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así surgió el Sistema Solar

En uno de los brazos espirales de la Galaxia se encuentra una gigantesca nube molecular con una masa de gas de alrededor un millón de soles. Es lo suficientemente opaca como para enfriarse mientras emite en el infrarrojo, y también contiene un gran número de moléculas, la mayoría orgánicas. Además, la nube posee un 1,5% de su masa en forma de polvo: tres cuartos son granos de silicatos de hierro y magnesio cubiertos por agua helada y materia orgánica volátil; un cuarto está hecho de granos de carbono, hidrocarburos poliaromáticos y hierro; y una parte del carbono y el oxígeno se encuentra en forma de monóxido de carbono en un 0,1%.

El interior de una nube molecular

Esta nube molecular tiene una estructura irregular y muestra cierta turbulencia. Los glóbulos existentes tienen muchos tamaños que muestran la invariancia de escala de un fractal. La densidad en dirección al centro es ligeramente superior, por lo que tiende a contraerse por acción de la gravedad. No obstante, el peso de la nube lo mantienen tanto los movimientos turbulentos del gas como el campo magnético existente; pero ninguno de los dos son suficientes para frenar indefinidamente la acción de la gravedad. Al final, los glóbulos colapsan al cabo de unos pocos millones de años en objetos más pequeños, formando estrellas de 10, 30 o incluso 60 masas solares. Debido a que son muy masivas, queman con inusitada rapidez su combustible nuclear y terminan sus días explotando como supernovas. Con ello crean burbujas calientes que se expanden rápidamente mientras una onda de choque actúa como motor en la formación de cientos de nuevas estrellas, menos masivas.

Comienza el juego

En una nube alcanzada por la onda de choque, el centro de uno de sus nódulos colapsa cada vez más deprisa. Pero también posee una imperceptible velocidad de rotación, de modo que al hacerse cada vez más pequeño su velocidad aumenta, lo que impide que el nódulo colapse por completo en su centro: nos queda una futura estrella de color rojo alrededor de la cual orbita un disco de gas y polvo.

Este disco protoplanetario está compuesto en un 98.5% de gas y un 1.5% de polvo, que se mantiene en suspensión por la acción de la turbulencia. La viscosidad del gas causa fricción entre zonas adyacentes debido a que, por las leyes de Kepler, poseen diferentes velocidades angulares. De este modo, la materia de las zonas centrales se detiene y cae a la masa central siguiendo una trayectoria espiral. Mientras, en las zonas exteriores, la materia acelera y el disco se ensancha. Transcurridos 100 000 años, la estrella alcanza su masa final.

Pero la turbulencia subsiste en el disco, que se ve incapaz de soportar el peso del polvo y acaba por depositarse en el plano central. Esta separación de la fase sólida de la gaseosa sucede rápidamente, en unos pocos miles de años. Es un momento crítico que permitirá, más adelante, la formación de planetas rocosos.

Llegan los planetesimales

La acumulación de granos aumenta su densidad en el plano del disco. En consecuencia, chocan entre ellos agregándose y haciéndose cada vez mayores. Si no hubiera turbulencia en unos pocos años se formarían objetos de unos kilómetros de diámetro. Pero no es así: se necesitan de 1000 a 100 000 años para formar objetos de un kilómetro de diámetro. Han aparecido los planetesimales, que orbitan alrededor de la estrella central en anillos gigantes, muy parecidos a los anillos de Saturno, y permanecen rodeados por un disco mucho más delgado de gas, esencialmente hidrógeno y helio. En un principio son unos cuantos cientos de millones de objetos irregulares de unos pocos kilómetros de diámetro. El núcleo del Halley es un buen ejemplo de ello. Después de todo, el cinturón de Kuiper, una zona situada entre Neptuno y Plutón, contiene algunos de estos antiquísimos objetos y cometas.

Formación de planetas

Cien mil años después de la separación del polvo y el gas y de la sedimentación del polvo en anillos gigantes alrededor de la estrella, ésta habrá alcanzado su máxima luminosidad. Es el estado final de la fase de contracción y la estrella se encuentra a pocas decenas de millones de años de entrar en lo que los astrónomos llaman la secuencia principal, donde transcurrirá la mayor parte de su vida.

Es posible que la estrella emita violentos vientos estelares con los que en unos pocos millones de años habrá disipado una gran cantidad de materia. Es la fase de T Tauri. El viento producido, al chocar con la parte interior del disco, detiene el proceso de crecimiento de la estrella. Además tiene dos efectos añadidos: primero, desvía el viento ecuatorial en dos corrientes, una en sentido norte y otra en el sur; segundo, la onda de choque producida barre por completo el gas y el polvillo presente en el disco en unos 2 o 3 millones de años. Únicamente los planetesimales ya existentes no se ven afectados por ese potente viento.

Los planetesimales se mueven en órbitas cuasicirculares en el mismo plano ecuatorial y como son muy numerosos se producen innumerables colisiones: aquellas que se verifican a baja velocidad producen, por fusión, objetos más grandes. En las etapas finales, la naturaleza de la acumulación cambia. La gravedad de los planetesimales empieza a desempeñar su papel provocando, primero, que los objetos más masivos atraigan a los más pequeños disparando el efecto de acumulación; y segundo, aquellos objetos pequeños que consiguen evitar la colisión son desviados a órbitas más elípticas. En este punto se produce una escisión en la evolución del futuro sistema solar, que deriva en dos poblaciones diferentes: mientras los más masivos aumentan de tamaño formando planetas, los más pequeños se mantienen formando cometas y asteroides.

Fuente de TenemosNoticias.com: www.muyinteresante.es

Publicado el: 2023-02-05 07:00:00
En la sección: Muy Interesante