Por Elena Soria
Colaboración de la Sociedad Astronómica de Aguascalientes

Hay dos ambientes distintos en los que se pueden formar estrellas de baja masa, como nuestro Sol.

El primero es un proceso lento, en el que una nube molecular se va colapsando poco a poco, sin perturbaciones, creando una por una a las estrellas.

El propio Newton había sugerido que el Sistema Solar podía haberse formado a partir de una tenue nube de gas y polvo, que se hubiera condensado lentamente bajo la atracción gravitatoria. A medida que las partículas se aproximaban, el campo gravitatorio se habría hecho más intenso, la condensación se habría acelerado hasta que, al fin, la masa total se habría colapsado, para dar origen a un cuerpo denso (el Sol), incandescente a causa de la energía de la contracción.

El segundo de los ambientes es un proceso catastrófico. En este último caso se forman regiones más masivas que dan lugar a la creación no sólo de estrellas de baja masa sino también a estrellas muy masivas y luminosas. Estas últimas regiones son muy distintas, porque una vez que se forma una estrella muy masiva, ésta comienza a lanzar grandes cantidades de energía que, a su vez, cambian completamente la forma en la que se crean otras estrellas, como el Sol, en el ambiente que las rodea.

En el Siglo XVI se suponía que aun la historia de la Tierra estaba llena de violentas catástrofes. Una teoría que gozó del favor popular fue la propuesta por el naturalista francés Georges-Louis Leclerc de Buffon, quien afirmaba, en 1745, que el Sistema Solar había sido creado a partir de los restos de una colisión entre el Sol y un cometa.

Naturalmente, Buffon implicaba la colisión entre el Sol y otro cuerpo de masa comparable. Llamó a ese otro cuerpo cometa.

Teorías sobre la formación del sistema solar

Hay cinco teorías que son todavía consideradas 'razonables', puesto que explican muchos de los fenómenos que exhibe el Sistema Solar.

1. La teoría de Acreción. Esta asume que el Sol pasó a través de una densa nube interestelar, y emergió rodeado de un envoltorio de polvo y gas.
2. La teoría de los Proto-planetas. Esta asume, que inicialmente hay una densa nube interestelar, que eventualmente producirá un cúmulo estelar.
3. La teoría de Captura. Esta teoría es una versión de la de Jeans, en la que el Sol interactúa con una proto-estrella cercana, sacando un filamento de materia de la proto-estrella.
4. La teoría Laplaciana Moderna. Laplace, en 1796, sugirió primero que el Sol y los planetas se formaron en una nebulosa en rotación que se enfrió y colapsó. Se condensó en anillos que eventualmente formaron los planetas, y una masa central que se convirtió en el Sol.
5. La teoría de la Nebulosa Moderna. Los planetas se originaron a partir de un denso disco, formado a partir del material de la nube de polvo y gas, que colapsó para formar el Sol.
   La densidad de este disco debe ser suficientemente alta como para permitir la formación de los planetas, y suficientemente baja, como para que la materia residual sea soplada hacia afuera por el Sol, al incrementarse su producción de energía.

Precisiones sobre estas teorías
Hipótesis Nebular

En años recientes, los astrónomos han propuesto que la fuerza iniciadora de la nebulosa en movimiento debería ser una explosión de supernova. Cabe imaginar que una vasta nube de polvo y gas que ya existiría, relativamente incambiada, durante miles de millones de años, habría avanzado hacia las vecindades de una estrella que acababa de explotar como una supernova. La onda de choque de esta explosión, la vasta ráfaga de polvo y gas que se formaría a su paso a través de la nube casi inactiva a la que comprimiría esta nube, intensificando así su campo gravitatorio e iniciando la condensación que conllevaría a la formación de una estrella.

Si ésta era la forma en que se había creado el Sol, ¿qué ocurría con los planetas? ¿De dónde procedían? El primer intento para conseguir una respuesta fue adelantado por Immanuel Kant en 1755 e, independientemente, por el astrónomo francés y matemático Pierre Simón de Laplace, en 1796. La descripción de Laplace era más detallada.

De acuerdo con la descripción de Laplace, la enorme nube de materia en contracción se hallaba en fase rotatoria al empezar el proceso. Al contraerse, se incrementó su velocidad de rotación, de la misma forma que un patinador gira más de prisa cuando recoge sus brazos. (Esto es debido a la conversión del momento angular. Puesto que dicho momento es igual a la velocidad del movimiento por la distancia desde el centro de rotación, cuando disminuye tal distancia se incrementa, en compensación, la velocidad del movimiento.)

Y, según Laplace, al aumentar la velocidad de rotación de la nube, ésta empezó a proyectar un anillo de materia a partir de su ecuador, en rápida rotación. Esto disminuyó en cierto grado el momento angular, de tal modo que se redujo la velocidad de giro de la nube restante; pero al seguir contrayéndose, alcanzó de nuevo una velocidad que le permitía proyectar otro anillo de materia. Así, el coalescente Sol fue dejando tras sí una serie de anillos (nubes de materia, en forma de rosquillas), anillos que - sugirió Laplace - se fueron condensando lentamente, para formar los planetas; con el tiempo, éstos expelieron, a su vez, pequeños anillos, que dieron origen a sus satélites.

La hipótesis nebular de Laplace parecía ajustarse muy bien a las características principales del Sistema Solar, e incluso a algunos de sus detalles. Por ejemplo, los anillos de Saturno podían ser los de un satélite que no se hubiera condensado. (Al unirse todos, podría haberse formado un satélite de respetable tamaño.) De manera similar, los asteroides que giraban, en cinturón alrededor del Sol, entre Marte y Júpiter, podrían ser condensaciones de partes de un anillo que no se hubieran unido para formar un planeta. Y cuando Helmholtz y Kelvin elaboraron unas teorías que atribuían la energía del Sol a su lenta contracción, las hipótesis parecieron acomodarse de nuevo perfectamente a la descripción de Laplace.

Objeciones a esta teoría

La hipótesis nebular mantuvo su validez durante la mayor parte del siglo XIX. Pero antes de que éste finalizara empezó a mostrar puntos débiles. En 1859, James Clerk Maxwell, al analizar de forma matemática los anillos de Saturno, llegó a la conclusión de que un anillo de materia gaseosa lanzado por cualquier cuerpo podría condensarse sólo en una acumulación de pequeñas partículas, que formarían tales anillos, pero que nunca podría formar un cuerpo sólido, porque las fuerzas gravitatorias fragmentarían el anillo antes de que se materializara su condensación.

También surgió el problema del momento angular. Se trataba de que los planetas, que constituían sólo algo más del 0,1% de la masa del Sistema Solar, ¡contenían, sin embargo, el 98% de su momento angular! En otras palabras: el Sol retenía únicamente una pequeña fracción del momento angular de la nube original.

¿Cómo fue transferida la casi totalidad del momento angular a los pequeños anillos formados a partir de la nebulosa? El problema se complica al comprobar que, en el caso de Júpiter y Saturno, cuyos sistemas de satélites les dan el aspecto de sistemas solares en miniatura y que han sido, presumiblemente, formados de la misma manera, el cuerpo planetario central retiene la mayor parte del momento angular.

Teoría Planetesimal

A partir de 1900 perdió tanta fuerza la hipótesis nebular, que la idea de cualquier proceso evolutivo pareció desacreditada para siempre. El escenario estaba listo para la resurrección de una teoría catastrófica.

En 1905, dos sabios americanos, Thomas Chrowder Chamberlin y Forest Ray Moulton, propusieron una nueva, que explicaba el origen de los planetas como el resultado de una cuasicolisión entre nuestro Sol y otra estrella. Este encuentro habría arrancado materia gaseosa de ambos soles, y las nubes de material abandonadas en la vecindad de nuestro Sol se habrían condensado luego en pequeños planetesimales, y éstos, a su vez, en planetas. Ésta es la hipótesis planetesimal.

Respecto al problema del momento angular, los científicos británicos James Hopwood Jeans y Harold Jeffreys propusieron, en 1918, una hipótesis de manera, sugiriendo que la atracción gravitatoria del Sol que pasó junto al nuestro habría comunicado a las masas de gas una especie de impulso lateral, motivo por el cual les habría impartido un momento angular. Si tal teoría catastrófica era cierta, podía suponerse que los sistemas planetarios tenían que ser muy escasos. Las estrellas se hallan tan ampliamente espaciadas en el Universo, que las colisiones estelares son 10, 000 veces menos comunes que las de las supernovas, las cuales, por otra parte, no son, en realidad, muy frecuentes. Según se calcula, en la vida de la Galaxia sólo ha habido tiempo para diez encuentros del tipo que podría generar sistemas solares con arreglo a dicha teoría.

Objeciones a esta teoría

Sin embargo, fracasaron estos intentos iniciales para asignar un papel a las catástrofes, al ser sometidos a la comprobación de los análisis matemáticos. Russell demostró que en cualquiera de estas cuasi-colisiones, los planetas deberían de haber quedado situados miles de veces más lejos del Sol de lo que están en realidad.

Por otra parte, tuvieron poco éxito los intentos de salvar la teoría imaginando una serie de colisiones reales, más que de cuasicolisiones. Durante la década iniciada en 1930, Lyttleton especuló acerca de la posibilidad de una colisión entre tres estrellas, y, posteriormente, Hoyle sugirió que el Sol había tenido un compañero, que se transformó en supernova y dejó a los planetas como último legado. Sin embargo, en 1939, el astrónomo americano Lyman Spitzer demostró que un material proyectado a partir del Sol, en cualquier circunstancia, tendría una temperatura tan elevada que no se condensaría en planetesimales, sino que se expandiría en forma de un gas tenue. Aquello pareció acabar con toda la idea de catástrofe.

Y, así, una vez se hubo acabado con la teoría planetesimal, los astrónomos volvieron a las ideas evolutivas y reconsideraron la hipótesis nebular de Laplace.

La teoría de Weizsácker

Por entonces se había ampliado enormemente su visión del Universo. La nueva cuestión que se les planteaba era la de la formación de las galaxias, las cuales necesitaban, naturalmente, mayores nubes de gas y polvo que las supuestas por Laplace como origen del Sistema Solar. Y resultaba claro que tan enormes conjuntos de materia experimentarían turbulencias y se dividirían en remolinos, cada uno de los cuales podría condensarse en un sistema distinto.

En 1944, el astrónomo alemán Cari F. von Weizsácker llevó a cabo un detenido análisis de esta idea. Calculó que en los remolinos mayores habría la materia suficiente como para formar galaxias. Durante la turbulenta contracción de cada remolino se generarían remolinos menores, cada uno de ellos lo bastante grande como para originar un sistema solar (con uno o más soles). En los límites de nuestro remolino solar, esos remolinos menores podrían generar los planetas. Así, en las uniones en las que se encontraban estos remolinos, moviéndose unos contra otros como engranajes de un cambio de marchas, se formarían partículas de polvo que colisionarían y se fundirían, primero los planetesimales y luego los planetas.

La teoría de Weizsácker no resolvió por sí sola los interrogantes sobre el momento angular de los planetas, ni aportó más aclaraciones que la versión, mucho más simple, de Laplace. El astrofísico sueco Hannes Alfven incluyó en sus cálculos el campo magnético del Sol. Cuando el joven Sol giraba rápidamente, su campo magnético actuaba como un freno moderador de ese movimiento, y entonces se transmitiría a los planetas el momento angular.

Tomando como base dicho concepto, Hoyle elaboró la teoría de Weizsácker de tal forma, que ésta - una vez modificada para incluir las fuerzas magnéticas y gravitatorias - sigue siendo, al parecer, la que mejor explica el origen del Sistema Solar.

Hay evidencia de que esta teoría puede ser correcta, pues vemos discos protoplanetarios alrededor de otras estrellas.