocidad de rotación, según la ley de la conservación del momento angular. Siempre se ejemplifica este hecho con una persona patinando; para aumentar la velocidad de giro el truco es recoger los brazos, encogerse.
Pero también se fue aplanando adoptando la forma de un platillo volante. Las partículas con poca velocidad caerían hacia el centro, pero las que habían conseguido mayor velocidad conseguirían mantenerse en órbita más o menos circular, cayendo hacia el plano “ecuatorial” y formarían el disco.
En el centro se fue formando la gran concentración esférica que daría lugar al Sol; en el plano central del disco se acumularon los materiales más densos (metales, silicatos, hielos) pero también quedaba mucho gas que no había caído hacia el centro. La contracción termina cuando las velocidades de las partículas en el disco equilibran la fuerza de atracción central.
Debido a inestabilidades varias del sistema (campos magnéticos) se expulsa algo de material en forma de chorros en la dirección del eje de rotación y se trasmite parte del momento angular de la protoestrella al disco de forma que la condensación central esférica gira más despacio y en cambio el disco lo hace más deprisa y ya separado e independiente. Se llega así a una estructura estable. El tamaño del disco sería una fracción del tamaño inicial de la nebulosa y contendría sólo un pequeño porcentaje del material inicial.
Formación del Sol
La condensación central (protosol) sigue su proceso de colapso debido a la gravedad. La temperatura y la presión van en continuo aumento.
Cuando en el núcleo se alcanzan las temperaturas requeridas (unos 107 K) comienzan las reacciones de fusión del H en He de forma repentina, la emisión de radiación desde el centro hacia el exterior detiene el colapso gravitatorio y la estrella va entrando en equilibrio y llega a su posición natural en la secuencia principal del diagrama H-R (ver tema 15). El viento solar barre la parte más interna (unos 10 radios solares) del disco expulsando hacia fuera los restos de material. El tamaño del protosol es varias veces el del actual.
En ese momento se alcanza un máximo térmico en el disco, con una temperatura quizá de unos 2.000 K a la altura de la órbita terrestre. Prácticamente toda la materia estaba en forma de gas. Ahora comienza a enfriarse y la materia se va condensando. El momento en el que los primeros materiales se condensan es 4.570 Ma.
En la zona interior del disco la temperatura se mantiene alta y los volátiles siguen como gases. Hasta la actual órbita de Marte (unas 2 UA) sólo quedaron como sólidos los materiales refractarios (rocas, metales). Hay una frontera (línea de nieve planetaria, señalada por una temperatura de unos 170 K) que separa la zona interior, en la que agua, metano y amoníaco son gases, de la exterior, en la que están helados.
| UA | 0,5 | 1 | 2 | 5 | 10 | 20 | 40 |
| K | 1.000 | 500 | 300 | 150 | 100 | 50 | 30 |
Formación planetaria
Se produce muy rápidamente, especialmente en la zona exterior; en sólo unos 5 Ma desaparece todo resto de gas del disco. Las partículas sólidas (rocas y metales) tienden a unirse, formando grumos en constante crecimiento. Este proceso, denominado acreción, dio lugar a distintos tamaños de sólidos: partículas de polvo (10 µm), cóndrulos (1mm), grumos, planetésimos (1km), asteroides (100 km) y protoplanetas del tamaño de la Luna. Los gases existentes (H, He, volátiles H2O, C H4, N H3, C O2), por ser gases y moverse libremente y a buena velocidad, no son materiales de la acreción.
- En el interior. El disco comienza a enfriarse y las partículas vaporizadas se van condensando (pasando a estado sólido): es el momento que se toma como nacimiento del sistema solar, hace unos 4.600 Ma. Los primeros materiales que se condensan son los CAI (Inclusiones de Calcio y Aluminio, 4.568 Ma, 1.350 K) y los famosos cóndrulos (esferas milimétricas, 4.565 Ma). Existen como sólidos los metales y las rocas (algunas de estas últimas pueden haberse volatilizado en las zonas más interiores). Se forman planetésimos, casi exclusivamente rocosos. Ejemplos de material típico de esta zona interior, e intacto desde entonces, son los meteoritos llamados condritas.
La acreción prosigue inexorable. Una vez formados los protoplanetas, debieron recibir frecuentes impactos de la multitud de planetésimos que aún quedaban y que fueron desapareciendo engullidos por aquellos. Las superficies de los protoplanetas debieron quedar fundidas por el calor generado en esos impactos.
- En el exterior, la acreción puede servirse de los hielos, con lo que su crecimiento es mucho mayor al disponer de nuevos y abundantes materiales con los que engordar. Los granos de polvo cubiertos de hielos se van agregando y formarán los núcleos de los planetas gigantes.
Alcanzado cierto tamaño y cierta atracción gravitatoria, los protoplanetas formados son capaces de retener los gases (H, He) que tanto abundan y que circulan a muy escasa velocidad dadas las bajas temperaturas en estas zonas. Su crecimiento se acelera.
Los grandes núcleos formados (con 10 o 20 veces la masa de la Tierra) adquieren una atracción gravitatoria progresivamente creciente. Son capaces de atrapar todos los gases (H, He) y todo el material que aún queda cerca de ellos. Se forman pequeñas nebulosas en torno al protoplaneta. Estas nebulosas repiten, a una escala mucho menor, el proceso del sol: rotan, como el propio protoplaneta; y tienden a formar un disco ecuatorial con los materiales más densos que aún queden (rocas, hielos). En este disco surgirán los satélites.
El disco protoplanetario es más delgado conforme nos alejamos del sol y también va adelgazando a medida que pasa el tiempo. Los planetas que crecen más deprisa y más cerca del Sol (Júpiter y Saturno) son los más grandes. Urano y Neptuno que, ocupan la zona más lejana, debido a la menor abundancia de materiales crecen más lentamente. Para cuando alcanzan masa suficiente para retener H y He, ya no quedan grandes masas de estos gases en el disco protoplanetario. De ahí que Urano y Neptuno sean grandes, pero significativamente menores que Júpiter y Saturno, y que su proporción de H y He sea mucho menor. Casi con toda certeza Urano y Neptuno se formaron en una zona más cercana al Sol que donde se encuentran actualmente.
Una vez casi formados, la gran masa de estos planetas (en especial Júpiter) impuso su ley gravitatoria: atrapa a los planetésimos que se les aproximan en exceso, impide la formación de otro planeta en lo que es ahora el cinturón de asteroides, dispersa (hacia el interior o hacia el exterior) multitud de planetésimos, forma discos de acreción en su ecuador (que darán como resultado los sistemas de satélites de Júpiter, Saturno y Urano) y algunos satélites son destruidos para formar anillos. Los cometas parecen ser restos del material original típico de esta zona exterior. Más lejos aún, los hielos (los copos de nieve) estaban tan dispersos que no se pudieron formar cuerpos de tamaño considerable. Es el cinturón de Kuiper.
Océanos de magma
Los protoplanetas terrestres, ya de tamaño considerable, sufren abundantes colisiones con otros planetésimos o con restos más pequeños y continúan creciendo. En las fases finales de la formación del planeta Tierra, sigue habiendo una alta tasa de choques con los aún abundantes escombros. Este bombardeo eleva la temperatura de la superficie y del manto terrestre; buena parte del planeta está fundido (océanos de magma) lo que permite la desgasificación (la liberación de los volátiles que hubiera atrapados en el interior) y la diferenciación (las sustancias más densas – Fe, Ni – se hundieron y las más ligeras – rocas – subieron hacia la superficie). Se forma la primitiva atmósfera terrestre, esencialmente con CO2. El H y el He, que pudieran haberse liberado en la desgasificación, escapan pues la gravedad terrestre no puede retenerlos.
Al disminuir el ritmo del bombardeo, la temperatura desciende; la corteza se solidifica (se forman las primeras rocas); el CO2 existente en la atmósfera provoca un importante efecto invernadero que mantiene una temperatura suficiente para que no se congele el agua (el sol, por entonces, emitía el 70% de lo que emite ahora).
Prosigue la decantación de los metales hacia el núcleo que debió terminar de formarse en unos 30 Ma.
En esta etapa hay que situar algunos posibles Grandes Impactos (choques entre protoplanetas de gran tamaño) como el que dio origen a la Luna y quizá los que voltearon los ejes de rotación de Venus y de Urano.
Cometas y asteroides
Los asteroides son los restos de los planetésimos situados a unas 3 UA que no consiguieron formar otro planeta; parece que por culpa de la presencia gravitatoria de Júpiter; su composición es, esencialmente, como la de los planetas terrestres.
Los cometas podrían ser fragmentos de planetésimos iniciales de la zona exterior (de hielos y rocas) expulsados del sistema solar también por la fuerza gravitatoria de Júpiter.
Todas estas fases debieron ser muy rápidas, del orden de 10 millones de años.
Últimos ajustes
Unos 10 Ma después de comenzar a formarse, el sistema solar consta de los cuatro planetas terrestres, el cinturón de asteroides, los cuatro planetas gigantes y un disco de residuos exterior (planetesimales del cinturón de Kuyper y cometas).
Esta situación permanece estable durante bastante tiempo. No obstante, debido a resonancias gravitatorias, se producen alteraciones significativas: Júpiter se acerca al centro, mientras que Urano y Neptuno se alejan, permutando sus posiciones. El disco de residuos es dispersado, de forma que las órbitas de estos objetos se despliegan por todo el sistema provocando una oleada de impactos sobre los cuerpos planetarios (Bombardeo Tardío Intenso, entre 4.000 y 3.850 Ma). Este BTI es el causante de la formación de las cuencas de impacto (en Mercurio y Marte) y de los maria en la Luna. La Tierra (dado su mayor tamaño y masa) tuvo que sufrir, al igual que Venus, estos impactos con más intensidad, aunque fueran borrados posteriormente por su actividad geológica Justo en ese momento es cuando aparece la vida en ella. Quizá es en este momento cuando se hace el aporte de agua más significativo a la Tierra (traída por cometas, que también la suministrarían a Venus y a Marte).
El cinturón principal de Kuiper, formado en las afueras de Neptuno, se desplaza junto con el planeta hasta su posición actual. Muchos de sus cuerpos son expulsados hacia el exterior, hacia los confines del sistema solar donde se alojan en la zona dispersa del cinturón de Kuiper y en la nube de Oort.
El Sol entra en su fase T Tauri, alcanza una potencia de emisión 30 veces la actual y genera un viento de gran intensidad que limpia el sistema de fragmentos menores. Se reducen por tanto los impactos y las órbitas planetarias se estabilizan en sus posiciones actuales.