Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno (no, Plutón sigue sin ser un planeta). Esta famosa alineación condensaba hasta hace apenas unas décadas todo nuestro entendimiento sobre la formación de sistemas planetarios. Los cuatro planetas interiores son rocosos y con masas similares a la de la Tierra, mientras que los cuatro exteriores son gigantes gaseosos. Además de los planetas, es preciso mencionar el cinturón de asteroides, entre Marte y Júpiter; el cinturón de Kuiper, hogar de los planetas enanos (ejem, Plutón); y ya en los confines del Sistema Solar, la nube de Oort, refugio de los cometas. Pero los avances recientes en el estudio de exoplanetas revelan que el Sistema Solar es altamente peculiar, en particular porque lo más habitual es encontrar ‘súper Tierras’ o incluso planetas como Júpiter más cerca del Sol que el propio Mercurio. Al incorporar estos avances observacionales a los modelos teóricos de formación del Sistema Solar, este es el escenario que emerge.
El Sol se formó hace aproximadamente 4600 millones de años a partir de una nube de gas y polvo en rotación que colapsó por el efecto de su propia gravedad y, en el proceso, dio lugar a un disco protoplanetario denso y caliente. Al interaccionar con el gas, los granos de polvo comenzaron una incesante deriva hacia el interior del disco, al mismo tiempo que sufrían un proceso de aglomeración a base de colisiones, pasando así de tamaños de apenas centímetros a planetesimales de centenares de kilómetros. Cerca del (proto)Sol las elevadas temperaturas evaporaron los gases, dando lugar a embriones planetarios rocosos. Los planetoides más lejanos, en cambio, consiguieron además aglutinar gases helados. Los hielos facilitaron un crecimiento mucho más eficiente de estos protoplanetas, que alcanzaron en menos de un millón de años masas superiores a la de varias Tierras. En comparación, los embriones en las zonas internas del joven Sistema Solar no superaban la décima parte de la actual masa terrestre. De ahí en adelante estos núcleos masivos, y en particular el que daría lugar a Júpiter, bloquearon el flujo de planetesimales hacia el interior del disco, cortando así el suministro a los planetas rocosos.
Las interacciones entre Júpiter y el disco gaseoso forzaron una migración del mayor de los planetoides hacia el Sol, y en ese viaje fue barriendo con todo lo que encontró a su paso. El gran damnificado fue Marte que, estando destinado a crecer como la Tierra, acabó siendo muchísimo menor al no poder incorporar más planetesimales. Es probable que Júpiter hubiera continuado su devastadora aproximación al Sol, como ocurre en otros sistemas planetarios, pero, por suerte para la Tierra, su descenso se vio frenado por Saturno. El caso es que el segundo planeta en tamaño también migró, pero lo hizo más rápidamente. Convenientemente, el sentido de la migración cambió al aproximarse los dos planetas y ambos retrocedieron hasta sus posiciones actuales, dejando atrás un planeta lisiado y el cinturón de asteroides como recordatorio de su incursión. Poco tiempo después el gas del disco se disipó y a los cinco millones de años los gigantes gaseosos habían completado su formación. No así los planetas rocosos, que aún estarían creciendo a base de colisiones entre planetesimales durante los próximos cincuenta o cien millones de años.
Pero en algún momento de ese corto (en escalas astronómicas) periodo las periferias del Sistema Solar se volvieron inestables. ¿La causa? El incesante intercambio de energía, a lo largo de innumerables órbitas, entre los planetas gaseosos y el disco externo de planetesimales. ¿El resultado? Una migración brutal de los dos gigantes helados, en la que Neptuno no solo duplicó su distancia al Sol, sino que además intercambió posiciones con Urano. En el proceso, el eje de rotación de Urano se inclinó perpendicularmente al del resto de planetas y el disco externo de planetesimales se dispersó casi por completo—esculpiendo el cinturón de Kuiper y poblando la nube de Oort.
Durante los últimos 4500 millones de años la estructura del Sistema Solar ha permanecido esencialmente inalterada. De no haber sido así, lo más probable es que ni usted estaría leyendo este artículo, ni yo lo habría escrito.
BIOGRAFÍA: Rubén Sánchez Janssen es un astrofísico lagunero que se licenció y doctoró por la Universidad de La Laguna, con un proyecto de tesis desarrollado en el Instituto de Astrofísica de Canarias. Tras estancias postdoctorales en el Observatorio Europeo Austral (ESO, Chile) y el Instituto de Astrofísica Herzberg (Canadá), actualmente forma parte de la plantilla del Observatorio Real de Edimburgo, en Escocia. Allí divide su tiempo entre el desarrollo de nueva instrumentación astronómica para grandes telescopios, como el ELT, y el estudio de galaxias, sus satélites y sus cúmulos estelares.
*Adriana de Lorenzo-Cáceres Rodríguez, natural de Santa Cruz de Tenerife, es la coordinadora de Gaveta de Astrofísica. Licenciada y Doctora en Física por la Universidad de La Laguna con un proyecto de investigación sobre galaxias desarrollado en el Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC), ha sido investigadora postdoctoral en la Universidad de St Andrews (Escocia), la Universidad de Granada, la Universidad Nacional Autónoma de México y el IAC. Actualmente trabaja en la Universidad Complutense de Madrid. Es miembro de la Comisión Mujer y Astronomía de la Sociedad Española de Astronomía y del equipo editorial de su boletín bianual.
