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Características del Sistema Solar

El Sistema Solar se formó hace unos 4650 millones de años. Está constituido por una estrella, el Sol, y los planetas y otros cuerpos celestes que giran en órbitas a su alrededor: ocho planetas y sus satélites, 3 planetas enanos, asteroides, cometas, polvo y gas interestelar.

El Sistema Solar pertenece a la galaxia Vía Láctea y está situado en uno de sus brazos espirales, el de Orión, a 28.000 años luz del núcleo de la galaxia. Gira a una velocidad de 217 km/seg. y emplea 226 millones de años en dar una vuelta completa (año cósmico).

Los planetas, la mayoría de los satélites y todos los asteroides orbitan alrededor del Sol, en la misma dirección siguiendo órbitas elípticas en sentido antihorario si se observa desde encima del polo norte del Sol. El plano aproximado en el que giran todos estos cuerpos se denomina eclíptica. Algunos objetos orbitan con un grado de inclinación considerable, como Plutón con una inclinación con respecto al eje de la eclíptica de 18º, así como una parte importante de los objetos del cinturón de Kuiper. Según sus características, y avanzando del interior al exterior, los cuerpos que forman el Sistema Solar se clasifican en:

• Sol. Una estrella de tipo espectral G2 que contiene más del 99% de la masa del sistema. Con un diámetro de 1.400.000 km, se compone, de un 75% de hidrógeno, un 25% de helio y un pequeño porcentaje de oxígeno, carbono, hierro y otros elementos.
• Planetas. Divididos en planetas interiores (también llamados terrestres o telúricos) y planetas exteriores o gigantes. Entre estos últimos Júpiter y Saturno se denominan gigantes gaseosos mientras que Urano y Neptuno suelen nombrarse como gigantes helados. Todos los planetas gigantes tienen a su alrededor anillos.
• Planetas enanos. Esta nueva categoría inferior a planeta la creó la Unión Astronómica Internacional en agosto de 2006. Se trata de cuerpos cuya masa les permite tener forma esférica, pero no es la suficiente para haber atraído o expulsado a todos los cuerpos a su alrededor. Cuerpos como Plutón, Ceres, Makemake y Eris están dentro de esta categoría.
• Satélites. Cuerpos mayores orbitando los planetas, algunos de gran tamaño, como la Luna, en la Tierra, Ganímedes, en Júpiter o Titán, en Saturno.
• Asteroides. Cuerpos menores concentrados mayoritariamente en el cinturón de asteroides entre las órbitas de Marte y Júpiter, y otra más allá de Neptuno. Su escasa masa no les permite tener forma regular.
• Objetos del cinturón de Kuiper. Objetos helados exteriores en órbitas estables, los mayores de los cuales serían Sedna y Quaoar.
• Cometas. Objetos helados pequeños provenientes de la Nube de Oort.

El espacio interplanetario en torno al Sol contiene material disperso proveniente de la evaporación de cometas y del escape de material proveniente de los diferentes cuerpos masivos. El polvo interplanetario (especie de polvo interestelar) está compuesto de partículas microscópicas sólidas. El gas interplanetario es un tenue flujo de gas y partículas cargadas formando un plasma que es expulsado por el Sol en el viento solar. El límite exterior del Sistema Solar se define a través de la región de interacción entre el viento solar y el medio interestelar originado de la interacción con otras estrellas. La región de interacción entre ambos vientos se denomina heliopausa y determina los límites de influencia del Sol. La heliopausa puede encontrarse a unas 100 UA (15.000 millones de kilómetros del Sol).

Formación del Sistema Solar

Según la teoría nebular, una inmensa nube de gas y polvo sufrió un colapso gravitacional, probablemente debido a la exploxión de una supernova cercanal, y comenzó a girar a gran velocidad por la convervación del momento angular (imagina un patinador sobre hielo con los brazos extendidos, girando sobre un patín. Según acerca los brazos al cuerpo, su velocidad de rotación va aumentando. Para lograr un giro rapidísimo, los patinadores se hacen un ovillo para que la distancia de todos los puntos de su cuerpo al centro de giro sea lo más pequeña posible — ahí estás viendo el principio de conservación del momento angular en acción). Las partículas de la nube se mueven en diferentes direcciones incluso antes de caer hacia el centro de gravedad del nuevo sistema. Según caen, aceleran, y su velocidad de giro alrededor de ese centro aumenta.

Al cabo del tiempo, cuando el tamaño de la nebulosa protosolar ha disminuido unos cuantos miles de veces, su velocidad de giro ha aumentado correspondientemente: al igual que una bola de masa de pizza que se hace girar cada vez más deprisa, deja de ser una bola y se va convirtiendo en un disco. Este disco va calentándose cada vez más, según las moléculas chocan unas con otras.

Se forma un núcleo protoestelar, y puede verse ya un tenue brillo debido únicamente a la elevada temperatura. En el disco la temperatura disminuye desde el centro (donde es de varios miles de grados) hacia fuera. Durante unos cientos de miles de años, este disco (que tiene aún un diámetro unas cien veces mayor que el de la órbita terrestre) sigue haciéndose más y más denso según acumula materia, y en el centro el proto-Sol va comprimiéndose y calentándose más y más.

En un momento dado empieza la fusión dentro del núcleo de la protoestrella, y en poco tiempo se alcanza el equilibrio hidrostático entre la presión gravitatoria y la radiativa: el Sol ha nacido como una estrella de la secuencia principal.

Mientras tanto, el disco es tan denso que le empieza a ocurrir algo parecido a lo que desató el colapso de la nube molecular de gas hace millones de años: en algunas zonas se producen, por casualidad y debido al movimiento algo caótico de las partículas que chocan unas con otras, acumulaciones de materia. Al principio se trata sólo de unos pocos miligramos de polvo, pero esos pocos miligramos ejercen una atracción gravitatoria un poquito mayor que otros cercanos sobre las partículas que los rodean, y crecen un poco: pero entonces son algo más grandes, y crecen más rápido.

Poco a poco, el disco deja de ser más o menos homogéneo y se van formando núcleos de materia. Estos núcleos son tan pequeños aún que no son capaces de retener las moléculas de gas, pero los elementos más pesados provenientes de las supernovas ancestrales, como el hierro, el silicio, el oro, así como partículas de hielo, van formando lentamente dentro del disco lo que se conocen como planetesimales.

Naturalmente, no hay un planetesimal, ni dos, ni cincuenta: miles de millones de ellos van formándose en el disco protoplanetario, girando alrededor de la estrella naciente. Todos van creciendo por acumulación de materia debido a la gravedad, aunque no demasiado rápido: unos 15 cm de espesor cada año. Sin embargo, no todos crecen igual de rápido, y el resultado es lo que se conoce como crecimiento oligárquico — si uno tiene una cantidad de materia un poquito superior a otro cercano, el mayor crece un poco más rápido, pero entonces tiene aún más materia y crece más rápido. Además, según se van formando más y más cuerpos densos dentro del disco, empiezan a producirse colisiones, y algunos planetesimales son fracturados por otros y tienen que volver a empezar el proceso, o son absorbidos por otros mayores.

Al cabo del tiempo, los planetesimales “oligarcas” tienen ya unos cuantos cientos de kilómetros de diámetro y han “limpiado” de polvo y rocas la zona cercana. Desde luego, sigue habiendo enormes cantidades de gas en el disco e incluso aún fuera de él, pero si pudiéramos ver la escena en este momento, los planetas en formación serían visibles sin ninguna duda dentro del disco. Son ya protoplanetas, y en relativamente poco tiempo alcanzan su tamaño final, convirtiéndose en planetas en toda regla.¿Qué ocurre con la inmensa mayoría de los planetesimales que nunca consiguen convertirse en protoplanetas? Como hemos dicho, muchos de ellos impactan contra otros mayores y son absorbidos por ellos, pero el número inicial es tan gigantesco que muchos sobreviven, y siguen existiendo hoy — y siguen desapareciendo hoy. Los asteroides y muchos objetos transneptunianos son muy probablemente planetesimales que nunca lograron acumular suficiente materia para convertirse en protoplanetas.

El problema es que este proceso de acumulación de materia es una carrera contrarreloj: la sentencia de muerte del disco como tal está firmada en el momento en el que el Sol recién nacido se enciende. En ese momento empieza a emitir el viento solar: una constante emisión de plasma formado por electrones y protones con una gran energía (los responsables de las auroras boreales) que son capaces de escapar de la atracción gravitatoria del Sol por la elevada temperatura de la corona.

Según la materia que rodea al Sol empieza a recibir el viento solar, la mayor parte de ella empieza a disiparse y es expulsada al medio interestelar. En ese momento, los planetesimales dejan de crecer: no hay materia poco densa que absorber, pues las moléculas sueltas y partículas de polvo más pequeñas son expulsadas del sistema. Desde luego, esto ocurre poco a poco, no de forma brusca, pero la formación de los protoplanetas es una carrera contra este proceso, y sólo los más rápidos tienen tiempo de acumular suficiente materia para formarse.

Según los protoplanetas van formándose, se observa además una diferencia sustancial entre la zona cercana al Sol y la más lejana: cerca del Sol, los planetesimales pueden nutrirse únicamente de partículas sólidas (por ejemplo, hierro y moléculas como silicatos). Otras moléculas, como las de agua, metano, etc., son gaseosas por la elevada temperatura, y no tienen suficiente densidad como para ser retenidas por los pequeños protoplanetas en gran cantidad: desde luego en algunos casos (como en lo que será la Tierra), sí se acumula algo de vapor de agua, pero no lo suficiente como para que el protoplaneta crezca de manera apreciable. Los planetas pequeños y rocosos se forman cerca de la estrella madre. En nuestro Sistema Solar tenemos Mercurio, Venus, La Tierra, Marte y el cinturón de asteroides.

Sin embargo, según nos alejamos del jovencísimo Sol, la temperatura desciende: llega un momento (más allá de la llamada línea de congelación) en el que además de partículas sólidas de, por ejemplo, hierro, también hay hielo de agua y, más allá, incluso hielo de metano. No sólo eso: el oxígeno y el hidrógeno son, en el disco protoplanetario, mucho más abundantes que el hierro o el silicio, de modo que en la zona más externa del disco la mayor parte de las partículas sólidas son de hielo.

Por lo tanto, más allá de la línea de congelación los planetesimales no son tanto pequeñas rocas como “bolas de nieve sucia”: metano, amoníaco o agua congelados y mezclados con partículas rocosas o metálicas. Pero estos planetesimales “congelados” tienen otra diferencia fundamental con sus hermanos rocosos: la cantidad de materia disponible para su crecimiento es varios órdenes de magnitud mayor. Al poder disponer de todo este hielo para crecer, algunos de ellos aumentan de tamaño de forma muy rápida: se convierten en gigantes.

De hecho, estos nuevos planetas se hacen tan grandes que llega un momento en el que son capaces de retener gases. Los gases ligeros, alejados por el viento solar, ya no son empujados, de modo que una vez que se ha formado un núcleo planetario, éste puede recoger dichos gases y terminar con una enorme atmósfera. Al final de su crecimiento, la parte sólida de hielo y roca es sólo el pequeño núcleo en el centro del planeta, y prácticamente todo su volumen proviene de los gases acumulados posteriormente. Se trata de los gigantes gaseosos, como Júpiter y Saturno.

Más lejos todavía llegamos a una región ocupada por cuerpos mucho más pequeños. El material es escaso, y el tamaño crítico necesario para atrapar una atmósfera significativa nunca es alcanzado por los cuerpos que se forman aquí. En el límite del Sistema Solar tenemos el Cinturón de Kuiper.

Sin embargo, llega un momento en el que el crecimiento de todos los planetesimales, protoplanetas y planetas prácticamente se detiene: cuando el viento solar ha expulsado la mayor parte del polvo y el gas aún no absorbido. Lo que vemos entonces es una jovencísima estrella repleta de hidrógeno sin utilizar, el Sol; a su alrededor, relativamente limpio de polvo y gas, un conjunto de varios miles de millones de cuerpos que giran a su alrededor a distintas distancias, más o menos en el plano en el que se encontraba el disco protoplanetario: unos de ellos tan pequeños como un grano de arena, y otros tan grandes que su propia presión gravitatoria los calienta por dentro.

El Sistema Solar ha nacido.

Movimientos del Sistema Solar

La posición de nuestro Sistema Solar con respecto al plano de la galaxia -la Vía Láctea- depende de multiples factores, como la inclinación de la eclíptica solar, la inclinación del Sistema Solar, etc. Hay pocos libros de astronomía que presenten diagramas de referencia de planos entre el Sistema Solar con respecto a la galaxia, así es que regularmente pensamos que el “arriba” o el norte para la tierra también es “arriba” o norte para la galaxia. Sin embargo, el plano del Sistema Solar no es coplanario con respecto al plano de la Vía Láctea, sino que está inclinado en casi 90°. El Sistema Solar se encuentra situado en el brazo Orión (llamado también Brazo Local)

El Sistema Solar describe tres clases de movimientos, cada uno a una velocidad específica y con una alternación limitada:

1. El movimiento más largo y rápido es el movimiento orbital del Sistema Solar alrededor del núcleo de nuestra galaxia. La velocidad del movimiento orbital del Sistema Solar alrededor del centro de la galaxia es de 217.215 kilómetros/s. El Sistema Solar completa una vuelta alrededor de la galaxia cada 226 millones de años. (está representado en la imagen por la línea larga discontinua)

2. El segundo movimiento, descrito en la mayor parte de libros de la astronomía, es la oscilación del Sistema Solar de norte a sur y viceversa con respecto al plano galáctico. Es una oscilación hacia arriba y hacia abajo, determinada principalmente por el tirón gravitación entre los cuerpos celestes que forman el Sistema Solar. La velocidad de este movimiento es de 5-7 kilómetros por segundo y comprende unos 20 años luz.

3. El tercer movimiento es en ruta hacia el centro de la galaxia y en el orden inverso; es decir, moviéndose lejos del centro de la galaxia. El movimiento de vaivén acercándose al centro de la galaxia es determinado por el tirón gravitacional del núcleo galáctico y de los objetos celestes cercanos que están adentro con respecto al Sistema Solar. El movimiento contrario de alejamiento del núcleo galáctico es determinado por la rotación del Sol y por el tirón gravitacional de los objetos celestes externos con respecto a la órbita del Sistema Solar. Este movimiento tiene una velocidad de 20 km/s, y ahora está dirigido hacia la constelación de Hércules.

Los tres movimientos en conjunto le confieren al Sistema Solar un movimiento aparente helicoidal alrededor del núcleo de la galaxia (línea discontínua en la imagen).