Hay una clara distinción entre los planetas del sistema solar: cerca del Sol orbitan planetas pequeños, densos y rocosos mientras que en el exterior encontramos planetas gigantes gaseosos con lunas formadas por más hielo que roca. Pero, ¿qué proceso llevó a esta diferenciación de materiales?
José Luis Oltra (Cuarentaydos)
Nuestro sistema solar muestra una clara diferenciación entre la región interior y la exterior. Los planetas que orbitan cerca del Sol son pequeños y rocosos, mientras que los que orbitan más lejos son grandes y gaseosos. Esta diferencia tiene un causante principal: la temperatura en la nebulosa a partir de la cual surgió el Sol y el resto de cuerpos del sistema solar.
Cuando la nube de gas y polvo que acabaría dando lugar a nuestro rinconcito de la galaxia empezó a contraerse debido a su propia gravedad (con ayuda de alguna perturbación externa) empezó a calentarse y a aplanarse, hasta formar un disco. La densidad y la temperatura eran mayores en la región central y mucho menores en las regiones externas.
Antes incluso de que el Sol comenzara con la fusión de núcleos de hidrógeno, las temperaturas cerca del núcleo de este disco alcanzaban los miles de grados mientras que a la distancia actual de Saturno ya no superaban los 100 K (o aproximadamente los -170 ºC). Esta temperatura era tan alta en el interior que era capaz de evaporar los granos de polvo en moléculas y de romper estas en sus átomos individuales.
Como este proceso venía marcado principalmente por la temperatura, hubo una clara relación entre la distancia al centro y la cantidad de compuestos que acababan voltilizados. El polvo del interior desapareció, pero en el exterior se mantuvo básicamente intacto.
Por qué los planetas rocosos y gaseosos ocupan regiones distintas del sistema solar
Cuando la nube fue perdiendo densidad, el gas se enfrió, permitiendo que volviera a condensarse para formar diferentes tipos de partículas. En la zona más cercana al protosol, solo podían condensarse granos de elementos metálicos, que soportaran las altas temperaturas.
A la distancia de la Tierra ya podían condensarse granos de silicatos, lo que entendemos por rocas y minerales, mientras que a distancias de 3 ó 4 veces la distancia de la Tierra al Sol o superiores pudo condensarse el hielo de agua, el amoníaco e incluso el metano.
Los granos metálicos podían formarse también a gran distancia del Sol, pero mientras que en el interior del sistema solar eran prácticamente la única materia que sobrevivía, en el exterior se veían superados por los compuestos más ligeros. La composición del disco que rodeaba al Sol y su dependencia con la distancia a la protoestrella marcó en última instancia qué tipos de planetas podían formarse.
Más allá de unas 5 unidades astronómicas pudieron condensarse la mayoría de gases. Puesto que, después del hidrógeno y el helio, los siguientes elementos más abundantes en aquella nube (y en el universo) eran el carbono, el nitrógeno y el oxígeno, lo que se formó eran gases y compuestos formados por combinaciones de estos elementos, como el agua (H2O), el amoníaco (NH3) o el metano (CH4). Puesto que a estas distancias había mucho más material disponible, los planetas que se formaron lo hicieron mucho más rápido que en el interior, donde el material escaseaba.
Los planetas que aquí se formaron, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, tienen gigantescas atmósferas compuestas precisamente de hidrógeno, helio y los tres compuestos mencionados, con pequeñísimas cantidades de otros materiales. Estos cuatro planetas debieron capturar la gran mayoría del gas presente y el resto de cuerpos que se formaron en esta región acabaron teniendo un tamaño mucho menor.
Sin embargo, aunque la apariencia de las grandes lunas de los gigantes gaseosos y de los planetas enanos que orbitan más allá de estos sea similar a la de los planetas rocosos, su composición es muy diferente. La densidad de estos cuerpos los delata. Los cuatro planetas terrestres tienen densidades superiores a las de cualquier luna, planeta enano de las afueras.
Mercurio es el planeta más denso, Venus y la Tierra le siguen de cerca y Marte es el menos denso de los cuatro. Esta tendencia cuadra perfectamente con lo que hemos explicado antes. A la distancia de Mercurio sólo los metales más pesados podrían resistir en forma sólida, mientras que a la distancia de Marte algunos materiales más ligeros podían estar presentes.
Mientras que Mercurio, Venus y la Tierra están formados por grandes cantidades de hierro, silicio, magnesio y aluminio, las grandes lunas del sistema solar como Ganímedes, Titán o Tritón, e incluso Plutón, tiene mucha más proporción de hielo de agua o nitrógeno.
Tras la rápida formación de los gigantes gaseosos, el resto de planetesimales que no orbitaban a su alrededor, se vieron zarandeados violentamente. Algunos de ellos acabaron siendo expulsados a regiones todavía más lejanas, mientras que otros cayeron al interior del sistema solar. Fue esto último lo que creemos dotó a los planetas interiores del material ligero, como el agua, tras su formación.
Algunos de estos planetesimales sobrevivieron y forman lo que hoy en día conocemos como el cinturón de Kuiper, una banda repleta de asteroides compuestos principalmente de hielos y materiales ligeros. Toda esta interacción con posiblemente millones y miles de millones de planetesimales perturbó también a los propios gigantes, que vieron cómo sus órbitas crecían durante el proceso. Júpiter apenas se alejó unos pocos millones de kilómetros del Sol, mientras que Neptuno pudo haber visto su órbita aumentada en unos mil millones de kilómetros, o casi 10 unidades astronómicas.
Referencias: Montmerle, Thierry et al, 2006, “Solar System Formation and Early Evolution: the First 100 Million Years”. Earth, Moon, and Planets. 98 (1–4), doi:10.1007/s11038-006-9087-5