Sabemos que el Sol se formó hace unos 4.600 millones de años y, con él, todos los planetas y objetos que componen el Sistema Solar. Por lo que hemos observado en otros lugares de la Vía Láctea, parece que todo comenzó hace mucho, mucho tiempo, en una nebulosa…

La hipótesis nebular

Esta es la nebulosa Sh2-106, una región compacta de formación de estrellas en la constelación del cisne. Crédito: NASA/ESA
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Esta es la nebulosa Sh2-106, una región compacta de formación de estrellas en la constelación del cisne.
Crédito: NASA/ESA

La explicación más aceptada para la formación del Sistema Solar es la hipótesis nebular. Según ella, el Sol, los planetas y todos los objetos del Sistema Solar se formaron a partir de material nebuloso hace miles de millones de años. Aunque originariamente esta hipótesis se planteó solo para el origen del Sistema Solar, hoy en día es aceptada en general para explicar cómo se forman todos los sistemas estelares del universo.

Todo comenzó con una nube de gas y polvo molecular. Una nebulosa. Hace unos 4.570 millones de años, algo provocó que esa nube colapsase sobre sí misma. Quizá fue el paso de una estrella cercana, o la onda de choque provocada por la explosión de una supernova, pero el resultado es que el centro de la nube experimentó un colapso gravitacional que desencadenó un proceso que terminó con la estabilidad de aquella región. Fue un factor desequilibrante. Como una especie de reacción en cadena.

En ese colapso, se comenzaron a formar acumulaciones de polvo y gas en regiones cada vez más densas. A su vez, a medida que esas regiones se hacían más densas acumulaban más y más materia. La conservación del momento angular provocó que comenzase a girar, y el aumento de presión provocó que se calentase. La mayor parte de ese material terminó en una esfera en el centro de la región, mientras que el resto de la materia se acumuló y acható en un disco que giraba a su alrededor. La bola del centro se convirtió, eventualmente, en el Sol, y el resto del material se convirtió en algo a lo que llamamos disco protoplanetario.

Concepto artístico del inicio del Sistema Solar, en el que la colisión de las partículas en el disco de acreción desembocó en la formación de planetesimales y, eventualmente, planetas. Crédito: NASA/JPL-Caltech
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Concepto artístico del inicio del Sistema Solar, en el que la colisión de las partículas en el disco de acreción desembocó en la formación de planetesimales y, eventualmente, planetas.
Crédito: NASA/JPL-Caltech

Los planetas se formaron por la acreción de ese disco. El polvo y el gas gravitaba conjuntamente y se unió para crear objetos más grandes. Como sus puntos de ebullición son más altos, sólo los metales y silicatos podían existir en forma sólida cerca del Sol, y fueron los que eventualmente dieron lugar al nacimiento de los planetas terrestres: Mercurio, Venus, la Tierra y Marte. Como los elementos metálicos sólo eran una pequeña fracción del total de la nebulosa de la que surgió el Sistema Solar, los planetas terrestres no podían tener un tamaño demasiado grande.

En contraste, los planetas gigantes: Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, se formaron más allá del punto entre las órbitas de Marte y Júpiter en el que el material es lo suficientemente frío como para permtiir que los compuestos volátiles de hielo sigan en estado sólido. Los hielos que formaron estos planetas eran más abundantes que los metales y silicatos que dieron lugar al nacimiento de los planetas interiores terrestres, permitiendo que fuesen lo suficientemente masivos para capturar grandes atmósferas de hidrógeno y helio. Los restos que quedaron de la nebulosa y que nunca se convirtieron en planetas se congregaron en regiones como el Cinturón de Asteroides, el Cinturón de Kuiper y la Nube de Oort.

En 50 millones de años, la densidad del hidrógeno y su presión, en el centro de la protoestrella fue lo suficientemente grande para desencadenar la fusión termonuclear. La temperatura, ritmo de reacción, presión y densidad aumentaron hasta que se alcanzó el equilibrio hidrostatico (es decir, la fuerza de la gravedad está en equilibrio con la propia presión del objeto). En ese momento, el Sol se convirtió en una estrella en secuencia principal. Su viento solar creó la heliosfera y barrió los restos de polvo y gas que todavía quedaban del disco protoplanetario, expulsándolos al espacio interestelar y concluyendo el proceso de formación planetario.

La historia de la hipótesis

Retrato de Emanuel Swedenborg, por Carl Frederik von Breda.
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Retrato de Emanuel Swedenborg, por Carl Frederik von Breda.

La idea de que el Sistema Solar pudo originarse a partir de una nebulosa fue propuesta por el científico y teólogo sueco Emanuel Swedenborg, en 1734. Immanuel Kant, que era conocedor del trabajo de Swedenborg, desarrolló su teoría y la publicó en su Historia general de la naturaleza y teoría del cielo (1755). En este tratado, argumentaba que las nubes gaseosas rotaban lentamente, colapsando y achatándose debido a la gravedad, dando lugar a la formación de estrellas y planetas.

En 1796, Pierre-Simon Laplace propuso un modelo similar, más pequeño y más detallado, en su tratado Exposición del sistema del mundo. Laplace teorizaba que el Sol tuvo, originalmente, una extensa atmósfera cálida que se extendía a lo largo del Sistema Solar, y que esta «nube protoestelar» se enfrió y se contrajo. A medida que la nube giraba más rápidamente, expulsaba material que eventualmente se condensaría para formar planetas.

El modelo nebular laplaciano fue ampliamente aceptado durante el siglo XIX, pero presentaba diversas dificultades. El principal era la distribución del momento angular entre el Sol y los planetas, que no podía ser explicada en este modelo. Además, el científico escocés James Clerk Maxwell (1831-1879) recalcó que las velocidades de rotación diferentes, entre la parte interna y exterior de un anillo, no podían permitir la condensación del material.

También fue rechazado por el astrónomo Sir David Brewster (1781-1868), ya que consideraba que de haberse formado así, a partir de una atmósfera solar, la Luna debería presentar unas características similares. Es decir, debería haber llevado consigo agua y aire de las partes acuosas y aéreas de la Tierra, y por tanto debería tener una atmósfera.

Pierre-Simon Laplace, por Joan-Baptiste Paulin Guèrin.
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Pierre-Simon Laplace, por Joan-Baptiste Paulin Guèrin.

Así que en el siglo XX, el modelo laplaciano había perdido fuerza, animando a los científicos a buscar nuevas teorías. Ya en la década de los 70, surgió la variante de la hipótesis nebular más moderna y más comúnmente aceptada: el modelo del disco nebular solar. Se la debemos a un astrónomo soviético, Victor Safronov, y su publicación Evolución de la nube protoplanetaria y formación de la Tierra y los planetas (1972). En ella, se formulaban casi todos los problemas principales de la formación de planetas y se planteaban sus soluciones.

Por ejemplo, este modelo (que se conoce como modelo SNDM por sus siglas en inglés) ha conseguido explicar satisfactoriamente la aparición de discos de acreción alrededor de objetos estelares jóvenes. Las diferentes simulaciones también han demostrado que la acreción de material en estos discos lleva a la formación de algunos objetos de tamaño similar a la Tierra. De esta manera, el proceso de formación de los planetas terrestres es una incógnita que se puede considerar casi resuelta.

Originariamente, este modelo sólo se había aplicado al Sistema Solar, pero se ha teorizado que este mecanismo debe tener lugar a lo largo y ancho del universo, habiéndose usado para explicar la formación de muchos de los exoplanetas que hemos descubierto en la galaxia.

Los problemas de la hipótesis nebular

En esta imagen puedes observar una aurora en el ecuador de Urano y parte de sus anillos.
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En esta imagen puedes observar una aurora en el ecuador de Urano y parte de sus anillos.

Aunque hoy en día es comúnmente aceptada, la hipótesis nebular todavía nos plantea preguntas que los astrónomos no han logrado resolver. Por ejemplo, la inclinación de los ejes. Según la teoría nebular, todos los planetas alrededor de una estrella deberían tener la misma inclinación respecto a la eclíptica, pero como hemos ido descubriendo, los planetas interiores y los planetas exteriores tienen una inclinación axial completamente diferente.

Los planetas interiores tienen una inclinación que va desde casi cero grados a otras (como la de la Tierra y Marte) que ascienden hasta los 23,4º y 25º. Los planetas exteriores, sin embargo, tienen una inclinación axial que va desde la de Júpiter (tan sólo 3,13º) pasando por la de Saturno y Neptuno, más pronunciadas (26,73º y 28,32º) y terminando con la extrema inclinación de Urano, que es de 97,77º, de tal modo que sus polos siempre están apuntando al Sol.

El estudio de planetas extrasolares también ha permitido a los científicos descubrir irregularidades que nos hacen poner en duda la hipótesis nebulares. Algunas de estas irregularidades tienen que ver con la existencia de esos planetas a los que llamamos «Júpiteres calientes» que orbitan muy cerca de sus estrellas, tardando sólo unos días en dar una vuelta a su alrededor. Aunque la hipótesis nebular ha sido ajustada en varias ocasiones para tener en cuenta estas incógnitas, no todas las preguntas tienen respuesta.

Así que, aunque pudiera parecer lo contrario, todavía no tenemos excesivamente claro cuál es el origen del Sistema Solar. Todo parece apuntar a que la hipótesis nebular es, al menos, la base apropiada para intentar entender cómo apareció el Sol y sus planetas, pero nuestros modelos todavía tendrán que seguir evolucionando, y madurando, a medida que descubrimos nuevos sistemas estelares y exoplanetas, para poder comprender cuál fue nuestro origen.

Referencias: Universe Today