El Polvo del que estamos hechos

Hace unos cinco mil millones de años, la zona conocida como El Sistema Solar era una extensa nube de gas y polvo.

La composición de esta nube era casi la misma que en la actualidad compone toda la materia del universo, es decir, un 92% de Hidrógeno, 7% de Helio y un 1% de los demás elementos.

De ese 1%, había aproximadamente un 50% de oxígeno, 20% de Neón, 15% de Nitrógeno, 8% de Carbono, 2% de Silicio, 2% de Magnesio, 1,5% de Hierro, 1% de Azufre, y el 0,5% restante era una mezcla de Argón, Aluminio, Calcio, Sodio, Níquel, Fósforo y demás elementos en proporciones cada vez menores.

Pero aunque estos eran los elementos básicos, el espacio interestelar también permitía la formación de compuestos químicos más complejos. Así, una gran parte del oxígeno, nitrógeno y carbono existentes reaccionaron con el hidrógeno, mucho más abundante, para formar moléculas de agua, amoníaco y metano, y otras aún más complejas.

 

Corrientes y Remolinos Espaciales

Las partículas de gas en el espacio vibran constantemente debido a su temperatura, mientras más calientes estén más vibran y eso hace que las partículas de gas tienden a chocar y rebotar intentando expandirse lo máximo posible.

Pero al mismo tiempo, una nube de gas y polvo de tamaño suficientemente grande genera una fuerza gravitatoria sobre su entorno, y esa fuerza gravitatoria hace que las partículas de gas y polvo situadas en la periferia tiendan a caer hacia el centro de gravedad de la nube.

Curiosamente, las partículas situadas en el centro de la nube experimentan una atracción desde todas las direcciones, por consiguiente su tendencia resultante es que no experimenta ninguna reacción a su entorno. Son las partículas situadas en la periferia las que experimentan una atracción desde una dirección nada más, y eso hace que reaccionen intentando caer en dirección al centro de gravedad de la nube.

Las dos tendencias contrapuestas, la vibración caótica que intenta expandir el gas y la fuerza gravitatoria que intenta contraerlo, hace que las partículas de gas choquen continuamente entre sí, y esto provoca roturas de moléculas y formación de iones con cargas eléctricas. Estas cargas eléctricas generan campos magnéticos y provocan que las partículas cercanas reorienten su movimiento haciendo que las partículas de gas de una misma zona adquieran un movimiento solidario, casi como si estuvieran atadas por hilos invisibles, formando una corriente que, al chocar con otras corrientes se desvian y unen para formar corrientes más intensas.

Simultáneamente el choque de partículas de gas y polvo en el interior de la nebulosa solar genera cargas de electricidad estática, tal como las nubes en la atmósfera van acumulando electricidad estática hasta que tienen que liberarla en forma de rayo. El efecto combinado de las cargas estáticas y las corrientes de polvo provocaron campos magnéticos que reorientaron las órbitas de casi todas las partículas de la nebulosa para hacerlas girar en la misma dirección.

 Así, la nebulosa solar se convirtió en un disco plano y giratorio con un acusado abultamiento en el centro, con un aspecto muy similar al de nuestra propia galaxia.

En este disco de gases se volvió a repetir, a escala más reducida, el mismo proceso formándose nubes más pequeñas que giraban sobre sí mismas al tiempo que se trasladaban alrededor de la nube central.

 

La Fase de Acreción Browniana

Las partículas de polvo o gas experimentan una vibración conocida como Movimiento Browniano que depende de la temperatura de las partículas. Este movimiento browniano hace que las partículas de polvo se vean constantemente golpeadas desde todas direcciones por las moléculas de gas que las rodean.

Pero cuando dos partículas de polvo están bastante cerca la una de la otra, entre ellas hay pocas moléculas de gas, y eso hace que las partículas se vean más golpeadas desde el exterior que desde el interior, con lo que el resultado es que ambas partículas acaban adheridas por la 'fuerza browniana'.

De esa forma, de la nube de gas y polvo original, se formaron los primeros conglomerados de partículas, atraídas no por la gravedad, aún insuficiente para afectarlas, sino por la agitación browniana que las rodea.

Conforme pasa el tiempo, el conglomerado va aumentando de tamaño en formas aleatorias dándole un aspecto esponjoso, con las partículas unidas entre sí en largos hilos, superficies y sólidos pero dejando entre ellos numerosos huecos de formas y tamaños aleatorios. Uno de estos conglomerados podía llegar a adquirir un tamaño de varios cientos de metros, hasta kilómetros de diámetro, teniendo una masa muy reducida, ya que su interior era tan ligero como la espuma, tan débil como un castillo de naipes, tan inconsistente como una nube de humo y polvo. Pero aunque inconsistente, al alcanzar determinado tamaño su masa ya podía ser de varios cientos de kilos, capaces de provocar una atracción gravitatoria muy débil sobre su entorno.

Atraídos por esa masa, las partículas de hielo y polvo que formaban parte de la periferia de esa estructura, comenzaron a hacer presión sobre las partículas situadas más cerca del centro. Mientras la fuerza gravitatoria era menor que la fuerza browniana, la estructura esponjosa se conservaba estable e iba creciendo con la acreción de otras partículas, pero al alcanzar un determinado tamaño la fuerza gravitatoria fue mayor que la fuerza browniana y las nuevas partículas comenzaron a romper las uniones brownianas que tenían bajo ellas provocando un derrumbabiento desde la superficie hacia el centro de la estructura.

En cuestión de pocas horas, la estructura esponjosa de gas y polvo que había adquirido un tamaño de varios centenares de metros se derrumbó sobre su centro generando una bola de polvo similar a la que saldría de una aspiradora de un tamaño de unos pocos metros.

 

La Fase de Acreción Gravitatoria

La fuerza gravitatoria siguió atrayendo partículas de su alrededor, volviéndose cada vez más intensa y aumentando la densidad y presión ejercida sobre su centro.

Como los átomos llevaban un movimiento propio antes de comenzar a caer, las partículas que se iban uniendo a estas primitivas bolas de polvo no impactaban directamente hacia el centro gravitatorio, sino que al chocar le imprimían un efecto de giro. Como cada partícula tendría una velocidad y ángulo de caída prácticamente aleatorios, la media de numerosos impactos debería tender a cero, pero la realidad es que muchos de esos embriones de planetas estaban girando sobre un eje, y al recibir un impacto lo bastante fuerte girarían sobre otro eje diferente, pero era muy improbable que un planeta se mantuviera sin tener una, aunque fuera mínima, rotación.

Conforme el tamaño de estas bolas de polvo aumentaba, hasta alcanzar de nuevo tamaños de varios centenares de metros, la presión de las capas externas sobre las internas fue aumentando y compactando el polvo. Mientras más grande era un planetesimal mayor era su densidad interna y mayor su capacidad de atraer a otros cuerpos y seguir creciendo. Los choques entre cuerpos celestes al principio eran muy lentos, su tamaño era escaso y la fuerza gravitatoria muy débil, por lo que un choque entre dos planetesimales en esta fase se parecería más a dos gotas de agua uniéndose en una sola. Pero conforme el tamaño iba creciendo la fuerza gravitatoria era mayor y los choques comenzaron a ser más y más violentos.

Mientras más grande fuera un planetesimal, más probable resultaba que atrajera a otros cuerpos, de ahí que aunque todas los cuerpos tendían a crecer, los más grandes crecían mucho más rápido que los más pequeños, aumentando su fuerza gravitatoria y su densidad y atrayendo a los planetesimales más pequeños.

Al cabo de varios millones de años de caos orbital quedaron apenas unos pocos miles de planetesimales, los más grandes y abundantes a unos 700-1000 Gm (Giga metros = Millones de Kms) de distancia del centro nebular, los demás en tamaños y cantidades menores conforme se acercaban o alejaban del centro de la nebulosa solar.

Escrito y Publicado el 11 de Abril de 2007

Las Orbitas Planetarias

En esta zona intermedia, a mitad de camino entre el centro de la nebulosa solar y su borde externo, se habían formado dos planetesimales muy grandes que, conforme pasaban cerca de otros más pequeños los engullían aumentando aún más su tamaño.

Estos planetesimales llegaron a hacerse tan grandes que su fuerza gravitatoria también llegó a afectar a la mayor parte del sistema solar eliminando muchos planetesimales lejanos por efecto de la Resonancia Orbital Gravitatoria.

Si un planeta pequeño tuviera un período orbital tal que su año durase exactamente el doble, el triple, el cuádruplo, ... o la mitad, un tercio, un cuarto, ... o, en general un múltiplo o fracción exacta de un planeta de mayor tamaño, eso haría que cada X años su distancia relativa más corta coincidiera en la misma zona del espacio. El efecto gravitatorio en cada encuentro provocaría una leve alteración (cuestión de centímetros) en la órbita del planeta menor y este efecto se iría acumulando en órbitas sucesivas haciendo que su órbita se fuese alargando o achatando. El efecto es acumulativo, y mientras más deformada esté la órbita mayor será el efecto en los siguientes acercamientos, hasta que al cabo de pocos miles o decenas de miles de años esta deformación orbital le llevaría al punto de cruzarse con la órbita de otros planetas con órbita circular y eventualmente chocando con ellos.

En cambio, un planeta cuya órbita no coincidiera con ningún múltiplo ni divisor exacto de la órbita de los planetas gigantes, aunque en cada acercamiento sufriría una leve alteración, como este acercamiento se produciría siempre en distintas posiciones de la órbita las alteraciones tenderían a anularse entre sí y, de hecho, la tendencia sería más bien a estabilizar y hacer más circular la órbita del planeta menor.

De esa forma, la existencia de los planetas más masivos (Júpiter y Saturno) provocó que determinadas órbitas, tanto en su interior como en su exterior, quedaran vacías y los restos se estrellaran con ellos o, al pasar cerca unos de otros, se desviaran hacia órbitas cuyo período orbital no coincidiera con ningún múltiplo ni divisor exacto de los de los planetas gigantes.

Al final, tras varios millones de años de evolución planetaria, el sistema solar quedó compuesto por un centro masivo, dos o tres planetesimales gigantescos y varios planetesimales menores que viajaban en órbitas más o menos estables.

Escrito y Publicado el 13 de Abril de 2007

 

La Formación de los Planetas

Los planetesimales eran en principio nubes de gas y polvo que se formaron al principio por la fuerza electrostática de sus partículas. Después, al adquirir cierto tamaño y masa, por su propia fuerza gravitatoria.

En este proceso de condensación de una nube de gas y polvo se producía un efecto de retroalimentación. La mayor condensación aumentaba la presión interior, lo cual aumentaba la atracción gravitatoria que la masa interna ejercía sobre la masa periférica y esto a su vez provocaba más condensación de materia.

De esa forma los planetesimales se fueron haciendo cada vez más densos y los materiales que los componían comenzaron a diferenciarse.

Debido a la fuerza gravitatoria los materiales más pesados, principalmente el Hierro y el Níquel, tendían a hundirse hacia el interior de la nube mientras que los más ligeros, como silicatos y gases, permanecían en el exterior.

 

El Corazón Radiactivo de los Planetas

Entre los elementos más pesados que el hierro se encontraba una cierta cantidad de elementos radiactivos, como Uranio, Torio o Potasio. La proporción era mínima, hacía falta reunir cuatro Billones de átomos al azar para encontrar uno solo de uranio, pero la cantidad de átomos de cada planetesimal era gigantesca, había más que suficiente como para encontrar millones de toneladas de uranio incluso en los planetesimales del tamaño de la Luna. Al ir hundiéndose toda esa cantidad de Uranio y otros elementos radiactivos en el planetesimal, la radiactividad produjo el calentamiento de la materia circundante, lo cual ocasionó la fusión de los elementos que se habían “aglomerado” acelerando su propio hundimiento al mismo tiempo que los elementos y compuestos más ligeros flotaban hacia la superficie.

Pero al llegar al centro del planeta la concentración de elementos radiactivos fue cada vez mayor hasta alcanzar la masa crítica.

Los elementos radiactivos que formaban parte del planeta cuando se formó eran átomos y partículas sueltas, separadas entre sí. Cuando el planeta se fundió estos átomos empezaron a hundirse y concentrarse y en cuanto la concentración de elementos radioactivos fuese suficiente entrarían en explosión. Con 6.000 Km de magma por encima la explosión no es suficiente para destruir el planeta, así que se mantiene contenida en el núcleo planetario generando una gran cantidad de calor que se ha mantenido hasta ahora.

En realidad, todos los cuerpos grandes del sistema solar que hayan pasado por un proceso de fusión deben tener un núcleo radioactivo, pero en los más pequeños como la Luna y Marte el combustible atómico ya se habrá consumido, llevando al planeta a su enfriamiento definitivo y a que su temperatura dependa sólo de la radiación solar, pero los planetas mayores aún mantienen suficiente combustible atómico para estar más calientes de lo que estarían si su calor solo dependiera de la radiación solar. De ahí que se haya comprobado, por ejemplo, que Júpiter emite más radiaciones de las que recibe desde el Sol, ya que si solo un átomo de cada cuatro billones de átomos de polvo espacial es uranio, la masa de Júpiter es lo bastante grande como para que en su formación integrara cientos de millones de toneladas de elementos radioactivos que al fundirse el planeta se hundieron hasta formar en su centro una masa radioactiva de al menos cien kilómetros de diámetro y que en esa concentración generaran una reacción atómica que aún se mantendrá por varios miles de millones de años.

El núcleo atómico de la Tierra es bastante más pequeño, unos pocos kilómetros de diámetro, y lleva ardiendo más de cuatro mil millones de años, pero no tenemos medio aún de saber cuándo empezará a agotarse propiciando el enfriamiento definitivo del interior de la Tierra.

Escrito y Publicado el 24 de Abril de 2007

 

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