Los Planetas

Pléyades 46
¿CÓMO SE FORMARON LOS PLANETAS?
Olga Giaffreda Pérez.
En el siguiente artículo se
intenta dar una idea general de las
teorías sobre la formación de los planetas del sistema solar, sin considerar laboriosos cálculos matemáticos
que dificulten su entendimiento.
El interés por conocer lo que nos
rodea ha sido y será siempre una
cualidad innata del ser humano, que
se presenta en todas las áreas culturales, y que le lleva a desarrollar
ciertas teorías sobre la Naturaleza.De estas teorías sólo unas pocas
pueden ser comprobadas experimentalmente, ya sea realizando un
montaje en el laboratorio o por sim-
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ple observación del comportamiento de sistemas macroscópicos externos, es decir, sistemas a los cuales no podemos modificar mediante perturbaciones porque se encuentran fuera de nuestro alcance
o porque nuestras medidas no alteran el estado del sistema, como
es el caso de los sistemas estelares.
parar nuestras teorías con las observaciones de otros sistemas estelares que actualmente se estén
formando.
La teoría de formación de las
estrellas es, en este momento,
una teoría bastante consolidada
ya que esta avalada por los múltiples datos obtenidos de observar la formación de miles de millones de estrellas en nuestra gaCuando tratamos con temas
laxia y fuera de ella.
como la formación de nuestra estrella, el Sol, o de nuestro sistema
planetario, nos topamos con un
En cambio esto no es posible
gran inconveniente físico insalvaen
el caso de las teorías sobre la
ble, el hecho de no poder viajar al
formación de los planetas. Si hupasado para comprobar esas teobiera otros sistemas planetarios
rías. Luego sólo nos queda com-
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en los que pudiéramos observar las
distintas fases de su formación, sería posible comparar sus estructuras con las del sistema solar y deducir y justificar algunas similitudes entre ellos y entre sus procesos
de formación.
distancias de los planetas al Sol, ni
por qué los planetas internos -Mercurio, Venus, Tierra y Marte- son
tan diferentes, en tamaño y composición química, de los planetas
externos -Júpiter, Saturno, Urano
y Neptuno-.
interestelares son enormes, y la otra
se debe a que esta teoría tampoco
explica el hecho de que esas capas
arrancadas del Sol se hallan
colapsado gravitatoriamente alrededor del Sol, en vez de dispersarse o volver a él.
La variedad de teorías sobre la
formación de los planetas refleja las
dificultades en urdir una de ellas
cuando los datos de observación
son escasos. La teoría generalmente aceptada supone que «los planetas se condensaron a partir de un
disco en rotación alrededor del Sol,
Por desgracia, y a pesar de las formado por los materiales sobranexcelentes razones que nos indu- tes de la primitiva nebulosa solar».
cen a creer que nuestro sistema
Sin embargo, antes de describir
solar no es único, todavía no se han este proceso, es conveniente menobservado planetas fuera de él. cionar otras dos escuelas de penEsto se debe a que en contraste con samiento, las cuales ilustran la valas estrellas, los planetas sólo bri- riedad de puntos de vista.
llan gracias a la luz que reflejan y,
La primera supone que los pladebido a las grandes distancias implicadas, cualquiera de ellos exte- netas son el resultado de las perrior a nuestro sistema solar sería de- turbaciones producidas sobre el Sol
masiado débil para ser visible, in- debidas al paso de una estrella.
cluso con los más modernos teleDefienden que el paso de una
scopios.
estrella, de aproximadamente cien
Por otra parte, los planetas son, masas solares, cerca del Sol procon toda probabilidad, mucho más vocó una marea sobre la superfipequeños que las estrellas alrede- cie, muy parecida a las producidas
dor de las cuales giran, de manera por la Luna sobre los océanos teque hasta el planeta más brillante rrestres. La cima de la marea se
sería indetectable en medio del res- desgajó del Sol y acabó formando
un planeta, la pérdida de material
plandor de su sol.
provocó una nueva ola que se proHay muchas preguntas referen- pagó sobre la superficie solar hates al origen de los planetas. Las cia el exterior. Al llegar allí retornó
más importantes son las de saber si hasta llegar al punto de partida donse formaron a partir de la misma de su cima es de nuevo arrancada y
nube que el Sol y qué fue lo que así sucesivamente se fueron fordesencadenó el proceso.
mando los demás planetas.
La segunda escuela de pensamiento supone que los planetas se
formaron a partir de una nube
galáctica distinta de la nube solar.
Tras la observación y el análisis
estadístico de varios tipos de estrellas, concluimos que hay millones
que son muy similares a nuestro
Sol. Todas ellas podrían haber adquirido, en el momento de su formación, sus propios sistemas
planetarios.
Hay indicios de que el proceso
global, que se produjo hace unos
cuatro o cinco mil millones de años,
duró menos de cien millones de
años. Tampoco está claro por qué
hay una cierta regularidad en las
Sugieren que el Sol, una vez formado a partir de una nube
interestelar, encontró otra nube de
materia interestelar, más rica en elementos pesados que él mismo. Parte de esta nube fue capturada por
el Sol, formándose alrededor de
éste una nebulosa, la cual se fraccionó en planetas.
Esta teoría se basa en el hecho
de que el campo magnético solar,
el cual atraviesa todo el sistema
solar, puede afectar al movimiento
de la materia que combinado con
la radiación solar, condujo a la separación parcial de los elementos
más ligeros y de los más pesados;
Dando lugar a corrientes de materia con elementos químicamente
distintos que posteriormente se
condensaron en forma de planetas.
Esta teoría explicaría de esta forma la diferencia en composición y
densidad entre los planetas que se
encuentran cerca del Sol y los planetas externos. El inconveniente de
esta teoría es que no conduce a resultados que puedan compararse
con facilidad con las observaciones,
y presenta diferencias con estos
datos.
Ahora pasamos a explicar la teoEsta teoría se enfrenta a varias
ría
más ampliamente aceptada por
objeciones: una es que la probabilidad de que dos estrellas pasen tan la sociedad científica. Se basa en la
cerca una de la otra es muy peque- hipótesis nebular, propuesta de alña, ya que las distancias
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guna forma por el filósofo alemán pero bajo la influencia de su propia
Inmanuel Kant, en 1755, y por el gravedad comenzó a contraerse y
científico francés Laplace, en 1796. debido a esta concentración aumento su velocidad de rotación, esto
Kant sugirió que el Sol había se deduce del hecho de que en un
nacido en medio de una nube y que sistema conservativo, es decir aquel
los planetas se habían condensado que no sufre ninguna fuerza extera partir del material nebular sobran- na, su momento angular se conserte, que giraba a su alrededor en el va, luego cuando disminuye su diámomento que se estabilizó, alcan- metro entonces se aumenta su vezando poco más o menos su tama- locidad de giro.
ño actual.
Al contraerse aumenta la densiEn la teoría de Laplace, por otro
dad, ya que seguimos teniendo la
lado, los planetas se formaron a
misma cantidad de materiales pero
partir del material expulsado hacia
en menor espacio, alcanzando un
la nebulosa por la rotación del Sol
valor muy alto, que condujo a la
antes de estabilizarse.
formación de un protosol y, finalmente,
a la del Sol.
Esta teoría postula que la nebulosa inicial, animada de una lenta
Los planetas se formaron a parrotación, era mucho mayor que
tir del resto de la nebulosa, por
nuestro actual sistema planetario
consiguiente, podríamos deducir
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que los planetas y demás cuerpos deberían tener, básicamente,
la misma composición original
que el Sol. Pero está claro que
este no es el caso, ya que entre
los planetas existen diferentes
densidades.
Por lo tanto, a primera vista, la teoría la Lapace
parece
incorrecta,
sin
embargocon las siguientes
consideracions se resuelven esos
problemas.
Se ha dilucidado recientemente la evolución de la primitiva nebulosa que giraba alrededor del
Sol, mediante simulaciones del
proceso por ordenador. Parece
que, dependiendo de las condi-
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ciones iniciales, o bien se forma una
condensación central de gas, rodeada por un anillo o por brazos, o bien
un disco enorme, bastante regular
y grueso, denominado disco de
acreción.
granos crecen hasta que alguno se
hace tan grande que empieza a
atraer gravitatoriamente a otros
granos. Finalmente, por acreción
continuada, se forman grandes
cuerpos,
denominados
planetésimos. Estos, a su vez, se
Estudios detallados muestran fusionan en unidades mayores llaque, al principio, el disco no se en- madas protoplanetas, básicamente
cuentra completamente desligado sólidos.
del resto de la nube de la que él y el
Sol se formaron y, por tanto, conEs natural que las primeras sustinúa creciendo en masa y tamaño. tancias que empiecen a agregarse
La comprensión resultante aumen- en forma de granos sean sólidos
ta y, cuando ésta es tan alta que el como las rocas y, posteriormente,
material se evapora al mismo rit- el hielo. Los gases más ligeros, himo con que es incorporado, el cre- drógeno y helio, no se condensacimiento del disco se detiene.
ron, sino que fueron atraídos
gravitatoriamente por los planetas
A partir de entonces, aquella
y formaron una atmósfera a su alparte de la nebulosa que se encuenrededor. Se cree que esta es la matra más cerca del Sol, alrededor de
nera como se formaron los planesu 20 por ciento, cae lentamente
tas interiores.
sobre éste.
La condensación de los planeLa posterior evolución del 80
tas más externos fue similar, salvo
por ciento restante se parece, en
que en las partes más externas de
muchos aspectos, al mecanismo
la nebulosa había suficiente espahabitual de formación de la lluvia,
cio y material para formar
en el cual el vapor de agua proceinhomogeneidades locales, que addente del océano asciende y se conquieran tamaño suficiente para prodensa en gotas en las regiones más
ducir inestabilidades gravitatorias.
frías de la atmósfera. Al principio,
pequeñas gotas se sostienen con las
Estas inestabilidades produjeron
corrientes de aire pero a medida gradualmente
enormes
que crecen se desplazan hacia aba- protoplanetas compuestos de gas
jo, y las mayores caen más deprisa y polvo. El enfriamiento, contracque las pequeñas. Una gota grande ción y condensación gradual en
encuentra, durante su rápido des- múltiples planetésimos gracias a
censo, muchas más gotas que otra procesos similares a los de los plaque sea más pequeña y lenta, por netas terrestres, empezaron cuanlo que aumenta más deprisa. Si la do estos protoplanetas fueron lo
temperatura es suficientemente bastante grandes.
baja, las gotas se hielan, formánSe ha demostrado que, en pundose granizo en lugar de lluvia.
tos más cercanos al Sol que Júpiter,
Los cálculos muestran que se da no podrían haberse formado planeun proceso similar en el disco tas gaseosos sin pasar previamente
nebular que se enfría gradualmen- por la fase intermedia de
te, con la diferencia de que se for- planetésimos. De nuevo, las rocas
man granos sólidos en lugar de y los metales, que funden a altas
gotas, y que éstos se desplazan ha- temperaturas, fueron los primeros
cia el plano central del disco. Esos
en condensarse, proporcionando a
estos planetas enormes núcleos rocosos.
Desgraciadamente, debido a
múltiples factores gravitatorios,
mecánicos y químicos, la comprensión cuantitativa de todos estos
procesos es todavía difícil.
Parte del problema radica en que
el encuentro de dos objetos sólidos
puede dar lugar, dependiendo de su
tamaño y velocidad, a su rotura o a
su soldadura. Los experimentos
realizados han mostrado que las colisiones entre partículas de baja velocidad favorecen su soldadura,
especialmente si contienen algo de
hielo. Las colisiones a alta velocidad de las partículas duras suelen
tener como resultado su rotura. Si
los objetos son suficientemente
pesados, la gravedad retendrá los
trozos de los objetos parcialmente
astillados, y la acreción continuará.
Cualesquiera que sean los detalles, se deduce que todos los planetas empezaron como cuerpos
constituidos por sustancias rocosas,
que se condensan a temperaturas
relativamente altas. Posteriormente, fueron lo bastante grandes como
para atraer y retener una atmósfera gaseosa. Los materiales sobrantes formaron pequeñas nebulosas
que giraban en torno a los planetas. Una de las consecuencias de las
incertidumbres sobre los detalles de
los procesos aquí descritos es la
dificultad en estimar el tiempo necesario para formar los planetas.
Las atmósferas de los planetas
externos son tan grandes que la
densidad media de estos gigantescos planetas es cercana a la del
agua; los planetas internos, como
la Tierra, con atmósferas relativaPágina 11
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te este período (llamado fase TTauri, recordando a las estrella
en que se observó dicho fenómeno por primera vez), que dura
unos 100.000 años , la luminosidad de una estrella aumenta entre 30 y 40 veces, y una parte
sustancial de sus capas externas
es expulsada.
El viento solar generado durante esta fase fue tan enorme
que arrancó la mayoría de los
componentes gaseosos de los
restos de la nebulosa y de las primitivas atmósferas que rodeaban
a los planetas.
mente delgadas o virtualmente
inexistentes, tienen densidades unas
cinco veces superiores a la del agua.
Como se ha indicado más arriba, la diferente densidad entre los
planetas terrestres y los externos se
cita a menudo como un argumento
en contra de la hipótesis básica de
la teoría nebular, según la cual todos los planetas nacieron de la misma nebulosa.
A continuación, y de acuerdo
con investigaciones recientes, se
describen diferentes maneras de
explicar estas diferencias.
Una se basa en el hecho de que
el Sol y un planeta hay siempre un
punto crítico donde la atracción
gravitatoria de ambos es igual y de
sentido contrario. Estos puntos se
encontraban inicialmente fuera de
los protoplanetas, pero a medida
que la masa del Sol fue aumentando, los enormes protoplanetas se
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Sin embargo, puesto que la intensidad del viento disminuye rápidamente con la distancia al Sol,
cuando alcanzó a los lejanos planetas exteriores era demasiado
débil para tener excesiva importancia, por lo que tales planetas
fueron acercando más y más hacia son ahora menos densos que los
el Sol, y los puntos críticos acaba- planetas más interiores.
ron localizándose en el interior de
sus atmósferas. Como consecuencia, los protoplanetas fueron desProbablemente ambos mecapojados de sus capas externas, las nismos: el calentamiento y el
cuales cayeron sobre el Sol. Es evi- viento T-Tauri, estuvieron predente que este proceso fue espe- sentes, y no sólo explican las
cialmente eficaz en el caso de los grandes diferencias entre los plaplanetas internos, que sufrieron al netas internos y los externos, sino
mismo tiempo una desgasificación también la diferencia entre la
debida al calor del Sol, lo que pro- composición global de los planevocó un aumento de temperatura. tas y la composición solar.
Los planetas externos no
De la misma forma que una
estaban lo bastante cerca del Sol
corriente
puede mover partícucomo para perder sus enormes atmósferas mediante estos mecanis- las de polvo y granos de arena el
mos y, por tanto, sus densidades viento solar durante la fase Tmedias se mantuvieron muy infe- Tauri, que consistía esencialmente en hidrógeno, arrastró a los
riores.
gases, pero no pudo arrancar los
Las diferencias de densidad en- granos sólidos ya existentes en
tre los planetas podrían entenderse las nebulosas que rodeaban a los
también como resultado de la ines- planetas y giraban a su alrededor.
tabilidad y posterior fulguración Estos granos continuaron creque siempre ocurre de una nueva ciendo por acreción, hasta forestrella como nuestro Sol. Duran- mar masas mayores que se con-
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virtieron en los satélites de los planetas. En ese momento, la temperatura de las nebulosas que rodeaban a los planetas era tan baja que
estaban presentes granos de hielo
junto a los de roca. En consecuencia, es bastante comprensible que
muchos satélites planetarios sean
bien de roca, bien de hielo, o una
mezcla de ambos.
La formación de los satélites fue
una repetición a pequeña escala de
los procesos que condujeron a la
formación de los propios planetas.
La acreción y el crecimiento de los
granos fueron los principales mecanismos de formación de los satélites.
todo tipo de circunstancias, por lo instrumentos de observación que
que se los comprende bastante bien. nos han aportado una gran cantiComo se hizo notar anteriormen- dad de datos para analizar.
te, los aspectos cuantitativos del
crecimiento y la aglomeración por
Bibliografía complementacolisiones no se conocen bien.
ria:
También existen fuertes indicios
•»Cometas, meteoros y
de la existencia de violentas colisiones entre planetésimos, prueba asteroides. Cómo afectan a la Tiede la teoría de formación de los pla- rra.» Stan Gibilisco.
netas mediante planetésimos, en las
Ed: Serie de divulgación
últimas fases del crecimiento pla- científica de McGraw-Hill.
netario y, en una fase posterior,
•»Sun, earth and sky.»
entre planetésimos y planetas. La
Kenneth
R. Lang.
mayoría de estas colisiones condujeron a la formación de fragmentos
ED: Springer.
rocosos de todo tipo y forma, los
•»A History of Astronomy.
cuales todavía colisionan con los
From 1890 to the present.» David
planetas y satélites.
Leverington.
Cuando entran en la atmósfera
Ed: Springer.
de la Tierra, la fricción los calienta,
haciéndolos visible, momento en el
•»El Sistema Solar. El Sol,
cual se denominan meteoritos. Los los planetas y la vida.» Roman
que alcanzan la superficie propor- Smoluchowski.
cionan excelente información sobre
Ed: Prensa científica. Lalos procesos interplanetarios. Por
bor.
ejemplo, algunos meteoritos muestran rasgos estructurales que sólo
pueden explicarse como resultado
de enormes choques o del lento enfriamiento posterior a la fusión inducida por las colisiones.
¿Cuál es la probabilidad de que
los planetas se constituyeran en la
forma descrita? Recientemente se
ha descubierto la existencia de uno,
o tal vez dos, objetos del firmamento que pueden describirse como
estrellas muy brillantes rodeadas
por discos de acreción. Estos objetos parecen proporcionar una
importante confirmación acerca de
la existencia de discos de acreción
preplanetarios. Tales discos no pueden observarse más a menudo o
más fácilmente porque son transiDe modo semejante, todas las
torios, y sólo son luminosos duran- superficies sólidas observadas de
te intervalos de tiempo relativamen- los planetas y sus satélites mueste cortos.
tran enormes cráteres que deben
haberse producido por impactos de
No se han efectuado pruebas diobjetos masivos, con tamaños
rectas de laboratorio sobre el fecomo los que se prevé hallar entre
nómeno de agregación, ni a gran ni
los planetésimos.
a pequeña escala, probablemente
porque la atracción gravitatoria
Hemos visto las teorías que desentre dos cuerpos pequeños es ex- criben el origen del sistema solar.
traordinariamente difícil de obser- Su confirmación o su negación han
var.
tenido mayor auge en las tres últimas décadas, gracias a los lanzaPor otro lado, existen muchas
mientos de sondas espaciales hacía
pruebas experimentales sobre la
la mayoría de los planetas, y en las
acreción de granos y el crecimiengrandes mejoras introducidas en los
to de pequeñas gotas de vapor bajo
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