La Formación del Sistema Solar

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El Origen del Sistema Solar

Viene de El Origen del Universo

Hace unos cinco mil millones de años, la zona conocida como El Sistema Solar era una extensa nube de gas y polvo.

La composición de esta nube era casi la misma que en la actualidad compone toda la materia del universo, es decir, un 92% de Hidrógeno, 7% de Helio y un 1% de los demás elementos.
De ese 1%, había aproximadamente un 50% de oxígeno, 20% de Neón, 15% de Nitrógeno, 8% de Carbono, 2% de Silicio, 2% de Magnesio, 1,5% de Hierro, 1% de Azufre, y el 0,5% restante era una mezcla de Argón, Aluminio, Calcio, Sodio, Níquel, Fósforo y demás elementos en proporciones cada vez menores.
Pero aunque estos eran los elementos básicos, el espacio interestelar también permitía la formación de compuestos químicos más complejos. Así, una gran parte del oxígeno, nitrógeno y carbono existentes reaccionaron con el hidrógeno, mucho más abundante, para formar moléculas de agua, amoníaco y metano, y otras aún más complejas.

Corrientes y Remolinos Espaciales

Las partículas de gas en el espacio vibran constantemente debido a su temperatura, mientras más calientes estén más vibran y eso hace que las partículas de gas tienden a chocar y rebotar intentando expandirse lo máximo posible.

Pero al mismo tiempo, una nube de gas y polvo de tamaño suficientemente grande genera una fuerza gravitatoria sobre su entorno, y al mismo tiempo esa fuerza gravitatoria hace que las partículas de gas y polvo situadas en la periferia tiendan a caer hacia el centro de gravedad de la nube.

Curiosamente, las partículas situadas en el centro de la nube experimentan una atracción desde todas las direcciones , por consiguiente su tendencia resultante es que no experimenta ninguna reacción a su entorno. Son las partículas situadas en la periferia las que experimentan una atracción desde una dirección nada más, y eso hace que reaccionen intentando caer en dirección al centro de gravedad de la nube.

Las dos tendencias contrapuestas, la vibración caótica que intenta expandir el gas y la fuerza gravitatoria que intenta contraerlo, hace que las partículas de gas choquen continuamente entre sí, y esto provoca roturas de moléculas y formación de iones con cargas eléctricas. Estas cargas eléctricas generan campos magnéticos y provocan que las partículas cercanas reorienten su movimiento haciendo que las partículas de gas de una misma zona adquieran un movimiento solidario, casi como si estuvieran atadas por hilos invisibles, formando una corriente que, al chocar con otras corrientes se desviaban y unían para formar corrientes más intensas.

Al mismo tiempo el choque de partículas de gas y polvo en el interior de la nebulosa solar generaba cargas de electricidad estática, tal como las nubes en la atmósfera van acumulando electricidad estática hasta que tienen que liberarla en forma de rayo. El efecto combinado de las cargas estáticas y las corrientes de polvo provocaron campos magnéticos que reorientaron las órbitas de casi todas las partículas de la nebulosa para hacerlas girar en la misma dirección. Así, la nebulosa solar se convirtió en un disco plano y giratorio con un acusado abultamiento en el centro, con un aspecto muy similar al de nuestra propia galaxia.

En este disco de gases se volvió a repetir, a escala más reducida, el mismo proceso formándose nubes más pequeñas que giraban sobre sí mismas al tiempo que se trasladaban alrededor de la nube central.

La Fase de Acreción BrownianaLa Fuerza Browniana

Las partículas de polvo o gas experimentan una vibración conocida como Movimiento Browniano que depende de la temperatura de las partículas. Este movimiento browniano hace que las partículas de polvo se vean constantemente golpeadas desde todas direcciones por las moléculas de gas que las rodean, pero cuando dos partículas de polvo están bastante cerca la una de la otra, entre ellas hay pocas moléculas de gas, y eso hace que las partículas se vean más golpeadas desde el exterior que desde el interior, con lo que el resultado es que ambas partículas acaban adheridas por la 'fuerza browniana'. De esa forma, de la nube de gas y polvo original, se formaron los primeros conglomerados de partículas, atraídas no por la gravedad, aún insuficiente para afectarlas, sino por la agitación browniana que las rodea.
Conforme pasa el tiempo, el conglomerado va aumentando de tamaño en formas aleatorias dándole un aspecto esponjoso, con las partículas unidas entre sí en largos hilos, superficies y sólidos pero dejando entre ellos numerosos huecos de formas y tamaños aleatorios. Uno de estos conglomerados podía llegar a adquirir un tamaño de varios cientos de metros, hasta kilómetros de diámetro, teniendo una masa muy reducida, ya que su interior era tan ligero como la espuma, tan débil como un castillo de naipes, tan inconsistente como una nube de polvo. Pero aunque inconsistente, al alcanzar determinado tamaño su masa ya podía ser de varios cientos de kilos, capaces de provocar una atracción gravitatoria muy débil sobre su entorno.

Atraídos por esa masa, las partículas de hielo y polvo que formaban parte de la superficie de esa estructura, comenzaron a hacer presión sobre las partículas situadas más cerca del centro. Mientras la fuerza gravitatoria era menor que la fuerza browniana, la estructura esponjosa se conservaba estable e iba creciendo con la acreción de otras partículas, pero al alcanzar un determinado tamaño la fuerza gravitatoria fue mayor que la fuerza browniana y las nuevas partículas comenzaron a romper las uniones brownianas que tenían bajo ellas provocando un derrumbabiento desde la superficie hacia el centro de la estructura.
En cuestión de pocas horas, la estructura esponjosa de gas y polvo que había adquirido un tamaño de varios centenares de metros se derrumbó sobre su centro generando una bola de polvo similar a la que saldría de una aspiradora de un tamaño de unas pocas decenas de metros.

La Fase de Acreción Gravitatoria

La fuerza gravitatoria siguió atrayendo partículas de su alrededor, volviéndose cada vez más intensa y aumentando la densidad y presión ejercida sobre su centro.

Como los átomos llevaban un movimiento propio antes de comenzar a caer, las partículas que se iban uniendo a estas primitivas bolas de polvo no impactaban directamente hacia el centro gravitatorio, sino que al chocar le imprimían un efecto de giro. Como cada partícula tendría una velocidad y ángulo de caída prácticamente aleatorios, la media de numerosos impactos debería tender a cero, pero la realidad es que muchos de esos embriones de planetas estaban girando sobre un eje, y al recibir un impacto lo bastante fuerte girarían sobre otro eje diferente, pero era muy improbable que un planeta se mantuviera sin tener una, aunque fuera mínima, rotación.

Conforme el tamaño de estas bolas de polvo aumentaba, hasta alcanzar de nuevo tamaños de varios centenares de metros, la presión de las capas externas sobre las internas fue aumentando y compactando el polvo. Mientras más grande era un planetesimal mayor era su densidad interna y mayor su capacidad de atraer a otros cuerpos y seguir creciendo. Los choques entre cuerpos celestes al principio eran muy lentos, su tamaño era escaso y la fuerza gravitatoria muy débil, por lo que un choque entre dos planetesimales en esta fase se parecería más a dos gotas de agua uniéndose en una sola. Pero conforme el tamaño iba creciendo la fuerza gravitatoria era mayor y los choques comenzaron a ser más y más violentos.

Mientras más grande fuera un planetesimal, más probable resultaba que atrajera a otros cuerpos, de ahí que aunque todas los cuerpos tendían a crecer, los más grandes crecían mucho más rápido que los más pequeños, aumentando su fuerza gravitatoria y su densidad y atrayendo a los planetesimales más pequeños.
Al cabo de varios millones de años de caos orbital quedaron apenas unos pocos miles de planetesimales, los más grandes y abundantes a unos 700-1000 MM de Km de distancia del centro nebular, los demás en tamaños y cantidades menores conforme se acercaban o alejaban del centro de la nebulosa solar.

Las Orbitas Planetarias

En esta zona intermedia, a mitad de camino entre el centro de la nebulosa solar y su borde externo, se habían formado dos planetesimales muy grandes que, conforme pasaban cerca de otros más pequeños los engullían aumentando aún más su tamaño.
Estos planetesimales llegaron a hacerse tan grandes que su fuerza gravitatoria también llegó a afectar a la mayor parte del sistema solar eliminando muchos planetesimales lejanos por efecto de la Resonancia Orbital Gravitatoria.

Si un planeta pequeño tuviera un período orbital tal que su año durase exactamente el doble, el triple, el cuádruplo, ... o la mitad, un tercio, un cuarto, ... o, en general un múltiplo o fracción exacta de un planeta de mayor tamaño, eso haría que cada X años su distancia relativa más corta coincidiera en la misma zona del espacio. El efecto gravitatorio en cada encuentro provocaría una leve alteración (cuestión de centímetros) en la órbita del planeta menor y este efecto se iría acumulando en órbitas sucesivas haciendo que su órbita se fuese alargando o achatando. El efecto es acumulativo, y mientras más deformada esté la órbita mayor será el efecto en los siguientes acercamientos, hasta que al cabo de pocos miles o decenas de miles de años esta deformación orbital le llevaría al punto de cruzarse con la órbita de otros planetas con órbita circular y eventualmente chocando con ellos.
En cambio, un planeta cuya órbita no coincidiera con ningún múltiplo ni divisor exacto de la órbita de los planetas gigantes, aunque en cada acercamiento sufriría una leve alteración, como este acercamiento se produciría siempre en distintas posiciones de la órbita las alteraciones tenderían a anularse entre sí y, de hecho, la tendencia sería más bien a estabilizar y hacer más circular la órbita del planeta menor.
De esa forma, la existencia de los planetas más masivos (Júpiter y Saturno) provocó que determinadas órbitas, tanto en su interior como en su exterior, quedaran vacías y los restos se estrellaran o bien con ellos o bien con otros planetas situados en órbitas cuyo período orbital no coincidiera con ningún múltiplo ni divisor exacto de los de los planetas gigantes.

Al final, tras varios millones de años de evolución planetaria, el sistema solar quedó compuesto por un centro masivo, dos o tres planetesimales gigantescos y varios planetesimales menores que viajaban en órbitas más o menos estables.

La formación de los Planetas

Los planetesimales eran en principio nubes de gas y polvo que giraban alrededor del Sol y que se habían formado por el mismo proceso que ya hemos descrito más arriba.
Una vez iniciado el proceso de condensación de una nube de gas y polvo se producía un efecto de retroalimentación. La mayor condensación aumentaba la presión interior, lo cual aumentaba la atracción gravitatoria que la masa interna ejercía sobre la masa periférica y esto a su vez provocaba más condensación de materia.
De esa forma los planetesimales se fueron haciendo cada vez más densos y los materiales que los componían comenzaron a diferenciarse.

Debido a la fuerza gravitatoria los materiales más pesados, principalmente el Hierro y el Níquel, tendían a hundirse hacia el interior de la nube mientras que los más ligeros, como silicatos y gases, permanecían en el exterior.

Entre los elementos más pesados que el hierro se encontraba una cierta cantidad de elementos radiactivos, como Uranio, Torio o Potasio. La proporción era mínima, hacía falta reunir cuatro Billones de átomos al azar para encontrar uno solo de uranio, pero la cantidad de átomos de cada planetesimal era gigantesca, había más que suficiente como para encontrar millones de toneladas de uranio incluso en los planetesimales del tamaño de la Luna. Al ir hundiéndose toda esa cantidad de Uranio y otros elementos radiactivos en el planetesimal, la radiactividad produjo el calentamiento de la materia circundante, lo cual ocasionó la fusión de los elementos que se habían “aglomerado” acelerando su propio hundimiento al mismo tiempo que los elementos y compuestos más ligeros flotaban hacia la superficie.
Pero al llegar al centro del planeta la concentración de elementos radiactivos fue cada vez mayor hasta alcanzar la masa crítica.

¿Cómo fabricar una bomba atómica?.
Se coge una cierta cantidad de Uranio y se funde en forma de semiesfera.
Aparte, se coge otra cantidad igual y se hace otra semiesfera.
Cada pieza emite gran cantidad de neutrones, algunos de ellos vuelven a chocar con más átomos en el interior, pero la mayor parte llegan a la superficie y se alejan de la pieza metálica con lo que la pieza es radiactiva, mortal para quien se encuentre cerca y genera mucho calor, pero no explota.
Júntense las dos piezas.
Al hacerlo, los neutrones que habrían salido por la parte lisa de una pieza tienen que atravesar la otra, con lo cual la probabilidad de que los neutrones choquen con otros átomos de uranio es mucho mayor y eso hace que la reacción en cadena se multiplique en unos microsegundos generando una explosión atómica.

Nota: Esto por supuesto, no pretende ser un manual para terroristas. Sería muy difícil que un grupo terrorista llegara a tener la cantidad necesario para fabricar una bomba atómica tan simple, aparte de MUY peligroso, pues ya diez gramos emitirían una radiación letal para cualquiera que los maneje.
Pero esto puede hacer comprender que una explosión atómica puede producirse de forma natural, como así ha sido, en el centro de la Tierra y de cualquier planeta de un tamaño suficiente que pase por un proceso de fusión total.

Los elementos radiactivos que formaban parte del planeta cuando se formó eran átomos y partículas sueltas, separadas entre sí. Cuando el planeta se fundió estos átomos empezaron a hundirse y concentrarse y en cuanto la concentración de elementos radioactivos fuese suficiente entrarían en explosión. Con 6.000 Km de magma por encima la explosión no es suficiente para destruir el planeta, así que se mantiene contenida en el núcleo planetario generando una gran cantidad de calor que se ha mantenido hasta ahora.

En realidad, todos los cuerpos grandes del sistema solar que hayan pasado por un proceso de fusión deben tener un núcleo radioactivo, pero en los más pequeños como la Luna y Marte el combustible atómico ya se habrá consumido, llevando al planeta a su enfriamiento definitivo y a que su temperatura dependa sólo de la radiación solar, pero los planetas mayores aún mantienen suficiente combustible atómico para estar más calientes de lo que estarían si su calor solo dependiera de la radiación solar. De ahí que se haya comprobado, por ejemplo, que Júpiter emite más radiaciones de las que recibe desde el Sol, ya que si solo un átomo de cada cuatro billones de átomos de polvo espacial es uranio, la masa de Júpiter es lo bastante grande como para que en su formación integrara cientos de millones de toneladas de elementos radioactivos que al fundirse el planeta se hundieron hasta formar en su centro una masa radioactiva de al menos cien kilómetros de diámetro y que en esa concentración generaran una reacción atómica que aún se mantendrá por varios miles de millones de años.

El núcleo atómico de la Tierra es bastante más pequeño, unos pocos kilómetros de diámetro, y lleva ardiendo más de cuatro mil millones de años, pero no tenemos medio aún de saber cuándo empezará a agotarse propiciando el enfriamiento definitivo del interior de la Tierra.


El tamaño original de la nube que formaba el planetesimal podía suponer una diferencia muy grande en la composición final del planeta. En un planetesimal de pequeño tamaño podría no generarse suficiente calor interno como para fundir sus componentes, y eso haría que el interior del planeta constituyese un heterogéneo conglomerado de polvo y hielo, de una densidad muy inferior a la piedra pómez, capaz de flotar en el agua.
Su superficie sería bombardeada de igual forma por meteoritos, que convirtiendo la energía cinética del choque en calor, fundían parte de la corteza  para posteriormente solidificarse en formas irregulares. Si el asteroide tuviera suficiente tamaño, su propia fuerza gravitatoria haría que el material sólido que lo compone se asentara en forma de esfera, tal como los asteroides más grandes, de más de cien kilómetros de radio.

En un planetesimal de mayor tamaño, el calor interno sí será suficiente para fundir el material y eso provocará la formación de un núcleo de material fundido.
A través de este núcleo fundido, los elementos más pesados se hundirán bajo los más ligeros formándose diversas capas en una pauta que será casi idéntica en todos los planetas.
En el centro casi todos los elementos más pesados, de los que había pocos, pero la mayoría de ellos radiactivos, y cuya concentración fue produciendo más calor.
A su alrededor un núcleo metálico, formado en su mayor parte de Hierro, con menos de un 10% de níquel y un 1% del resto de metales pesados que tuvieran una densidad similar.
A continuación una capa de Silicio, tan abundante como el hierro, que a altas temperaturas formará compuestos con el oxígeno y otros muchos elementos para dar lugar a todo tipo de silicatos. Los silicatos más densos quedarán en el interior mientras los más ligeros flotarán sobre ellos.
Y sobre todo ello quedará una capa de atmósfera sujeta por la fuerza gravitatoria del planeta. Mientras mayor sea el planeta, mayor será la atmósfera retenida por el planeta.

De una forma similar se han formado casi todos los planetas del sistema solar, y debido a su posición original dentro de la nebulosa solar sus tamaños también se corresponden aproximadamente con una función que depende de la distancia al Sol.
Mientras más hacia el centro, más cantidad de materia había por cada Km³, pero el volumen total de la órbita era menor. Y mientras más hacia el borde, el volumen de cada órbita era mayor, pero su densidad muchísimo menor, de ahí que la órbita con mayor cantidad de materia se encontraba a entre 700-800 MM Km de distancia del Sol. Mientras más cerca del Sol, o más lejos de esa distancia, menor cantidad total de masa había en cada órbita y menores los planetas que se formarían con ella.

Aún así, según esta fórmula los planetas interiores, desde Mercurio a Marte deberían ser bastante más grandes de lo que son en realidad. Aún falta un elemento para explicar esta anomalía.

La formación del Sol

Hace casi cinco mil millones de años el sistema solar tenía casi la misma composición que hoy en día, con dos diferencias fundamentales.
La primera era que el sistema solar aún era básicamente una nebulosa llena de gas y polvo a través de la cual evolucionaban varios planetesimales, planetas y satélites en diversos grados de evolución planetaria.
La segunda era que el Sol aún no había empezado a brillar.

Pero aunque no había sol que iluminase los planetas, aunque la luz de las estrellas no podía atravesar el polvo que formaba el sistema solar, un leve resplandor iluminaba toda la nebulosa.
El movimiento continuo de gases y polvo a lo largo de diez mil millones de kilómetros generaba frecuentes descargas de electricidad estática de naturaleza similar a los rayos que se producen entre las nubes durante una tormenta pero de intensidad muy superior.
Un solo rayo apenas sería visible pero en aquel inmenso volumen se producían cientos de "pequeñas" descargas por segundo. Pequeñas con relación al tamaño de la nebulosa, pero cada rayo podría ser tan grande como todo un planeta, iluminando cada uno un radio de varios millones de kilómetros. Visto desde la distancia sería como si la nebulosa brillase continuamente con una leve tonalidad azulada.

Sin embargo, el gas y el polvo interplanetarios tenían un efecto muy importante sobre el sistema solar. Los planetas avanzaban atravesándolo y eso producía un efecto de frenado. De esa forma los planetesimales más pequeños habían acabado por sucumbir con rapidez siendo absorbidos por los mayores, y el efecto de frenado se seguiría produciendo durante mucho tiempo hasta hacer que los satélites cayeran sobre sus primarios y los planetas sobre la nebulosa central.

Algo lo impidió.


Ya hemos visto cómo un planetesimal podía condensarse para formar un planeta, y si el planetesimal era lo bastante grande podría formar un planeta tan grande como Júpiter.
Pero en el centro de la nebulosa había una nube de gas y polvo que era mil veces más grande que Júpiter.

Durante su evolución, aquella nube pasó por las diversas etapas por las que habían pasado otros planetesimales. Una acreción de partículas de hielo y polvo que al alcanzar un tamaño determinado colapsó para formar un planetesimal y que al aumentar de tamaño adquirió temperatura suficiente para fundirse y formar un planeta con un núcleo metálico, una capa de silicatos y una atmósfera. Tal como en Júpiter la presión interior llegó a ser tan grande que el hidrógeno llegó a licuarse, y al aumentar aún más se convirtió en una enorme esfera de hidrógeno metálico.

Pero la presión siguió aumentando.

Mientras más y más billones de toneladas de hidrógeno, hielo y polvo seguían siendo atraídas, la presión interior seguía aumentando, y lo único que sujetaba aquella inmensa masa era la fuerza de los electrones alrededor de los átomos.
Llegó un momento en que ni siquiera la fuerza de los electrones fue capaz de vencer tanto peso y los átomos colapsaron.

Al hacerlo, los electrones se derrumbaron sobre el núcleo y éstos se precipitaron los unos contra los otros, chocando, fusionándose y provocando una explosión termonuclear en el centro de la nebulosa solar. Probablemente las primeras explosiones fueron sofocadas enseguida por el peso tan enorme que tenían encima, sin que la luz llegase a asomar a la superficie del Sol, pero poco más tarde se produjeron más explosiones, cada vez con mayor frecuencia, hasta que el fuego termonuclear ya no pudo ser sofocado.

El Sol se encendió, pero sólo en su interior, había centenares de miles de kilómetros de distancia hasta su superficie, por eso la explosión nuclear se extendió por todo el interior del Sol pero la presión del gas que tenía encima impedía que alcanzara la superficie, y mientras tanto la suma de la presión gravitatoria desde fuera y la presión explosiva desde dentro del Sol mantuvieron encendida la llama nuclear aunque la superficie del Sol siguió siendo una superficie apagada.
La explosión nuclear que se producía en el interior creaba ingentes cantidades de energía y calor y el calor se fue transmitiendo a través de la atmósfera solar hasta alcanzar la superficie. Conforme el hidrógeno se calentaba miles de grados, emitía radiaciones caloríficas y visibles. Tal como el hierro que, cuando está muy caliente, al rojo vivo, emite luz y calor y que si se calienta aún más alcanza un color blanco deslumbrante. El hidrógeno actuó de la misma forma y al alcanzar una temperatura de miles de grados reflejaba las ondas que recibía en todo tipo de frecuencias y longitudes de onda.
Los fotones generados en el núcleo atómico rebotaban una y otra vez entre los átomos de la densa atmósfera solar hasta que tras millones de rebotes algunos fotones empezaron a llegar a la superficie solar y escapar hacia el espacio.
Pero solo un pequeño porcentaje llegaba hasta allí, la mayoría de los fotones continuaban rebotando por dentro del inmenso volumen de la atmósfera solar y mientras más fotones se producían en el interior del núcleo más se acumulaban en la zona inmediata, hasta el punto de alcanzar temperaturas incluso superiores a la misma reacción nuclear.
Con el tiempo la atmósfera se fue saturando de fotones, y la cantidad de estos que alcanzaban la superficie fue siendo cada vez mayor, pero aún así hizo falta casi un millón de años hasta que el nivel de saturación de fotones en la atmósfera solar llegara al punto de equilibrio en que el Sol emitiera tantos fotones desde su superficie como los que se fabricaban al mismo tiempo en su interior.
Desde entonces la intensidad solar ha sido casi constante, pero como el núcleo solar, la zona donde se convertía el Hidrógeno en Helio era cada vez mayor, se fue incrementando con lentitud, a razón de un diez por ciento cada mil millones de años.

Si un hipotético observador hubiese estado en aquel momento contemplando el proceso desde una distancia de un par de días-luz sobre el plano de la elíptica, podría haber sido testigo de lo siguiente.
Al principio sólo habría visto una nube débilmente iluminada desde su interior. De vez en cuando podría ser testigo de pequeños destellos producidos por las descargas de electricidad estática de las nubes de polvo en movimiento, destellos que iluminarían durante varios segundos o minutos una zona específica de la nebulosa antes de que su luminosidad quedara diluida en el resto de la nebulosa. Estos destellos serían tan abundantes que cada destello se solaparía con otros haciendo que toda la nebulosa pareciese sumida en una luminosidad fantasmal, superior a la luminosidad del resto del espacio.

Desde el centro de la nube, de repente, comenzaría a iluminarse un punto. A lo largo de un millón de años ese punto se haría cada vez más intenso hasta que su luminosidad resultara cegadora. Desde ese momento la luz iría avanzando a través de la nebulosa iluminando las nubes de gas y polvo así como los varios planetas que poblaban por entonces el sistema solar.

La presión de los fotones también empujaría parte de la atmósfera solar por lo que ésta comenzó a "derramarse" en todas direcciones empujando a las partículas de polvo y gas que encontrase en su camino.

Al poco tiempo de que el centro de la nebulosa solar se encendiera se vería un nuevo cambio, cuando a través del centro del Sistema pudiera verse una estrella gigantesca, el Sol. Antes sólo se podía apreciar su resplandor pero una vez que el viento solar barrió el espacio interplanetario empujando hacia el exterior los gases más ligeros, fue posible ver directamente el brillo de la superficie del Sol.
A su alrededor apareció un anillo brillante, el frente de empuje del viento solar al ir barriendo la nebulosa. En realidad se trataría de una esfera alejándose en todas las direcciones, pero al estar la mayor parte del polvo repartida en el plano de la elíptica, y visto desde dos días luz sobre dicho plano, la apariencia sería la de un anillo que fuera creciendo a una velocidad de más de veinte millones de kilómetros diarios. Al aumentar el tamaño de ese anillo, a través de su interior se pudieron ver por primera vez las estrellas que hay al otro lado, invisibles hasta entonces por la densidad de la nebulosa.
Y también los planetas. A medida que el frente del viento solar se alejaba iban quedando atrás los planetas interiores, Mercurio, Venus, La Tierra y Marte. El frente siguió creciendo hasta dejar a la vista los planetas gigantes, Júpiter y Saturno, y los exteriores, Urano y Neptuno.

En ese primer barrido el viento solar empujó hacia el exterior casi todas las partículas, átomos y moléculas ligeras que no estuviesen bajo la influencia gravitatoria de algún planeta.
Las partículas algo más pesadas serían barridas más adelante a lo largo de los más de cuatro mil millones de años transcurridos desde entonces, y todas esas partículas han ido a formar una nube a uno o dos años luz de distancia del Sol. Esta nube rodea el sistema solar como una esfera, aunque más densa en el plano del sistema solar, aún empujada muy débilmente por la presión de la luz solar pero sujeta por la presión de las estrellas vecinas. En esa nube también se han formado, por su propia fuerza gravitatoria, cuerpos más o menos masivos, y alguna vez que otra uno de estos cuerpos es desviado de su órbita por otro cuerpo similar y cae hacia el Sol en una órbita sumamente excéntrica. Formados en su mayor parte por los mismos elementos que había en el origen de nuestro sistema, esas bolas de “hielo sucio” atraviesan el firmamento formando lo que desde la antigüedad se han dado en llamar cometas.

Pero la limpieza que el viento solar produjo en el sistema solar tuvo otros efectos aún más importantes. Mientras el sistema solar estaba densamente cubierto por una nube, el gas y el polvo que integraban el espacio interplanetario actuaba como un freno, débil pero constante. Los satélites y planetas se frenaban a lo largo de millones de años cayendo los más pequeños sobre sus primarios y provocando frecuentes cataclismos cósmicos.
Al barrer el viento solar todo el polvo que frenaba las órbitas de los planetas con su rozamiento y con los campos electromagnéticos que generaban, los planetas y planetesimales existentes en ese momento han dejado de ser frenados salvándose de caer hacia el centro del sistema. Al contrario, el efecto gravitatorio que se produce entre los diversos planetas y satélites ha hecho que en algunos casos las distancias orbitales aumenten en lugar de disminuir.

Y otro efecto más negativo del viento solar es que al bombardear las capas altas de los planetas, excitaban los átomos que hubiese sobre la atmósfera, arrancándoles poco a poco los elementos más ligeros que hubiese sobre ella. De ahí que, mientras más cerca estuvieran los planetas del Sol, mayor era la fuerza del viento solar y mayor su pérdida de gases de la atmósfera.

Al llegar a determinada distancia, el viento solar perdía gran parte de su fuerza, por eso no afectó a los planetas gigantes ni a los que se encontraban más lejos.

La Formación de los Asteroides

Los asteroides existentes actualmente en el sistema solar tienen dos orígenes distintos.
En primer lugar están los asteroides que se formaron por condensación de la nube original, y que acabaron en una órbita más o menos estable.
Debido a su masa tan reducida, su interior no ha llegado a generar suficiente calor para fundirse, y solo diversas porciones de la superficie sobre las que hayan caído meteoritos han formado una costra de material fundido, material compuesto en su mayor parte por una mezcla más o menos homogénea de las sustancias más abundantes en la nube solar original.
Su fuerza gravitatoria nunca fue suficiente para retener gases, de ahí que no tengan atmósfera, pero en su estructura también podemos encontrar gases en combinación con otros elementos que, a temperaturas bastante bajas permanecen en estado sólido, entre ellos el agua. El agua se forma por la superabundancia de hidrógeno y oxígeno en la nube original y las moléculas aisladas de agua actúan como un gas, pero debido a que dichas moléculas actúan como un imán, diversas moléculas de agua cristalizan con otras para formar cristales de hielo en el espacio. Si están demasiado cerca del Sol, el calor que reciben estos cristales es suficiente para romper su estructura cristalina y convertirse en gas, pero a mayores distancias del Sol, los cristales de hielo actúan como un elemento más que acabará por formar parte de la estructura de un asteroide.
Esto mismo también ocurrió con la formación de los planetas, también ellos incorporaron en su masa inicial grandes cantidades de hielo, pero la temperatura alcanzada más adelante, capaz hasta de fundir las rocas, convirtió todo este hielo en vapor, que acabó flotando en la atmósfera y, si el planeta no tenía masa suficiente, perdiéndose en el espacio.

Es decir, la primera generación de asteroides formados en el sistema solar eran conglomerados de hielo y polvo, y de ellos solo sobreviven hoy en día aquellos que estén tan lejos del Sol que su calor no llegue a derretirlos.

Pero hay otro tipo de asteroides, formados principalmente de hierro o silicatos.
Y su origen está en el interior de los planetas.

Cuando el Sistema Solar se encontraba en sus inicios, alrededor del Sol se formaron miles de planetesimales, asteroides y conglomerados de muy diversos tamaños. Los planetas más grandes que tuvieran una órbita estable tendían a sacar de su órbita a otros más pequeños cuyo período orbital fuera un múltiplo o fracción entera del mayor. Estos planetesimales llegaban a acercarse tanto a un planeta mayor que en ocasiones podían ser capturados por su fuerza gravitatoria y quedar a su alrededor como un satélite o incluso llegar a estrellarse contra él.
Un choque tan gigantesco, a las velocidades a las que viajan los planetas, producía unos efectos cataclísmicos. Según la velocidad a la que se produzca el choque saldrían numerosos trozos de ambos planetas salpicados hacia el espacio, volviendo a caer los menos veloces y provocando otros choques secundarios que a su vez provocarían la emisión de más restos barriendo toda la superficie planetaria. Los trozos que adquirieran una velocidad superior a la velocidad de escape saldrían al espacio y acabarían convertidos en asteroides de segunda generación, no una mezcla de hielo y polvo, sino de silicatos, hierro y níquel extraídos del corazón de un planeta por el choque cataclísmico de otro cuerpo planetario.

El Origen de los Satélites

Tal como en el caso de los asteroides, los satélites que orbitan alrededor de los planetas también pueden tener dos orígenes distintos. En primer lugar están los planetesimales formados en el origen del sistema solar que han sido capturados por la fuerza gravitatoria de planetas mayores. En segundo lugar están los formados con los escombros y restos de choques planetarios.
Cuando un cuerpo planetario o un meteorito chocaba con un planeta, las salpicaduras adquirían velocidades muy diferentes. Las más lentas volvían a caer al planeta, las más rápidas escapaban al espacio interplanetario para convertirse en asteroides, pero las que tenían una velocidad intermedia quedaban en órbita alrededor del planeta formando una nube de escombros y rocas. Estos escombros en órbita chocaban entre sí y adquirían una distribución en forma de anillo alrededor del planeta, y con el paso de los miles de años el anillo se iba haciendo más plano y estrecho hasta unirse en una sola masa que, según el tamaño adquirido podía volver a fundirse y formar un nuevo cuerpo esférico en órbita alrededor del planeta del que surgieron sus escombros.

Al mismo tiempo, la energía cinética de estos choques se habrá convertido en calor, fundiendo la materia que componía el satélite y aportándole una gran cantidad de calor. Esto hará que en esa materia fundida los elementos se separen según su peso y temperatura de fusión, cayendo los elementos más pesados hacia el centro del mismo y quedando los más ligeros en la superficie. Como el Sistema Solar en su origen estaba repleto de cuerpos de muy diferentes tamaños, hechos como este se debieron producir millones de veces, y aunque solo la caída de grandes planetesimales y a alta velocidad provocarían salpicaduras de nuevos cuerpos al espacio, todos ellos provocaban calor que mantenían la temperatura del planeta muy por encima del punto de fusión de los elementos que contenía.

Un último punto a considerar es el siguiente: Cuando un planeta cae sobre otro no caerá casi nunca verticalmente, su trayectoria interceptará el planeta mayor pero es muy improbable que esté apuntando justo al centro del mismo, así que casi siempre caerá sobre un lado del planeta y eso hará que el planeta que recibe el impacto acabe girando, tal como una bola de billar, en la dirección en la que ha recibido dicho impacto. Si la masa impactante no es mucha en relación al planeta impactado, la rotación adquirida será más o menos lenta, pero en el caso de un planetesimal mayor, la rotación adquirida puede ser bastante grande, tanto como hacer que el planeta, después del choque, acabe girando a gran velocidad.


Vea la continuación de este artículo en La Formación de la Tierra

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Regresar a Ciencia y Futuro Escrito y publicado por Juan Polaino (MasLibertad.com)

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