Del Sol a los confines del Sistema solar

Por Esperanza Carrasco Licea y Alberto Carramiñana Alonso

En los últimos años se ha descubierto que el sistema solar externo es mucho más complejo de lo que imaginábamos, pues su estructura resulta ser más intrincada que la del Sol, los nueve planetas, los satélites, los asteroides y los cometas. En este libro se presenta, en un formato de artículos breves, una visión contemporánea del sistema solar. Se describen las características más relevantes del Sol, los planetas y los objetos menores que han marcado un hito en el conocimiento de nuestro sistema planetario.

• Idioma: Español
• Editorial: Fondo de Cultura Económica
• Fecha de lanzamiento: 5 sept 2011
• ISBN: 9786071603371

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I. El origen del Sistema Solar

Tenemos una idea general de cómo se forman las estrellas y en particular de cómo se formó el Sistema Solar. El estudio de rocas terrestres y lunares ha llegado a la conclusión de que la Tierra y la Luna se formaron juntos hace unos 4600 millones de años. La estimación oficial de la edad del Sistema Solar, basada en el estudio de incrustaciones de calcio y aluminio en meteoritos, da un valor de 4567 millones de años, con una incertidumbre menor a un millón de años. La edad estimada directamente para el Sol, aunque más incierta, es similar. Modelos de la evolución estelar muy refinados indican que el Sol está más o menos a la mitad de su evolución y seguirá brillando por unos 5000 millones de años, para finalmente convertirse en una estrella enana blanca, la cual se enfriará lentamente y, con el tiempo, dejará de brillar.

Las estrellas se forman a partir de nubes frías de gas y polvo que por algún motivo son perturbadas y comienzan a contraerse debido a su propia gravedad, es decir, bajo su propio peso. La composición química del Sol indica que éste se formó de una nube rica en hidrógeno, en helio y en elementos más pesados. Buena parte del gas de esta nube debió de ser arrojado al medio interestelar por la violenta explosión que marca el final de una estrella masiva: una supernova. La perturbación que dio lugar al Sistema Solar pudo haber sido la explosión de otra supernova más o menos cercana. La contracción de este tipo de nubes gigantescas, llamadas nubes moleculares, es un proceso rápido en términos astrofísicos, requiriendo tan sólo de 100 mil años. Al contraerse la parte central de la nube, ésta empieza a girar cada vez más rápidamente, adquiriendo la forma de un disco. La estructura que observamos en el Sistema Solar sugiere que este disco debió de ser un poco más ancho en la región que corresponde a los planetas gigantes, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, siendo más delgado en las partes más externas.

Las partículas de polvo de este disco empezaron a chocar y, en algunos de estos choques, a juntarse para formar partículas de mayor tamaño e ir creciendo hasta adquirir tamaños de decenas de kilómetros. Una vez que adquirieron estas dimensiones, la fuerza de gravedad empezó a ser suficientemente importante para acelerar el proceso de crecimiento y acumular todo el material disponible en su vecindad. Las condiciones de esta nube, alrededor del protosol, favorecieron la formación de objetos más grandes a distancias mayores, hasta alcanzar el borde exterior del disco.

Los planetas interiores debieron de formarse en unos centenares de miles de años, mientras que los planetas exteriores se formaron en unos diez o veinte millones de años. Por otro lado, el Sol naciente debió de tardar un millón de años en generar un fuerte viento, el cual barrió el material que no fue acumulado por un protoplaneta. Debido a su cercanía al Sol, los planetas interiores fueron desprovistos más fácilmente de la mayoría del gas que los rodeaba, mientras que los planetas exteriores, o jovianos, pudieron seguir acumulando material y crecer. Esto concuerda con el hecho de que los planetas interiores son rocosos y los planetas exteriores gaseosos.

Esta secuencia está basada, en parte, en la observación de las estrellas y en parte en la estructura del Sistema Solar. Combina elementos generales, comunes a la formación de cualquier estrella, con elementos particulares de la formación de nuestro sistema planetario. En los próximos capítulos veremos con cierto detalle las características del Sol, los planetas y los demás miembros del Sistema Solar.

II. El Sol: su pasado y su destino

Cada día vemos al Sol brillar en la misma forma que el día anterior, con la misma intensidad. Aun cuando existen pequeñas variaciones irregulares en la cantidad de energía que aporta a la Tierra, variaciones que pueden llegar a 0.2 % estable de su vida. Su estabilidad ha permitido el desarrollo de la vida en la Tierra en el transcurso de cientos de millones de años. Estudios de radiactividad en rocas terrestres y lunares, así como en meteoritos, han mostrado que nuestro planeta y el Sistema Solar se formaron hace unos 4600 millones de años. Todo indica que la formación de los planetas se da en el mismo proceso que dio origen al Sol, y que por tanto éste tiene entre 4600 y 5000 millones de años.

Al igual que las demás estrellas, el Sol se formó cuando un fragmento de una gigantesca nube de gas frío empezó a contraerse y calentarse. Al disminuir el tamaño y aumentar la densidad de este fragmento de nube, formado por un 70 % de gas hidrógeno, 25 % de helio y el resto de los demás elementos, fue aumentando paulatinamente su temperatura. El proceso de contracción duró hasta que la temperatura en la parte central de la protoestrella alcanzó unos 12 millones de grados, suficientes para empezar a generar energía por medio de reacciones nucleares. En ese momento, gracias a la energía producida por la transformación de hidrógeno en helio, se detuvo la contracción y el Sol empezó su vida como estrella.

De todas las reacciones nucleares, la conversión de hidrógeno en helio es la más eficiente y con la que viven las estrellas la mayor parte de su vida. Sólo el hidrógeno que está cerca del centro de la estrella está suficientemente caliente como para servir de combustible. A la fecha, el Sol ha consumido aproximadamente la mitad del hidrógeno que le será útil, y brillará como lo conocemos otros 5000 millones de años. Durante esta etapa, el Sol se ha ido expandiendo lentamente, aumentando su tamaño en 3 % cada 1000 millones de años y la temperatura en su superficie en unos 25 grados. El Sol también ha ido aumentando paulatinamente en luminosidad, siendo casi 10 % más brillante hoy que hace 1000 millones de