la formación del sistema solar

1Nuestros orígenes: la formación del sistema solar

Luis Zapata

Nuestros orígenes:la formación del sistema solar

2 Nuestros orígenes: la formación del sistema solar

Salvador Jara GuerreroGobernador del Estado de Michoacán

José Carlos Rodríguez PueblitaSecretario de Finanzas y Administración

Javier Ocampo GarcíaSecretario de Seguridad Pública

Carlos Pfister Huerta CañedoSecretario de Desarrollo Económico

Roberto Enrique Monroy GarcíaSecretario de Turismo

Jaime Rodríguez LópezSecretario de Desarrollo Rural

Jaime Camacho MorenoSecretario de Comunicaciones y Obras Públicas

Mauro Ramón Ballesteros FigueroaSecretario de Urbanismo y Medio Ambiente

Armando Sepúlveda LópezSecretario de Educación

Marco Antonio Aguilar CortésSecretario de Cultura

Carlos Esteban Aranza DonisSecretario de Salud

Rodrigo Iván Maldonado LópezSecretario de Política Social

Juan Zacarías PazSecretario de Pueblos Indígenas

Samantha Flores AdameSecretaria de la Mujer

Luis Carlos Chávez SantacruzSecretario del Migrante

Francisco Xavier Lara MedinaSecretario de los Jóvenes

José Martín Godoy CastroProcurador General de Justicia

Alexandro López CárdenasCoordinador de Planeación para el Desarrollo

Gabriel Joaquín Montiel AguilarCoordinador de Contraloría

Georgina Morales GutiérrezCoordinador General de Comunicación Social

Gobierno del Estado

DIRECTORIO


Esther García Garibay

Directora General

Alejandro Martínez Fuentes

Subdirector de Fomento y Planeación

Rubén Salazar Jasso

Subdirector de Vinculación y Desarrollo Tecnológico

Lilia Vázquez Diego

Subdirectora de Difusión

DIRECTORIO CECTI


Nuestros orígenes: la formación del sistema solarCuadernos de Divulgación Científica y Tecnológica del ConsejoEstatal de Ciencia, Tecnología e Innovación de MichoacánC+Tec. Innovación es solución a mi alcanceSerie 2015, cuaderno número 1

Luis ZapataCentro de Radioastronomía y Astrofísica, Campus MoreliaUniversidad Nacional Autónoma de México

Primera edición, Diciembre 2015D.R. Consejo Estatal de Ciencia, Tecnología e Innovación de MichoacánCalzada Juárez No.1446, Col. Villa Universidad C.P. 58060, Morelia, Michoacán, Méxicocecti.michoacan.gob.mx

ISBN de la serie:ISBN del cuaderno:

Coordinación General:Esther García GaribayDirectora General del Consejo Estatal de Ciencia, Tecnologíae Innovación de Michoacán

Luis ZapataCentro de Radioastronomía y Astrofísica, Campus MoreliaUniversidad Nacional Autónoma de México

Edición:Lilia Vázquez DiegoFrancisco Valenzuela Martínez

Diseño editorial, diseño gráfico y formación:María Bernardette Arroyo Gaona

Las opiniones expresadas en este documento son de exclusiva responsabilidad de los autores y no representan necesariamente la opinión del CECTI. Se autoriza la reproducción parcial o total, siempre y cuando se cite la fuente de referencia.


Introducción

El Sol, estrella de nuestro sistema solar

Para comprender cómo se formó nuestro sistema solar hace miles de millones de años tendremos que empezar por describir algunas cosas que hemos ido entendiendo de él a lo largo de muchos años de investigación y trataremos también de buscar información sobre otras estrellas muy jóvenes, localizadas en nuestra vecindad solar, que nos lleven a conocer cómo se dio este proceso. El proceso de formación estelar y planetaria parece ser universal para estrellas como nuestro Sol y ha sido el mecanismo por el cual aún se siguen formando soles y sistemas planetarios en el Universo a un ritmo muy intenso.

Fuente: http://www.123rf.com/

Nuestro sistema solar consta de ocho planetas orbitando el Sol. El Sol es una estrella común en el Universo considerada como enana amarilla (concretamente lo que los astrónomos llamamos una estrella tipo G2, clasificada así por su luminosidad y las características de su espectro1) y ubicada a unos 28,000 años luz2 del centro de nuestra galaxia, la llamada Vía

1El espectro de una estrella puede ser obtenido dispersando la luz con un prisma.2Un año luz es la distancia que recorre la luz en un año, esto es, aproximadamente unos 10 billones de kilómetros.


Figura 1. Ilustración del proceso de formación de helio y energía en forma de luz mediante la fusión nuclear. En el proceso de fusión nuclearparticipan dos isótopos del hidrógeno: el deuterio (D) y el tritio (T). Fuente: Archivo de autor.

Láctea3. El Sol es el único objeto en nuestro sistema solar capaz de producir luz propia dada su gran masa. La masa estimada del Sol es de unas 300,000 veces la masa de la Tierra4. Por ejemplo, si tomamos en cuenta todos los objetos en nuestro sistema solar, esto es, los planetas, asteroides, lunas, etcétera, el Sol concentraría el 99.7% de la masa total del sistema. Esto nos habla de que el Sol, comparado con el resto de los objetos localizados en el sistema solar, es realmente enorme y con un gran impacto sobre todos ellos.

Para poder producir luz el Sol utiliza el hidrógeno5, que contiene en grandes cantidades, y lo trasforma en helio. Este proceso es conocido como fusión nuclear. Dadas las altas presiones que existen en el núcleo del Sol, debido al peso de toda su masa, los átomos de hidrógeno en su núcleo son aplastados para formar helio y energía en forma de luz. Este mecanismo es descrito

en la Figura 1. Se puede ver en esta figura cómo se fusionan dos isótopos naturales del hidrógeno, el deuterio (H2) y el tritio (H3) –provenientes a su vez de fusionar átomos de hidrógeno también–para formar helio más un neutrón y energía en forma de luz. Esta forma de producir energía en forma de luz es muy eficiente y permite a la mayoría de las estrellas en el Universo ser muy calientes y brillar durante los largos periodos de sus vidas.

4Al Sol le toma aproximadamente unos 250 millones de años dar la vuelta a la Vía Láctea, esto se conoce como un año galáctico.5La masa de la Tierra es de 5.9 x 1027 gr.


El Sol es considerado como una estrella aproximadamente de edad mediana, cuya vida total es de unos 10,000 millones de años, de los cuales ya trascurrieron 4,600 millones de años. En este sentido, si comparáramos la edad del Sol con la edad de un ser humano diríamos que corresponde a la de un adulto de unos 40 años. La distancia que hay entre la Tierra y el Sol es de, aproximadamente, unos 150 millones de kilómetros6. A la luz proveniente del Sol le toma unos ocho minutos llegar a la Tierra; este tiempo es el que tardaríamos en enterarnos si algo le ocurriera al Sol. En la Figura 2 se muestra una imagen del Sol en diferentes colores, o de manera más precisa, en diferentes tipos de luz. Por ejemplo, el pedazo del Sol en color verde nos muestra la corona, una de las capas más externas del Sol, donde se pueden observar marcadamente las líneas del campo magnético de éste. El pedazo de color naranja nos muestra la fotósfera, una de las capas cercanas al núcleo del Sol, donde se observan las famosas manchas solares. Estas regiones del Sol son mucho más frías y son causadas por su intenso campo magnético y por el ciclo solar. Usando observaciones en diferentes tipos de luz los astrónomos podemos estudiar con mucho detalle los diferentes fenómenos que están ocurriendo en los astros.

Figura 2. Imagen del Sol en siete diferentes longitudes de onda. De izquierda a derecha el primero es a 94, 131, 171, 193, 211, 304y el último es a 335 Angström. Fuente: Cortesía de la NASA.

6Es el elemento químico más simple, sólo contiene un protón y un electrón.


La muerte del Sol no llegará a ser tan violenta como la de una supernova, producida por una estrella varias veces más grande que el Sol, debido a que no tiene la suficiente masa, pero ocurrirá cuando el hidrógeno en su núcleo se agote. Esto sucederá en unos 5,000 millones de años más y producirá que

Figura 3. Ilustración de los tamaños del Sol hoy en día y antes de su muerte. Esta imagen estaaproximadamente a escala. Fuente: Cortesía de “Education World”

7Cero grados Kelvin equivalen a -273.5 grados centígrados, lo que se conoce como el “cero absoluto”, o las temperaturas donde las partículas en un gas dejarían de moverse.

el Sol se empiece a hinchar tanto que su tamaño podría alcanzar la órbita de la Tierra, debido a que las capas más externas del Sol no tendrán la suficiente fuerza de gravedad para mantenerse unidas. El Sol en esta etapa se tornará de un color muy rojizo, con una temperatura de unos 3,000 grados Kelvin7, inferior a los 6,000 grados Kelvin que tiene en este momento su atmósfera. En la Figura 3 se muestra, en proporción, el tamaño del Sol antes de morir y el tamaño del Sol hoy en día, uno puede ver qué tanto crecerá el Sol antes de extinguirse. En la etapa final de la muerte del Sol su núcleo se colapsará hasta llegar a formar lo que los astrónomos llamamos una enana blanca, cuyo tamaño es aproximado al de la Tierra, pero muy densa. El gas que expulsará al espacio formará una nube, que se conocen como nebulosas planetarias y que son los remanentes de la muerte de una estrella.


Planetas, planetas enanos, asteroides y cometas

Como se mencionó con anterioridad, nuestro sistema solar consta de ocho planetas orbitando al Sol. Las órbitas de estos planetas son casi circulares y se encuentran aproximadamente sobre un mismo plano llamado la eclíptica. Todos los planetas orbitan en la misma dirección que el Sol rota, esto debido a la rotación que heredaron, tanto el Sol como los planetas, de la nube molecular madre donde se formaron. Si nosotros viéramos al Sol desde muy lejos en dirección de nuestro polo norte, la dirección de su rotación sería en dirección contraria a las manecillas del reloj. En la Figura 4 podemos ver una representación de las órbitas de nuestro sistema solar a escala, esta imagen nos da una idea de cómo luciría cada uno de los objetos encontrados en nuestro sistema planetario y sus órbitas.

El sistema solar puede ser dividido, grosso modo, en tres regiones. En la primera región se encuentran los primeros cuatro planetas, conocidos como planetas terrestres: Mercurio, Venus, Tierra y Marte, compuestos principalmente por roca y relativamente muy pequeños comparados con los planetas gigantes gaseosos. Por ejemplo, si hacemos el mismo ejercicio que en la sección anterior y ahora tomamos toda la masa de los planetas Júpiter y Saturno, dos de los planetas gigantes, contendrían el 90% de toda la masa de los planetas, indicándonos qué tan grandes son

Figura 4. Ilustración de las diferentes regiones de nuestro sistema solar. Fuente: Cortesía de NASA / JPL-Caltech / R. Hurt.

comparados con el resto. En esta región además se encuentra el cinturón de asteroides que se localiza entre las orbitas de Marte y Júpiter (véase la Figura 4). El cinturón está compuesto principalmente de asteroides rocosos ricos en metales, por ejemplo de hierro. En la Figura 5 se muestra el asteroide llamado 243 Ida con su luna Dactyl, uno de los únicos asteroides que tiene un propio satélite natural. Esta imagen también nos muestra la forma muy irregular de


los asteroides y los impactos que han recibido de otros objetos mucho más pequeños en el trascurso de sus vidas.

En la segunda región del sistema solar se encuentran los planetas gaseosos o jovianos. Estos planetas son Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. Los planetas en esta región están compuestos principalmente de gas, con un pequeño núcleo rocoso. Una de las razones por la cual estos planetas son tan grandes es que están hechos, principalmente, de gases ligeros como el hidrógeno y el helio. Si estuvieran compuestos totalmente de elementos químicos más pesados, por ejemplo metales, colapsarían rápidamente bajo su propio peso.

La tercera región del sistema solar está formada por los objetos llamados de Kuiper y de Oort, o transneptunianos, localizados en las afueras de nuestro sistema solar (ver la Figura 4). Sin embargo, aquí tenemos que hacer una distinción entre los objetos que están en la nube de Oort

Figura 5. Imagen en la longitud del óptico del asteroide 243 Ida obtenida con la sonda Galileo a unos 2,400 kilómetros sobre su superficie. El pequeño punto en la derecha de la imagen es su luna

llamada Dactyl. Fuente: Cortesía de la NASA.

y aquellos que están en el cinturón de Kuiper. Por ejemplo, los objetos que están en la nube de Oort se encuentran unas mil veces más alejados que aquellos que se encuentran en el cinturón de Kuiper. En la región de Oort los asteroides forman una especie de nube que rodea al sistema solar, mientras que en la zona de Kuiper ellos se encuentran en una especie de cinturón que está aproximadamente alineado con la eclíptica de nuestro sistema solar. Estas dos regiones concentran una gran cantidad de cometas y asteroides en los límites del sistema solar. Algunas estimaciones que se han realizado sugieren que podría haber


Figura 6. Imagen en la longitud del óptico del cometa 103P/Hartley obtenida con la sonda “Deep Impact” como una parte del proyecto llamado EPOXI. Fuente: Cortesía de la NASA.

algunos cientos de billones de objetos asociados a estas zonas.

Los cometas son objetos del sistema solar muy parecidos a los asteroides, pero con grandes cantidades de hielo, como los objetos transneptunianos. En la Figura 6, uno pude ver cómo luce un cometa a unos 700 kilómetros de distancia. Esta imagen nos permite ver de cerca al cometa llamado 103P/Hartley, se puede ver que tiene una forma como de cacahuate, con pequeñas rocas adheridas a él.

Como se mencionó, los objetos transneptunianos están compuestos principalmente de hielo que contiene agua, metano y amoniaco. Hoy en día se piensa que muchos de los cometas que orbitan al Sol provienen de estas regiones del sistema solar. Por ejemplo, aquellos cometas con periodos largos, o con órbitas alrededor del Sol muy largas y que tardan mucho tiempo en recorrer su órbita, provienen de la nube de Oort (la parte más alejada del sistema solar), mientras

que aquellos que tienen periodos más o menos cortos provienen del cinturón de Kuiper. Se piensa que el famoso cometa Halley, con un periodo de unos 75 años, se formó en esta región, cuyo afelio (el punto más alejado de la órbita del cometa alrededor del Sol) es de unos 5,000 millones de kilómetros o unas 33 unidades astronómicas. Esto es muy importante debido a que su afelio coincide exactamente con la distancia al Sol, donde están los objetos transneptunianos.


Después de una larga discusión en una reunión de UAI (Unión Astronómica Internacional), en el 2006, se adoptó una definición para un planeta enano. Esta nueva definición ahora incluye aquel cuerpo del sistema solar que orbita alrededor del Sol, que tenga la suficiente masa para ser esférico, que no sea un satélite o luna de otro cuerpo no estelar, y además que no haya “limpiado” la vecindad de su órbita. Si además le sumamos que se encuentren en esta tercera zona, se les llama plutoides. Por ejemplo, Ceres, el asteroide más grande de nuestro sistema solar, cumple con todas las condiciones de ser un plutoide pero como se encuentra en el cinturón de asteroides entonces

Figura 7. Cinco planetas enanos: Eris, Plutón, Makemake, Haumea y Ceres.La imagen está aproximadamente a escala.

En esta tercera región se encuentran al menos tres planetas enanos o plutoides: Plutón, Eris y Haumea. Estos tres objetos son algunos de los objetos más grandes que se encuentran en el cinturón de Kuiper. Se piensa que estos objetos se formaron más cerca de Neptuno, pero debido a que han tenido grandes interacciones gravitacionales con Neptuno sus órbitas hoy en día se encuentran más alejadas. En la Figura 7 se muestran cinco de los planetas enanos, sus dimensiones son mucho más pequeñas que nuestra Luna.


sólo se le llama planeta enano. El hecho de que este tipo de objetos no hayan “limpiado” la vecindad de su órbita sugiere que tienen un origen diferente al resto de los planetas y es por esto que se les considera como una nueva familia de objetos en nuestro sistema solar. Se le llama “limpiar” su órbita a un objeto del sistema solar cuando en su órbita no se encuentran otros objetos mucho más pequeños como, por ejemplo, asteroides. Para el caso de Ceres hay muchos más objetos pequeños cerca de su órbita y por ello se considera que no ha “limpiado” su órbita.

Una de las características concluyentes para que este tipo de objetos no pertenezcan a la

Formación de estrellas

La formación estelar es un proceso que lleva en su etapa final a la formación de planetas. Las estrellas se forman en nubes oscuras masivas de polvo y gas (miles de veces más masivas que nuestro Sol) que hay en las galaxias. Estas nubes de polvo se encuentran principalmente en los brazos de las galaxias espirales y, probablemente, son formadas al comprimir el gas interestelar. Las nubes oscuras son principalmente hechas de polvo, hidrogeno molecular (H2)

8 y helio (He). Las nubes moleculares oscuras lucen como parches que

familia de los planetas es su órbita. Por ejemplo, la órbita de Plutón es muy excéntrica y durante 20 de los 248 años que tarda en recorrerla, se encuentra más cerca del Sol que Neptuno. Es también la más inclinada con respecto al plano de la eclíptica, siendo su inclinación de 16º. Por eso no hay peligro alguno de que se encuentre con Neptuno. Cuando las órbitas se cruzan lo hacen cerca de los extremos de manera que, en sentido perpendicular a la eclíptica, les separa una enorme distancia. Entonces, parece algo curioso que su órbita esté tan inclinada con respecto a las órbitas del resto de los planetas, sugiriendo que muy probablemente y como ha sido propuesto por muchos astrónomos, parece haber tenido un origen muy distinto al resto.

bloquean la luz proveniente de nuestra propia galaxia, si nosotros observamos el cielo en una noche muy oscura y en verano, podríamos notar la forma de estas nubes en la galaxia. Allí, en una nube de este tipo, se formó nuestro Sol hace miles de millones de años. En la Figura 8 se muestra una imagen de las nubes de gas y polvo que hay en nuestra galaxia. En esta imagen se muestra cómo las nubes oscuras de gas no permiten ver hacia el centro de nuestra galaxia.

8Que consta de sólo dos átomos de hidrógeno.


Se piensa que el proceso de formación del Sol ocurrió cuando una porción pequeña de una gran nube de polvo y gas empezó a colapsar. Sin embargo, no queda claro qué desencadenó este proceso. Se piensa que posiblemente la explosión de una supernova o el choque de dos nubes pudieron desencadenar el colapso de pequeñas regiones de la gran nube de gas donde nació el Sol. Se piensa también que el Sol nació con otras estrellas hermanas, pero el movimiento de ellas y del Sol en nuestra galaxia borraron cualquier pista para poderlas encontrar. Recordemos que el Sol tarda unos 250 millones de años en darle una vuelta a nuestra galaxia, entonces durante lo que lleva de vida ya le ha dado varias vueltas junto con sus hermanas estrellas.

Una vez que una parte de la nube empieza a colapsar se forma pronto un núcleo muy denso y opaco que empieza a calentarse.

Figura 8. Imagen óptica hacia el centro de nuestra galaxia usando filtros UV e IR.Fuente: Cortesía de Eder Ivan, 2010. Las manchas oscuras son nubes gigantes de gas y polvo.

Debido a que la nube de gas y polvo frecuentemente tiene también una ligera rotación, ésta se trasfiere al núcleo también, pero con más fuerza, esto es, rota mucho más rápido el núcleo que la nube de gas y polvo. Como el núcleo es muy opaco sólo puede ser estudiado usando ondas de radio e infrarrojas que penetran con mucho mayor facilidad a las nubes de gas y polvo. Esta es una de las razones de por qué la Radioastronomía es un campo preferencial para estudiar la formación de las estrellas y los planetas. A este núcleo denso se le conoce como protoestrella, que llegará a ser una estrella en varios cientos de millones de años más de evolución. Esta fase protoestelar es conocida por la alta acreción de masa hacia la protoestrella. Se piensa que en esta etapa es donde la estrella crecerá más hasta alcanzar una masa capaz de fusionar deuterio en su interior.

A la par que las protoestrellas van ganando masa se forma lo que se conoce como chorros y


Figura 9. Discos circunestelares alrededor de estrellas jóvenes. Los tamaños de los discos rondan unos cuantos cientos de cientos de unidades astronómicas. Fuente: Cortesía de la NASA.

discos circunestelares de acreción asociados a estos objetos. Se piensa que los chorros, que emanan cuando una estrella se está formando, son el resultado de la acreción de masa hacia la protoestrella. Estos chorros de gas alcanzan distancias comparables al tamaño de las propias nubes de gas y polvo donde nacen las estrellas. La edad de estos chorros puede alcanzar hasta 100,000 años. Los discos circunestelares de acreción, por el otro lado, se forman como resultado de la rotación de la nube y son pensados como los motores que alimentan a la estrella joven para crecer y también a los chorros que emanan de las protoestrellas. En la Figura 9 se muestra un grupo de discos circunestelares que rodean a estrellas muy

jóvenes, estos discos se ven como cinturones oscuros delgados que tapan la luz del objeto central debido a la gran cantidad de polvo que contienen. Esta etapa de acreción tiene un duración de unos 10 millones de años. Esto es muy poco tiempo comparado con la vida total de una estrellas como el Sol, que es de unos 10,000 millones de años. El tamaño de los discos circunestelares varía de protoestrella en protoestrella, pero se encuentra de entre unos cientos a unos pocos miles de unidades astronómicas. Es muy importante hacer notar que estos tamaños son muy parecidos a los tamaños de nuestro sistema solar, que es de unas 100 unidades astronómicas.


Figura 10. Imagen infrarroja de las Pléyades. Esta imagen muestra las nubes de gas y polvo que rodean a este grupo de estrellas.Las nubes no parecen pertenecer al cúmulo de estrellas. Fuente: Archivo de autor.

Cuando el proceso de acreción termina, el disco circunestelar empieza por ser erosionado por la gran cantidad de luz de la estrella recién nacida y los chorros desaparecen. En este punto es cuando los astrónomos podemos decir que una estrella ha nacido. Un caso donde podemos ver este momento es en el famoso cúmulo de estrellas llamado las Pléyades, un grupo de estrellas con siete miembros mucho más grandes y masivos que el Sol y con una edad de unos 100 millones de años. Este grupo de estrellas es tan joven que aún siguen unidas por su gravedad, pero que en un futuro no muy lejano se dispersarán. Esto lo hizo el Sol junto a

sus hermanas hace mucho tiempo. En la Figura 10 podemos ver una imagen de este grupo de estrellas jóvenes recién nacidas.

En la última etapa de la formación de las estrellas han sido observados discos muy débiles conocidos como “de escombros”, este tipo de discos se piensa que son producidos por choques de cometas, asteroides, y probablemente objetos como del tamaño de Ceres. En esta última etapa se piensa que ya se debieron haber formado la mayor parte de los planetas en un sistema solar joven.


Los planetas se forman en el disco de acreción que rodea a la protoestrella una vez que el disco se empieza a enfriar. Es por eso que los planetas en nuestro sistema solar están todos en la eclíptica, porque se formaron en un disco con un plano preferencial. La fuente de calor de los discos de acreción en sus primeras etapas proviene de la fuerte acreción de material que cae hacia la protoestrella central y de la gran viscosidad que tiene el disco. Cuando el disco circunestelar se enfría se empiezan a formar granos de polvo muy fino y del tamaño de unas cuantas décimas de centímetro en el plano medio del disco. Estos granos de polvo se irán adhiriendo con otros dando lugar a granos de polvo cada vez más grandes con tamaños de hasta varios centímetros o kilómetros. A los objetos más grandes que se llegan a formar mediante este mecanismo se les conoce como planetesimales, objetos con tamaños de hasta un kilómetro de diámetro. Los planetesimales son como los ladrillos que, se piensa, forman a los planetas en los sistemas planetarios.

Choques violentos entre planetesimales fueron formando objetos con tamaños como nuestra Luna. La propia fuerza de gravedad ejercida por este tipo de objetos ocasionó que se fuesen fusionando y así formaron objetos de gran tamaño. Muy probablemente objetos como la Luna tuvieron choques muy fuertes y fueron destruidos en pedazos más pequeños, pero algunos debieron sobrevivir y formaron cada vez

objetos más parecidos a los planetas terrestres. La formación de objetos como nuestra Luna por este proceso toma alrededor de unos 500,000 años. En la Figura 11 se puede ver una imagen artística del proceso de formación de los planetas rocosos y de cómo se piensa que los planetesimales jugaron un papel muy importante en este proceso.

Figura 11. Imagen artística de cómo se piensa que se formaron los plane-tas terrestres por el impacto de planetesimales.Fuente: Imagen cortesía de NASA/JPL-Caltech.

Formación de planetas


La formación de nuestro sistema solar se dio hace aproximadamente unos 4,540 millones de años. Esta edad fue obtenida usando meteoritos que han caído en diferentes partes de nuestro planeta. Los meteoritos son los objetos probablemente más antiguos de nuestro sistema solar, lo cual ha permitido que nos den pistas de cómo y cuándo se formó el sistema planetario. Esta edad es muy similar también a la edad del propio Sol, dado que ambos objetos se formaron casi al mismo tiempo.

Hoy en día se cree que los planetas también pueden ser formados por fragmentación del disco circunestelar que rodea a la protoestrella. Se ha visto que si los discos de gas y polvo son muy masivos éstos tienden a fragmentarse en pedazos más pequeños. Estos fragmentos formarán a los planetas gaseosos en un futuro cuando empiecen a acumular más masa proveniente del disco. Sin embargo, se ha observado que los discos masivos no son tan frecuentes y este mecanismo probablemente dé origen a las enanas marrón, un tipo de estrellas muy pequeñas y frías.

Una vez que la protoestrella se vuelve más caliente y brilla con una mayor fuerza empezará por evaporar y erosionar al disco dejando sólo a objetos mucho más grandes que el polvo como son los planetas, planetesimales, asteroides, cometas, etcétera. El gas y los granos de polvo serán totalmente dispersados.

El proceso de formación de los planetas se da casi a la par de la formación de las estrellas, es por esta razón que la edad de los planetas y las estrellas de un mismo sistema es muy similar. Todo el proceso de la formación de las estrellas y los planetas se da en unos 100 millones de años. Este proceso se piensa que es universal y nuestro propio sistema solar se formó de esta manera hace miles de millones de años.

La formación de nuestro sistema solar

Lo que se piensa es que nuestro Sol se formó, como otras estrellas que se encuentran en nuestra vecindad solar, en grandes nubes moleculares de gas que se dispersaron hace mucho tiempo. Los elementos químicos de los cuales están compuestos los objetos en nuestro sistema solar (aún aquellos que se encuentran, por ejemplo, en nuestra sangre como el hierro) provienen de esta gran nube molecular. Como estas nubes están constituidas principalmente de elementos químicos muy ligeros y abundantes


Figura 12. Imagen del objeto estelar joven HH 211, obtenida con el telescopio “The Submillimeter Array (SMA)”, localizado en Hawai, en los EUA. Los colores azules muestran el material eyectado de la estrella joven aproximándose a nosotros, mientras que el color rojo muestra el gas que está residiendo de nosotros. El color

gris representa el material chocado con la nube molecular. Cortesía del telescopio SMA. Las etiquetas que se muestran en la figura están en inglés y se traducen como protostar: protoestrella y two-sided jet: chorro

bipolar.

en el Universo (por ejemplo, el hidrógeno y el helio), el Sol heredó esta gran cantidad de elementos químicos ligeros. Los elementos químicos más pesados provienen de la muerte de estrellas masivas que se formaron mucho tiempo atrás.

Una vez que la nube empezó a fragmentarse en pequeños pedazos se inició la formación del Sol junto a un disco de acreción plano de donde empezó a acumular masa proveniente de su vecindad. Se cree que este disco de acreción dio inicio a la eyección de fuertes chorros colimados que emanaron del Sol por muchos miles de años. En la Figura 12 se muestra el objeto conocido como HH211 o Herbig-Haro 211, llamado así por los astrónomos que descubrieron este tipo de fenómeno en los años cincuenta, Guillermo Haro (mexicano) y George Herbig. Este objeto es una protoestrella que formará a una estrella parecida al Sol en un futuro. HH211 se encuentra en una etapa en la cual está acretando mucha masa y tiene fuerte expulsión de masa en forma de chorros, como se piensa que ocurrió con el Sol.


Una vez que el disco de gas y polvo que rodeaba al Sol empezó a enfriase se piensa que fue el momento cuando los granos de polvo empezaron a crecer en el plano medio del disco y formaron a los planetesimales. Éstos dieron inicio, a su vez, a los planetas rocosos, como Mercurio, Venus, Tierra y Marte. El proceso de formación de los planetas rocosos tardó unos 10 millones de años. Se considera que los objetos en el cinturón de asteroides localizado en medio de las órbitas de Marte y Júpiter, son una forma de planetesimales que, de alguna forma, no pudieron formar un planeta rocoso debido a la fuerte gravedad de Júpiter que perturbó por mucho tiempo a los planetesimales localizados en esta región. De esta manera, nuestro sistema solar podría haber lucido hace mucho tiempo parecido a esta región.

La formación de los planetas gaseosos aún no está del todo bien entendida. Se piensa

Figura 13. Imagen del disco circunestelar que rodea a la estrella joven llamada HL Tau obtenida con el telescopio “ALMA: Atacama Large Millimeter Array” localizado en el desierto de Atacama, en Chile. Los surcos que son observados en esta imagen podrían provenir de planetas en formación.

Fuente: Cortesía del telescopio ALMA.

que probablemente las grandes cantidades de gas que se encuentran en estos planetas jovianos provienen del gas que había en el disco circunestelar primigenio que rodeaba al Sol. Pequeños núcleos rocosos probablemente se formaron en el disco y después empezaron a acumular gas, principalmente hidrogeno y helio. Este proceso permitió a estos planetas crecer enormemente. Se piensa que estos núcleos rocosos debieron haber formado surcos en el disco que se dieron porque los núcleos rocosos fueron limpiando una parte del disco al ir acumulando gas. En la Figura 13 se muestra el disco de polvo y gas de una estrella muy joven llamada HL TAU, que se encuentra en la constelación de Tauro a unos 450 años luz de nosotros. En el disco de esta estrella se pueden observar los surcos que probablemente son hechos por planetas tipo Júpiter al irse formando. Probablemente así lució nuestro sistema solar hace miles de millones de años.


Conclusiones

Hoy en día se tiene un gran entusiasmo por encontrar los primeros planetas en formación en otras estrellas cercanas al Sol. Esto ha sido un gran reto debido a la complejidad de revelar planetas que son relativamente muy pequeños comparados a sus estrellas y además que se están formando aún. Como se mencionó en la sección anterior, una de las primeras imágenes que han revelado surcos, que parecen ser creados por protoplanetas, fue en el disco circunestelar de polvo y gas que orbita a la estrella joven llamada HL Tau. Aún faltan, por supuesto, muchos más estudios profundos de esta joven estrella para tratar de revelar protoplanetas y entender mejor su proceso de formación y así la formación de nuestro sistema solar.

En México existen centros de investigación de gran reconocimiento internacional donde se estudia el proceso de formación de las estrellas y también la de los planetas. El Centro de Radioastronomía y Astrofísica de la Universidad Nacional Autónoma de México, localizado en Morelia, Michoacán, es uno de ellos. En este centro se han hecho aportaciones muy importantes que han ayudado a entender este proceso. Por ejemplo, usando observaciones obtenidas en longitudes de onda del radio se pudo revelar una de las primeras imágenes de dos discos protoplanetarios en la región llamada L1551, localizada en la constelación de Tauro. Se han realizado también simulaciones por computadoras muy poderosas de las propiedades de los discos circunestelares que han permitido entender con mayor detalle cómo se forman los planetas y estrellas.

Los objetos transneptunianos son remanentes del disco que alguna vez se encontró en nuestro sistema solar. Quizá muchos de estos objetos se formaron cerca de Neptuno, pero probablemente interacciones con los planetas gaseosos ocasionaron que fueran lanzados hacia las afueras del sistema solar.


Bibliografía

Astrophysics of Planet Formation, Philip J.~Armitage, Cambridge, UK:Cambridge University Press, 2013

Planet Formation: Theory, Observations, and Experiments, H. Klahr, W. Brandner (eds.), Cambridge (UK), Cambridge University Press, 2006

Protoplanetary Disks and Their Evolution, Jonathan P. Williams and Lucas A. Cieza, 2011, Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 49, 67-117

Planet formation, Lissauer, J. J. 1993, Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 31, 129L

Evolution of a Habitable Planet, Kasting, James F., Catling, David, 2003, Annual Review of Astronomy and Astrophysics 41,429


Editado por el Consejo Estatal de Ciencia, Tecnología e Innovación de Michoacán.

Se terminó de imprimir en el mes de diciembre de 2014, en los Talleres Gráficos de Editorial Morevalladolid, S. de R.L. de C.V., ubicados en la calle de Tlalpujahua No. 445, Col. Felícitas del

Río, Tel. 327-68-81, Morelia, Michoacán.

La edición estuvo al cuidado de la Subdirección de Difusión del CECTI, en su composición se utilizó tipografía Trebuchet MS y se imprimió en papel

bond de 90 grs.

El tiraje constó de 500 ejemplares.

la formación del sistema solar

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