Desarrollo de los Sistemas planetarios: es la formación y evolución de planetas, satélites y
otros cuerpos celestes a partir del gas y el polvo que acompaña a las
estrellas. Se cree que los sistemas planetarios, como nuestro propio Sistema
Solar, se forman junto con sus estrellas (en nuestro caso el Sol) a partir de
nubes de materia que se contraen por la acción de su propia gravedad. Es
imposible que las primeras estrellas —que se formaron a partir del hidrógeno y
helio iniciales producidos en la Gran Explosión o Big Bang que dio origen al Universo— tuvieran planetas, porque no
existían elementos pesados con los que poder constituirse (véase Origen del Universo). Los sistemas planetarios son en su
totalidad sistemas de segunda generación (o posterior), formados a partir de
los restos de estrellas de generaciones anteriores en las que se generaron
mediante nucleosíntesis elementos pesados que más tarde se dispersaron en el
espacio por explosiones estelares.
Contracción de la nube
inicial
Los
sistemas planetarios no se forman de modo aislado. Las nubes interestelares son
tan grandes que cuando una de ellas se contrae se rompe en numerosos
fragmentos, tantos como para formar varios cientos de estrellas como el Sol.
Las nubes interestelares pueden considerarse como viveros estelares en los que
nacen muchas estrellas a la vez, formando una asociación no demasiado estrecha
conocida como cúmulo abierto de estrellas, que se dispersa a medida que las
estrellas individuales siguen sus propias órbitas alrededor del centro de la
galaxia. Véase Materia interestelar.
A
medida que la nube empieza a contraerse, cualquier movimiento de rotación que
posea la hace girar más y más deprisa, como ocurre con un patinador sobre hielo
cuando encoge los brazos (véase
Mecánica). Los distintos fragmentos de la nube acaban girando en sentidos
opuestos (algunos en el sentido de las agujas del reloj y otros en sentido
contrario), con lo que el movimiento de giro (momento angular) global de la
nube se reparte y ninguna estrella individual acaba teniendo una rotación
excesivamente rápida. Por otra parte, los campos magnéticos asociados con la
joven estrella le permiten mantener su influencia sobre materiales situados muy
lejos de su núcleo. Estas influencias magnéticas pueden transportar momento
angular hacia el exterior. Cuando el núcleo de cada fragmento se contrae para
formar una estrella, parte del material a partir del cual se está formando se
mantiene alejado del centro de la nube como consecuencia del giro residual, y
el material se estabiliza formando un disco de polvo alrededor de la joven
estrella. Este tipo de discos se ha detectado en torno a estrellas jóvenes, lo
que confirma que nuestra comprensión de la formación de los sistemas
planetarios es correcta a grandes rasgos. En uno de estos sistemas, Beta
Pictoris, una estrella joven está rodeada por un grueso disco de materia, que
ha sido fotografiado y que se extiende a ambos lados de la estrella a una
distancia varias veces superior al tamaño de nuestro Sistema Solar.
Cerca
de una estrella joven de este tipo, el material más ligero del disco
(fundamentalmente hidrógeno y helio gaseosos) sale despedido debido al calor de
la estrella. El material que queda está compuesto por miles de millones de
pequeños granos de polvo que colisionan y se agrupan formando partículas
mayores. Cuando la estrella empieza a brillar (convirtiendo hidrógeno en helio
por fusión nuclear en su interior), las partículas de materia pueden tener unos
cuantos milímetros de tamaño, y se empiezan a concentrar en un disco más fino
alrededor de la estrella. El proceso de acreción —la acumulación de partículas
que se van quedando ‘pegadas’— avanza hasta que los granos de polvo originales
se han convertido en pedazos de roca de aproximadamente 1 km de anchura,
similares a los numerosos asteroides que orbitan en la actualidad en torno al
Sol entre las órbitas de Marte y Júpiter.
Cuando
los pedazos de roca alcanzan este tamaño, empiezan a atraerse entre sí por
gravedad de forma significativa, lo que los reúne en grupos que orbitan juntos
alrededor de la estrella, chocando ocasionalmente entre sí. La gravedad agrupa
más y más los pedazos, y los trozos más grandes (los que ejercen una mayor
atracción gravitatoria) atraen cada vez más material, y crecen convirtiéndose
en planetas y lunas.
En
nuestro propio Sistema Solar hay cuatro planetas rocosos próximos al Sol, todos
ellos formados del modo que acabamos de describir: Mercurio, Venus, la Tierra y
Marte. A continuación existe un cinturón de ‘escombros’ espaciales (el cinturón
de asteroides), un anillo que en muchos aspectos es representativo del tipo de
material del que se formaron los planetas interiores. El material de este
anillo no pudo agruparse para constituir un planeta porque se vio perturbado
continuamente por la influencia gravitatoria de Júpiter, el planeta más grande
del Sistema Solar. Más allá del cinturón de asteroides hay cuatro planetas
gaseosos gigantes: Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. Probablemente, sus
características son típicas de los planetas que se forman a gran distancia de
la estrella, en los que se conserva el material volátil originario, con lo que
están compuestos sobre todo por gas, aunque puedan contener un pequeño núcleo
rocoso.
Formación de cuerpos celestes
más pequeños
Pero
los gigantes gaseosos no están aislados. Alrededor de cada uno de ellos hay un conjunto
de satélites (lunas) y anillos, como si se tratara de un sistema planetario en
miniatura, y aunque algunas de las lunas pueden ser trozos de desechos cósmicos
capturados, muchas de ellas se han formado en órbita en torno a sus planetas
por los mismos procesos de acreción y atracción gravitatoria que formaron los
planetas. Esto demuestra que, siempre que se forman objetos grandes por
atracción gravitatoria a partir de nubes de desechos en el espacio, estos
objetos están acompañados por una familia de objetos menores que orbitan en
torno a ellos: un indicio bastante significativo de que la formación de
sistemas planetarios alrededor de estrellas es un hecho común.
Sin
embargo, debe hacerse una salvedad. Todo lo dicho es válido para sistemas
estelares que, como en el caso del Sol, están formados por una sola estrella.
Una gran cantidad de estrellas no son solitarias, sino que pertenecen a
sistemas formados por dos o más estrellas, en los que puede resultar difícil la
formación de planetas debido a la inexistencia de órbitas estables: los
protoplanetas se verían arrastrados en una y otra dirección por las influencias
gravitatorias de las diferentes estrellas. En estos sistemas es probable que lo
único que se forme sean pedazos de escombros cósmicos como los que existen en
nuestro cinturón de asteroides.
Incluso
después de que los cuatro cuerpos principales que se convertirían en los
planetas interiores hubieran tomado forma en el disco de material situado en
torno al joven Sol, existían muchos pedazos de escombros más pequeños en el
Sistema Solar interior, que seguían sus propias órbitas y eran absorbidos por
los cuatro planetas al pasar cerca de ellos. Los cráteres de la superficie
lunar muestran el efecto del bombardeo que continuó después de la formación de
los planetas; las sondas espaciales que han visitado Mercurio, planeta que —al
igual que la Luna— carece de una atmósfera que borre las huellas del antiguo
bombardeo, han encontrado impactos similares. Una vez más, parece que estos
impactos son típicos del modo en que se forman los planetas, aunque sólo
podemos estudiar en detalle el ejemplo de nuestro propio Sistema Solar. En el
caso de éste, el proceso de formación de planetas comenzó hace unos 4.500
millones de años, al mismo tiempo que se formó el Sol, y el bombardeo finalizó
hace unos 4.000 millones de años (aparte de impactos ocasionales como el que
probablemente causó la extinción de los dinosaurios hace unos 65 millones de
años).
Pero
los planetas, asteroides y satélites no son los únicos componentes de los
sistemas planetarios. Los cometas son otros cuerpos celestes que contienen poca
masa (en comparación con un planeta) pero que orbitan en grandes cantidades en
torno a su estrella, a distancias mucho mayores que los planetas, llegando a
mitad de camino de las estrellas vecinas.
Desarrollo de asteroides y
cometas
En
el disco original de material situado alrededor del Sol, a partir del cual se
formaron los planetas, la zona hoy ocupada por el cinturón de asteroides
contenía seguramente suficiente materia para dar lugar a un planeta unas cuatro
veces más pesado que la Tierra. En un principio, las partículas de esta zona
(al igual que las de regiones próximas al Sol donde se formaron los planetas
interiores) es muy probable que se movieran alrededor de la joven estrella en
órbitas casi circulares, unas al lado de otras, por lo que las colisiones entre
las mismas serían bastante suaves, lo que tendería a unirlas. Pero a medida que
Júpiter empezó a crecer por acreción en las proximidades, su influencia gravitatoria
perturbó las órbitas de estos objetos del cinturón de asteroides. A medida que
dichas órbitas se hacían más elípticas, se cruzaban unas con otras de forma
caótica. Como resultado de ello, los pedazos de roca que pudieran haber crecido
en esa zona empezaron a chocar entre sí a velocidades mayores, con lo que en
lugar de mantenerse pegados para constituir objetos más grandes (y acabar
siendo un único planeta) se rompían. Es posible que en lo que hoy es el
cinturón de asteroides llegaran a formarse ocho superasteroides, cada uno de
ellos tan grande como Marte, antes de fragmentarse de esta forma. De hecho,
Marte podría ser un superviviente de esa fase de formación del Sistema Solar.
De
las cuatro ‘masas terrestres’ que había en el cinturón de asteroides, toda la
materia, salvo un 0,3% de la masa terrestre, ha sido despedida, en gran medida
por influencia de Júpiter, hacia órbitas que provocaron la caída de los objetos
al Sol o hacia órbitas que alejaron definitivamente los fragmentos del Sistema
Solar. Es probable que uno de los superasteroides del tamaño de Marte, enviado
hacia el Sol de esta forma, colisionara con la Tierra fundiendo una gran
cantidad de roca y poniéndola en órbita alrededor de la Tierra, donde se
solidificó y se convirtió en nuestra Luna.
En
la parte interior del Sistema Solar, hasta llegar a los asteroides, el calor
era suficiente para que los materiales volátiles se evaporaran y salieran
despedidos, por lo que se formaron planetas pequeños y rocosos, además de los
asteroides. Más allá de la órbita de Marte, el frío mantuvo heladas sustancias
como hielo, metano congelado, amoníaco congelado y otros materiales. Desde el
primer momento, cuando las partículas se agrupaban para formar pedazos más
grandes, los pedazos contenían muchas sustancias heladas, como si fuera una
bola de nieve sucia. Muchas de estas ‘bolas de nieve sucia’ se agruparon para
formar los planetas gigantes. El calor liberado en las colisiones acabó
evaporando las sustancias, aunque la fuerte gravedad de los planetas gigantes
logró mantener parte del hidrógeno y helio primitivos. Todos estos gases dieron
a esos planetas su estructura actual.
Además del material que constituyó los planetas gigantes,
muchas bolas congeladas de hielo y polvo cayeron seguramente bajo la influencia
de la gravedad de los gigantes gaseosos, del mismo modo que los objetos del
cinturón de asteroides cayeron bajo la influencia de Júpiter. Algunos de estos
objetos helados fueron lanzados a órbitas que los llevaron cerca del Sol y se
evaporaron; otros fueron despedidos hacia fuera desde la zona de los planetas
gigantes y acabaron en órbitas que los alejaron del Sol 100.000 veces más que
la Tierra, hasta 15 billones de kilómetros. A distancias tan enormes, las bolas
de nieve sucia se vieron influidas por la gravedad de otras estrellas, por lo
que sus órbitas se suavizaron y se convirtieron en una capa esférica de cometas
que rodea el Sistema Solar, conocida como la nube de Oort. Se cree que existe
un billón de cometas en la nube de Oort: esto significa que en nuestro Sistema
Solar hay más cometas que estrellas en la Vía Láctea. Sin embargo, la masa
total de todo ese material es sólo unas tres veces superior a la masa de la
Tierra.
Más
cerca de nosotros, poco más allá de la órbita de Neptuno, se encuentra un
cinturón interno de cometas conocido como cinturón de Kuiper, que contiene unos
mil millones de cometas. Plutón, que por motivos históricos suele clasificarse
como planeta, debería considerarse más bien un ejemplo extremo de los
supercometas helados típicos del cinturón de Kuiper.
También
en este caso, aunque la descripción está basada en estudios del Sistema Solar,
hay indicios de que existen nubes de cometas similares alrededor de otros
sistemas planetarios. A mediados de la década de 1990, los astrónomos
identificaron varios sistemas en los que las estrellas están acompañadas de
planetas con un tamaño comparable al de Júpiter. Inevitablemente, la influencia
gravitatoria de un planeta gigante así lanzaría material helado a una nube
similar a la nube de Oort durante la formación del sistema planetario.
Bibliografía utilizada:
www.lafacu.com