Informe sobre el desarrollo de los sistemas planetarios

 

 

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.