14.3: Formación del Sistema Solar

Objetivos de aprendizaje

Al final de esta sección, podrás:

• Describir las limitaciones de movimiento, química y edad que cualquier teoría de la formación del sistema solar debe cumplir
• Resumir los cambios físicos y químicos durante la etapa de nebulosa solar de la formación del sistema solar
• Explicar el proceso de formación de los planetas terrestres y gigantes
• Describir los principales eventos de la evolución posterior del sistema solar

Como hemos visto, los cometas, asteroides y meteoritos están sobreviviendo remanentes de los procesos que formaron el sistema solar. Los planetas, lunas, y el Sol, por supuesto, también son productos del proceso de formación, aunque el material en ellas ha sufrido una amplia gama de cambios. Ahora estamos listos para reunir la información de todos estos objetos para discutir lo que se sabe sobre el origen del sistema solar.

Restricciones observacionales

Hay ciertas propiedades básicas del sistema planetario que cualquier teoría de su formación debe explicar. Estos pueden resumirse en tres categorías: restricciones de movimiento, restricciones químicas y restricciones de edad. Los llamamos restricciones porque ponen restricciones a nuestras teorías; a menos que una teoría pueda explicar los hechos observados, no sobrevivirá en el mercado competitivo de ideas que caracteriza el esfuerzo de la ciencia. Echemos un vistazo a estas limitaciones una por una.

Hay muchas regularidades a los movimientos en el sistema solar. Vimos que todos los planetas giran alrededor del Sol en la misma dirección y aproximadamente en el plano de la propia rotación del Sol. Además, la mayoría de los planetas giran en la misma dirección en que giran, y la mayoría de las lunas también se mueven en órbitas en sentido contrario a las agujas del reloj (cuando se ven desde el norte). A excepción de los cometas y otros objetos transneptunianos, los movimientos de los miembros del sistema definen una forma de disco o Frisbee. Sin embargo, también se debe preparar una teoría completa para hacer frente a las excepciones a estas tendencias, como la rotación retrógrada (no la revolución) de Venus.

En el ámbito de la química, vimos que Júpiter y Saturno tienen aproximadamente la misma composición, dominada por hidrógeno y helio. Estos son los dos planetas más grandes, con suficiente gravedad para aferrarse a cualquier gas presente cuando y donde se formaron; así, podríamos esperar que sean representativos del material original a partir del cual se formó el sistema solar. Cada uno de los otros miembros del sistema planetario carece, hasta cierto punto, de los elementos de luz. Un examen cuidadoso de la composición de los objetos sólidos del sistema solar muestra una sorprendente progresión desde los planetas internos ricos en metales, pasando por aquellos hechos predominantemente de materiales rocosos, hasta objetos con composiciones dominadas por el hielo en el sistema solar exterior. Los cometas en la nube de Oort y los objetos transneptunianos en el cinturón de Kuiper también son objetos helados, mientras que los asteroides representan una composición rocosa transicional con abundante material oscuro y rico en carbono.

Como vimos en Other Worlds: An Introduction to the Solar System, este patrón químico general puede interpretarse como una secuencia de temperatura: caliente cerca del Sol y más fría a medida que nos movemos hacia afuera. A las partes internas del sistema generalmente les faltan aquellos materiales que no pudieron condensarse (formar un sólido) a las altas temperaturas que se encuentran cerca del Sol. Sin embargo, existen (nuevamente) excepciones importantes al patrón general. Por ejemplo, es difícil explicar la presencia de agua en la Tierra y Marte si estos planetas se formaron en una región donde la temperatura era demasiado caliente para que el hielo se condensara, a menos que el hielo o el agua fueran traídos posteriormente de regiones más frías. El ejemplo extremo es la observación de que hay depósitos polares de hielo tanto en Mercurio como en la Luna; estos son casi con certeza formados y mantenidos por impactos ocasionales de cometas.

En lo que respecta a la edad, discutimos que la datación radiactiva demuestra que algunas rocas en la superficie de la Tierra han estado presentes durante al menos 3.8 mil millones de años, y que ciertas muestras lunares tienen 4.4 mil millones de años. Todos los meteoritos primitivos tienen edades radiactivas cercanas a los 4.5 mil millones de años. La edad de estos bloques de construcción inalterados se considera la edad del sistema planetario. La similitud de las edades medidas nos dice que los planetas se formaron y sus costras se enfriaron a las pocas decenas de millones de años (como máximo) del inicio del sistema solar. Además, el examen detallado de los meteoritos primitivos indica que están hechos principalmente de material que se condensó o coaguló a partir de un gas caliente; pocos fragmentos identificables parecen haber sobrevivido antes de esta etapa de vapor caliente hace 4.5 mil millones de años.

La nebulosa solar

Todas las limitaciones anteriores son consistentes con la idea general, introducida en Other Worlds: An Introduction to the Solar System, de que el sistema solar se formó hace 4.5 mil millones de años a partir de una nube giratoria de vapor y polvo —que llamamos la nebulosa solar— con una composición inicial similar a la del Sol hoy. A medida que la nebulosa solar colapsó bajo su propia gravedad, el material cayó hacia el centro, donde las cosas se volvieron cada vez más concentradas y calientes. El aumento de las temperaturas en la nebulosa que se encoge vaporizó la mayor parte del material sólido que originalmente estaba presente.

Al mismo tiempo, la nebulosa colapsada comenzó a girar más rápido a través de la conservación del momento angular (ver los capítulos Órbitas y Gravedad y Tierra, Luna y Cielo). Como una patinadora que tira de sus brazos para girar más rápido, la nube que se encoge giró más rápido a medida que pasaba el tiempo. Ahora, piensa en cómo gira un objeto redondo. Cerca de los polos, la velocidad de giro es lenta, y se vuelve más rápida a medida que te acercas al ecuador. De la misma manera, cerca de los polos de la nebulosa, donde las órbitas eran lentas, el material nebular cayó directamente al centro. El material que se mueve más rápido, por otro lado, se colapsó en un disco plano que giraba alrededor del objeto central (Figura\(\PageIndex{1}\)). La existencia de esta nebulosa giratoria en forma de disco explica los movimientos primarios en el sistema solar que discutimos en la sección anterior. Y como se formaron a partir de un disco giratorio, todos los planetas orbitan de la misma manera.

Figura\(\PageIndex{1}\) Pasos en la Formación del Sistema Solar. Esta ilustración muestra los pasos en la formación del sistema solar a partir de la nebulosa solar. A medida que la nebulosa se encoge, su rotación hace que se aplane en un disco. Gran parte del material se concentra en el centro caliente, que finalmente se convertirá en una estrella. Alejadas del centro, las partículas sólidas pueden condensarse a medida que la nebulosa se enfría, dando lugar a planetesimales, los bloques de construcción de los planetas y lunas.

Imagínese la nebulosa solar al final de la fase de colapso, cuando estaba en su punto más caluroso. Al no haber más energía gravitacional (del material cayendo) para calentarla, la mayor parte de la nebulosa comenzó a enfriarse. El material en el centro, sin embargo, donde era más caluroso y concurrido, formó una estrella que mantenía altas temperaturas en su vecindario inmediato al producir su propia energía. Los movimientos turbulentos y los campos magnéticos dentro del disco pueden drenar el momento angular, robando al material del disco parte de su giro. Esto permitió que algún material siguiera cayendo en la estrella en crecimiento, mientras que el resto del disco se estabilizó gradualmente.

La temperatura dentro del disco disminuyó con el aumento de la distancia del Sol, tanto como las temperaturas de los planetas varían con la posición actual. A medida que el disco se enfriaba, los gases interactuaban químicamente para producir compuestos; eventualmente estos compuestos se condensaron en gotitas líquidas o granos sólidos. Esto es similar al proceso por el cual las gotas de lluvia en la Tierra se condensan a partir del aire húmedo a medida que se eleva sobre una montaña.

Veamos con más detalle cómo el material se condensó en diferentes lugares del disco de maduración (Figura\(\PageIndex{2}\)). Los primeros materiales en formar granos sólidos fueron los metales y diversos silicatos formadores de rocas. A medida que bajaba la temperatura, estos se unieron en gran parte de la nebulosa solar por compuestos de azufre y silicatos ricos en carbono y agua, como los que ahora se encuentran abundantemente entre los asteroides. Sin embargo, en las partes internas del disco, la temperatura nunca bajó lo suficientemente baja como para que materiales como el hielo o los compuestos orgánicos carbonosos se condensaran, por lo que faltaban en los planetas más internos.

Figura Secuencia de Condensación\(\PageIndex{2}\) Química en la Nebulosa Solar. La escala a lo largo de la parte inferior muestra la temperatura; arriba están los materiales que se condensarían a cada temperatura bajo las condiciones que se espera prevalezcan en la nebulosa.

Lejos del Sol, las temperaturas más frías permitieron que el oxígeno se combinara con el hidrógeno y se condensara en forma de hielo de agua (H ₂ O). Más allá de la órbita de Saturno, el carbono y el nitrógeno se combinaron con hidrógeno para hacer hielos como el metano (CH ₄) y el amoníaco (NH ₃). Esta secuencia de eventos explica las diferencias básicas de composición química entre diversas regiones del sistema solar.

Ejemplo\(\PageIndex{1}\): rotación de la nebulosa solar

Podemos utilizar el concepto de momento angular para trazar la evolución de la nebulosa solar colapsada. El momento angular de un objeto es proporcional al cuadrado de su tamaño (diámetro) dividido por su período de rotación (\(D^2/P\)). Si se conserva el momento angular, entonces cualquier cambio en el tamaño de una nebulosa debe ser compensado por un cambio proporcional en el periodo, para mantenerse\(D^2/P\) constante. Supongamos que la nebulosa solar comenzó con un diámetro de 10,000 UA y un período de rotación de 1 millón de años. ¿Cuál es su periodo de rotación cuando se ha reducido al tamaño de la órbita de Plutón, que el Apéndice F nos dice que tiene un radio de alrededor de 40 UA?

Solución

Se nos da que el diámetro final de la nebulosa solar es de aproximadamente 80 UA. Observando el estado inicial antes del colapso y el estado final en la órbita de Plutón, entonces

\[\frac{P_{\text{final}}}{P_{\text{initial}}}= \left( \frac{D_{\text{final}}}{D_{\text{initial}}} \right)^2= \left( \frac{80}{10,000} \right)^2=(0.008)^2=0.000064 \nonumber\]

Con\(P_{\text{initial}}\) igual a 1,000,000 de años,\(P_{\text{final}}\), el nuevo periodo de rotación, es de 64 años. Esto es mucho más corto que el tiempo real que tarda Plutón en dar la vuelta al Sol, pero te da una idea del tipo de aceleración que puede producir la conservación del momento angular. Como señalamos anteriormente, otros mecanismos ayudaron al material en el disco a perder impulso angular antes de que los planetas se formaran por completo.

Ejercicio\(\PageIndex{1}\)

¿Cuál sería el periodo de rotación de la nebulosa en nuestro ejemplo cuando se hubiera reducido al tamaño de la órbita de Júpiter?

Responder

El periodo de la nebulosa giratoria es inversamente proporcional a\(D^2\). Como acabamos de ver,\(\frac{P_{\text{final}}}{P_{\text{initial}}} = \left( \frac{D_{\text{final}}}{D_{\text{initial}}} \right)^2\). Inicialmente, tenemos\(P_{\text{initial}} = 106 yr and \(D_{\text{initial}}\) = 104 AU. Entonces, si\(D_{\text{final}}\) está en AU,\(P_{\text{final}}\) (en años) es dado por\(P_{\text{final}}=0.01D^2_{\text{final}}\). Si la órbita de Júpiter tiene un radio de 5.2 UA, entonces el diámetro es 10.4 UA. El periodo es entonces de 1.08 años.

Formación de los Planetas Terrestres

Los granos que se condensaron en la nebulosa solar con bastante rapidez se unieron en trozos cada vez más grandes, hasta que la mayor parte del material sólido estaba en forma de planetesimales, trozos de unos pocos kilómetros a algunas decenas de kilómetros de diámetro. Algunos planetesimales aún sobreviven hoy como cometas y asteroides. Otros han dejado su huella en las superficies cráteres de muchos de los mundos que estudiamos en capítulos anteriores. Sin embargo, se requiere un aumento sustancial en tamaño para pasar de planetesimal a planeta.

Algunos planetesimales eran lo suficientemente grandes como para atraer a sus vecinos gravitacionalmente y así crecer por el proceso llamado acreción. Si bien los pasos intermedios no se entienden bien, en última instancia varias docenas de centros de acreción parecen haber crecido en el sistema solar interior. Cada uno de estos atrajo a planetesimales circundantes hasta que había adquirido una masa similar a la de Mercurio o Marte. En esta etapa, podemos pensar en estos objetos como protoplanetas —planetas “no del todo listos para el prime time”.

Cada uno de estos protoplanetas continuó creciendo por la acumulación de planetesimales. Cada planetesimal entrante fue acelerado por la gravedad del protoplaneta, golpeando con suficiente energía para derretir tanto el proyectil como una parte del área de impacto. Pronto todo el protoplaneta se calentó por encima de la temperatura de fusión de las rocas. El resultado fue la diferenciación planetaria, con metales más pesados que se hunden hacia el núcleo y silicatos más ligeros que se elevan hacia la superficie. A medida que se calentaban, los protoplanetas internos perdieron algunos de sus constituyentes más volátiles (los gases más ligeros), dejando atrás más elementos y compuestos más pesados.

Formación de los Planetas Gigantes

En el sistema solar exterior, donde las materias primas disponibles incluían hielos así como rocas, los protoplanetas crecieron hasta ser mucho más grandes, con masas diez veces mayores que la Tierra. Estos protoplanetas del sistema solar exterior eran tan grandes que pudieron atraer y retener el gas circundante. A medida que el hidrógeno y el helio colapsaron rápidamente sobre sus núcleos, los planetas gigantes fueron calentados por la energía de contracción. Pero aunque estos planetas gigantes se calentaron más que sus hermanos terrestres, eran demasiado pequeños para elevar sus temperaturas y presiones centrales hasta el punto en que pudieran comenzar las reacciones nucleares (y son esas reacciones las que nos dan nuestra definición de estrella). Después de brillar de color rojo opaco durante algunos miles de años, los planetas gigantes se enfriaron gradualmente a su estado actual (Figura\(\PageIndex{3}\)).

Figura\(\PageIndex{3}\) Saturno Visto en Infrarrojos. Esta imagen de la nave espacial Cassini está cosida a partir de 65 observaciones individuales. La luz solar reflejada a una longitud de onda de 2 micrómetros se muestra como azul, la luz solar reflejada a 3 micrómetros se muestra como verde y el calor irradiado desde el interior de Saturno a 5 micrómetros es rojo. Por ejemplo, los anillos de Saturno reflejan la luz solar a 2 micrómetros, pero no a 3 y 5 micrómetros, por lo que aparecen azules. Las regiones polares sur de Saturno se ven brillando con el calor interno.

El colapso del gas de la nebulosa hacia los núcleos de los planetas gigantes explica cómo estos objetos adquirieron casi la misma composición rica en hidrógeno que el Sol. El proceso fue más eficiente para Júpiter y Saturno; de ahí que sus composiciones sean casi “cósmicas”. Mucho menos gas fue capturado por Urano y Neptuno, razón por la cual estos dos planetas tienen composiciones dominadas por los bloques de construcción helados y rocosos que componían sus grandes núcleos en lugar de por hidrógeno y helio. El período de formación inicial terminó cuando gran parte de la materia prima disponible se agotó y el viento solar (el flujo de partículas atómicas) del sol joven sopló el suministro restante de gases más ligeros.

Mayor evolución del sistema

Todos los procesos que acabamos de describir, desde el colapso de la nebulosa solar hasta la formación de protoplanetas, tuvieron lugar en unos pocos millones de años. Sin embargo, la historia de la formación del sistema solar no estaba completa en esta etapa; había muchos planetesimales y otros desechos que inicialmente no se acumulaban para formar los planetas. ¿Cuál fue su destino?

Los cometas visibles para nosotros hoy en día no son más que la punta del iceberg cósmico (si perdonas el juego de palabras). Se cree que la mayoría de los cometas están en la nube de Oort, lejos de la región de los planetas. Cometas adicionales y planetas enanos helados se encuentran en el cinturón de Kuiper, que se extiende más allá de la órbita de Neptuno. Estas piezas heladas probablemente se formaron cerca de las actuales órbitas de Urano y Neptuno pero fueron expulsadas de sus órbitas iniciales por la influencia gravitacional de los planetas gigantes.

En las partes internas del sistema, los planetesimales remanentes y quizás varias docenas de protoplanetas continuaron zumbando. En el vasto lapso de tiempo que estamos discutiendo, las colisiones entre estos objetos fueron inevitables. Los impactos gigantes en esta etapa probablemente despojaron a Mercurio de parte de su manto y corteza, invirtieron la rotación de Venus y rompieron parte de la Tierra para crear la Luna (todos los eventos que discutimos en otros capítulos).

Los impactos a menor escala también agregaron masa a los protoplanetas internos. Debido a que la gravedad de los planetas gigantes podría “agitar” las órbitas de los planetesimales, el material que impacta en los protoplanetas internos podría haber venido de casi cualquier lugar dentro del sistema solar. En contraste con la etapa anterior de acreción, por lo tanto, este nuevo material no representaba solo una estrecha gama de composiciones.

Como resultado, gran parte de los escombros que golpeaban los planetas internos eran material rico en hielo que se había condensado en la parte exterior de la nebulosa solar. A medida que avanzaba este bombardeo tipo cometa, la Tierra acumuló el agua y diversos compuestos orgánicos que posteriormente serían críticos para la formación de la vida. Marte y Venus probablemente también adquirieron abundante agua y materiales orgánicos de la misma fuente, como Mercurio y la Luna siguen haciendo para formar sus gorros polares helados.

Poco a poco, a medida que los planetas barrieron o expulsaban los escombros restantes, la mayoría de los planetesimales desaparecieron. En dos regiones, sin embargo, son posibles órbitas estables donde los planetesimales sobrantes podrían evitar impactar a los planetas o ser expulsados del sistema. Estas regiones son el cinturón de asteroides entre Marte y Júpiter y el cinturón de Kuiper más allá de Neptuno. Los planetesimales (y sus fragmentos) que sobreviven en estos lugares especiales son lo que ahora llamamos asteroides, cometas y objetos transneptunianos.

Los astrónomos solían pensar que el sistema solar que surgió de esta evolución temprana era similar a lo que vemos hoy en día. Estudios recientes detallados de las órbitas de los planetas y asteroides, sin embargo, sugieren que hubo eventos más violentos poco después, quizás involucrando cambios sustanciales en las órbitas de Júpiter y Saturno. Estos dos planetas gigantes controlan, a través de su gravedad, la distribución de asteroides. Trabajando hacia atrás desde nuestro actual sistema solar, parece que los cambios orbitales tuvieron lugar durante los primeros cientos de millones de años. Una consecuencia puede haber sido la dispersión de asteroides al interior del sistema solar, provocando el período de “bombardeo intenso” registrado en los cráteres lunares más antiguos.

Conceptos clave y resumen

Una teoría viable de la formación del sistema solar debe tener en cuenta las restricciones de movimiento, las restricciones químicas y las limitaciones de edad. Meteoritos, cometas y asteroides son sobrevivientes de la nebulosa solar a partir de la cual se formó el sistema solar. Esta nebulosa fue el resultado del colapso de una nube interestelar de gas y polvo, que se contrajo (conservando su momento angular) para formar nuestra estrella, el Sol, rodeada de un delgado disco giratorio de polvo y vapor. La condensación en el disco condujo a la formación de planetesimales, que se convirtieron en los bloques de construcción de los planetas. La acumulación de materiales infalibles calentó los planetas, lo que llevó a su diferenciación. Los planetas gigantes también pudieron atraer y retener gas de la nebulosa solar. Después de unos millones de años de impactos violentos, la mayor parte de los escombros fueron barridos o expulsados, dejando solo los asteroides y restos cometarios sobreviviendo hasta el presente.

Glosario

acreción

la acumulación gradual de masa, como por un planeta que se forma a partir de partículas colisionadas en la nebulosa solar