SOBRE LAS DIMENSIONES Y EL ORIGEN DEL SISTEMA SOLAR


SOBRE LAS DIMENSIONES Y EL ORIGEN DEL SISTEMA SOLAR

INTRODUCCIÓN

EN 1650 James Ussher (1581-1656), arzobispo de Armagh, Irlanda, dijo que la creación del mundo había ocurrido el año 4 004 a.C. Este personaje fue experto en lenguas semíticas, lo que le permitió realizar diversos estudios sobre los textos bíblicos, entre los que se cuentan sus investigaciones cronológicas. Sumando las edades que el antiguo Testamento asigna a los diferentes patriarcas, calculó que el mundo había sido creado por Dios precisamente en esa fecha.

Un enfoque diferente del mismo problema, que pronto demostró ser muy valioso para el desarrollo científico, fue el que siguieron aquellos que comenzaron a estudiar la Tierra como un sistema dinámico. Desde siempre nuestro planeta ha experimentado gran variedad de fenómenos naturales que están modificando continuamente su superficie. Tal es el caso de la erosión eólica y marina, de las erupciones volcánicas y de los grandes terremotos. Cuando se comenzó a estudiar estos acontecimientos en forma científica se encontró que la Tierra ha experimentado grandes transformaciones, como lo demuestran formaciones geológicas muy diversas, algunas de las cuales comenzaron a conocerse y comprenderse cuando en el siglo XVI la minería inició la explotación intensiva del subsuelo (figura 37). También la existencia de restos fósiles de plantas y animales sirvió para obtener pruebas que señalaban que la Tierra era en realidad mucho más antigua de lo que había encontrado Ussher.

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Figura 37. Ilustración de excavaciones subterráneas aparecida en De Re Metallica, obra publicada en 1556.

Esta segunda forma de ver el problema de la edad de nuestro planeta habría de propiciar finalmente los primeros intentos científicos modernos que trataron de establecer el posible origen de la Tierra. Como se verá en el presente capítulo, la conjunción de datos geológicos y paleontológicos, así como algunas de las características dinámicas presentadas por el movimiento de los planetas y del propio Sol, sirvieron para desarrollar las primeras teorías que buscaron explicar el origen, la edad, la formación y la evolución del Sistema Solar sin basarse en la religión.

ALGUNOS PARÁMETROS BÁSICOS

La medición es el fundamento de todas las ciencias físicas. Sin importar qué tan complejas y elaboradas puedan ser las teorías que pretendan describir la naturaleza, degenerarán en mera especulación si no cuentan con el respaldo de un conjunto de datos determinados por medio de experimentos y observaciones. En el caso de la astronomía el avance logrado en el conocimiento de las propiedades físicas del Universo se debe a que hemos sido capaces de medir cantidades como el tamaño, la masa y la distancia de los diferentes cuerpos celestes que observamos.

Esta característica de la ciencia, de ocuparse de las cualidades mensurables de los objetos que estudia, adquirió mayor importancia a partir del sigloXVI. En el terreno de la astronomía, la antigua necesidad de contar con un valor exacto de la distancia que separa a la Tierra del Sol resurgió como parte del esfuerzo por obtener modelos cosmogónicos congruentes con las observaciones. Para los investigadores de esa época fue claro que para conocer las dimensiones del Sistema Solar, habría primero que determinar bien cuánto medía la distancia que nos separa del Sol. Es importante señalar que se había encontrado una medida tradicional para el radio terrestre que, si bien fue calculado con buen grado de aproximación por Eratóstenes, requería una determinación más precisa, sobre todo desde que se sabía que la Tierra no era una esfera perfecta.

A partir del siglo XVII diversos científicos trabajaron en este problema, destacando las mediciones de Jean Picard (1620-1682) hechas en París, mediante las que determinó la longitud de un arco de meridiano terrestre. También fue importante el enorme esfuerzo realizado por Domenico Cassini (1625-1712), quien coordinó a un grupo grande de investigadores y logró medir el llamado “meridiano de Francia”. Igualmente debe mencionarse aquí el trabajo teórico que sobre la forma de la Tierra desarrolló Claude Clairaut (1713-1765). De estas y otras investigaciones fue posible establecer finalmente que el radio terrestre ecuatorial media 6 378 kilómetros.

Independientemente del modelo utilizado para representar el sistema planetario, el valor absoluto de la unidad astronómica expresado en cualquier tipo de unidades lineales (estadios, leguas, millas, kilómetros, etc.) no puede ser deducido directamente de los trabajos teóricos, razón por la cual fue imprescindible determinarlo en forma indirecta, recurriendo a la medición de otros parámetros observacionales.

Una de esas formas fue medir la paralaje solar, cantidad que se define como el ángulo bajo el cual un observador hipotético localizado en el centro del Sol vería desde ahí el tamaño del radio ecuatorial terrestre. La importancia de esta sencilla definición radica en que una vez que se ha determinado observacionalmente el valor de ese ángulo, puede calcularse en forma muy simple la distancia que separa a la Tierra del Sol. Sin embargo, la pequeñez de esa cantidad angular hace que su determinación no sea tarea fácil, por lo que en la antigüedad fracasaron todos los intentos. Esto resulta evidente en la figura 38 donde, para poder representar en la misma página la configuración geométrica que define a la paralaje solar p, se tuvieron que modificar considerablemente las proporciones que guardan los tamaños de la Tierra y el Sol, así como su separación. Sólo así pudo representarse gráficamente ese ángulo tan pequeño.

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Figura 38. Configuración que muestra lo que es el paralaje solar.

Al trabajar con cantidades angulares de esas dimensiones los errores inherentes al proceso de medición pesan mucho sobre los resultados, pues, por ser del mismo orden que el ángulo que se intenta medir, dificultan la obtención correcta de un valor definitivo para la paralaje. Esta situación, aunada a la baja resolución de los instrumentos astronómicos disponibles, causó que para fines del siglo XVI y principios del XVII circularan en la literatura especializada distintos valores de la unidad astronómica, lo que llevó a una situación muy confusa, pues por esas fechas cada astrónomo de importancia manejaba su propio valor, el que muchas veces era determinado en forma subjetiva. El cuadro 1 muestra algunos de los valores entonces disponibles.

CUADRO 1. ALGUNOS VALORES DE LA DISTANCIA SOL-TIERRA

 


Autor
Unidad astronómica*

Aristarco  

Hiparco

Posidonio

Arquímedes

Tolomeo

Albategnio

Regiomontano

Copérnico

Tycho Brahe

Thomas Digges

Kepler

Hevelio

Riccioli

entre 1 080 y 1 200

un mínimo de 490

1 625

10 000

1 210

1 146

1 070

1 179

1 182

un mínimo de 1 160

3 543

5 301

7 068


*Expresada en radios terrestres.  

 

En el capítulo III se ha visto que el método de la dicotomía lunar desarrollado por Aristarco de Samos, aunque es conceptualmente correcto, en la práctica dejó mucho que desear. Permitió determinar valores que mostraron lo alejado que se encuentra el Sol de nosotros, pero fueron inciertos, ocasionando que los astrónomos renacentistas no tuvieran confianza en ellos y prefirieran utilizar el método de la paralaje solar para intentar determinar correctamente la distancia que hay entre la Tierra y el Sol. Este método fue especialmente útil cuando se generalizó el uso del telescopio como instrumento de observación y de medida.

Como resultado de ambos métodos, y sobre todo después de los cuidadosos trabajos de Tycho y Kepler, lo más que se había podido establecer respecto al valor de la UA fue la magnitud del ángulo p ya mencionado. Ante la imposibilidad de encontrar en forma directa el valor de tan pequeña cantidad, se determinó primero la paralaje de Marte, planeta que por encontrarse más cerca de nosotros que el Sol permitía medir con mayor facilidad el ángulo bajo el cual se ve su radio. La paralaje marciana fue determinado por Domenico Cassini y Jean Richer (1630-1696), quienes midieron las distancias aparentes de Marte a las estrellas fijas en forma simultánea, pero desde diferentes lugares. Cassini lo observó desde París y Richer desde Cayena, Guayana Francesa. La separación de más de 10 000 km entre ambos sitios permitió que esos observadores vieran a Marte sobre un fondo estelar ligeramente distinto. Una vez determinada la diferencia resultante de las dos observaciones, se pudo derivar un mejor valor de la paralaje solar y se estableció que debería tener menos de los nueve segundos de arco.

Edmond Halley propuso en 1691 un método alterno para determinar el valor de la unidad astronómica. Como en su época ya se disponía de relojes que permitían determinar el tiempo con mayor precisión que la que se podía lograr al medir ángulos pequeños, Halley propuso que se midieran con gran exactitud los tiempos de entrada y salida del planeta Venus durante uno de sus tránsitos sobre el disco solar.41[Nota 41] Para obtener un buen resultado sugirió que las observaciones fueran realizadas por el mayor número de astrónomos, y que estos se situaran en diferentes partes de la Tierra, alejados entre sí lo más posible, pero asegurándose de observar el tránsito venusino en forma simultánea. Al cumplir con esos requisitos cada observador vería que la trayectoria seguida por Venus al cruzar frente al brillante disco del Sol sería ligeramente diferente respecto de la observada por los otros (figura 39). Al analizar estadísticamente las diferencias de tiempo de cada observador y conociendo con exactitud su lugar de observación, Halley estimó que sería posible calcular el valor de la paralaje solar con un error de menos del 1%, lo que sin lugar a dudas permitiría establecer con alto grado de exactitud el valor de la UA.

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Figura 39. Representación de cómo verían dos observadores localizados en diferentes partes del globo terrestre un paso de Venus por el disco solar.

Aun cuando los tránsitos del planeta Venus frente al disco del Sol son muy espaciados, de manera un tanto peculiar, ya que en un mismo siglo pueden ocurrir dos de ellos separados por sólo ocho años y después de transcurrir otros 105 años para que el fenómeno se repita (figura 40), gracias a los progresos hechos por Kepler y Newton en mecánica celeste al iniciarse el siglo X y III ya era posible calcular las posiciones planetarias con alta precisión y establecer con gran confiabilidad cuándo tendría verificativo un acontecimiento de esa naturaleza.

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Figura 40. Trayectorias aparentes de Venus sobre el disco del Sol en los últimos cuatro pasos, y en los dos que ocurrirán en el próximo siglo.

Halley, buen conocedor de la obra de Newton, se dedicó a calcular las efemérides para el que habría de ocurrir el 6 de junio de 1761, indicando horas, minutos y segundos de cada una de sus fases, así como los lugares más adecuados para su observación. Aunque él no vivió para verlo, gracias a sus esfuerzos se realizó una campaña internacional de gran magnitud para observar tan esperado fenómeno celeste.

Mientras llegaba la fecha, otros investigadores lograron establecer con precisión la distancia que separa a la Luna de nuestro planeta. En 1752 Louis Lacaille (1713-1762), usando sus observaciones lunares hechas desde el Cabo de Buena Esperanza, en Sudáfrica, y Joseph-Jerome Lalande (1732-1807), con las observaciones que obtuvo desde Berlín, determinaron la distancia Tierra-Luna, así como el diámetro de nuestro satélite, y calcularon que se localiza a 384 403 km (60 radios terrestres), y que su paralaje es de 57.2 segundos de arco, lo que se traduce en un radio lunar de 1 738 km. Estos valores no fueron sustancialmente diferentes de los que se habían obtenido en la antigüedad, pero sí resultaron más precisos, demostrando a los observadores la ventaja de utilizar sistemáticamente los telescopios recién equipados con instrumentos de medición, como el micrómetro.42

El segundo tránsito venusino del siglo XVIII ocurrió el 3 de junio de 1769. Para estudiarlo volvieron a participar astrónomos de los países europeos más desarrollados. Cabe aquí destacar el esfuerzo realizado por el criollo mexicano Joaquín Velázquez de León (1732-1786), quien instalado al norte de San José del Cabo, Baja California, realizó por cuenta propia observaciones exitosas de ese tránsito. Esto le permitió obtener datos que envió a la Academia de Ciencias de París y con los cuales contribuyó al esfuerzo astronómico internacional emprendido para determinar la paralaje solar.

Después de analizar los datos obtenidos por todos los observadores que participaron en el estudio de los tránsitos de 1761 y 1769, se encontró un valor medio para la paralaje solar de 8.55 segundos de arco. Como este dato se obtuvo promediando los diferentes valores reportados por los observadores, tenía asociado una incertidumbre propia de su carácter estadístico que resultó ser igual a 16 centésimas de segundo de arco (0.16″). Al calcular la distancia al Sol, esta pequeñísima cantidad angular se tradujo en un error que resultó ser casi de 5 000 000 de kilómetros. Esta distancia es 16 veces mayor que la que nos separa de la Luna. Evidentemente, un valor tan grande hacía inadmisible el resultado obtenido de la observación de esos dos tránsitos, pues además, como el error en la determinación de la unidad astronómica es acumulativo, entre más alejado se encuentre un planeta del Sol, mayor será el error al determinar su distancia.

Otro logro importante en el conocimiento de las propiedades básicas del Sistema Solar fue la determinación hecha por Henry Cavendish (1731-1810) de la masa absoluta de la Tierra. Como se ha mencionado en el capítulo anterior, Newton, usando la ley de la gravitación y la tercera ley de Kepler, estableció la densidad media de la Tierra y la masa solar expresada en términos de la masa terrestre (véase el Apéndice F). Para determinar en forma absoluta esta última cantidad, se requería conocer el valor experimental de la llamada constante de gravitación G.

En 1798 Cavendish realizó un cuidadoso experimento en el que midió la pequeñísima fuerza de atracción gravitacional ejercida entre pares de esferas metálicas que pesaban apenas unos kilos y que estaban separadas entre sí menos de un metro. Esto le permitió establecer el valor de la constante G y de ahí determinar el valor absoluto de la masa terrestre, que es de 6 000 millones de trillones de toneladas. Con este valor, y sabiendo que la masa solar es 330 000 veces mayor que la de nuestro planeta, se determinó que el Sol tiene una masa de 1.99 x 10 31 kg (19 900 000 000 000 000 000 000 000 000 toneladas), valor verdaderamente inmenso para la escala humana.

Con respecto al valor de la unidad astronómica, a pesar de todos los esfuerzos realizados por los astrónomos del siglo XVIII para encontrar un valor único y confiable, no fue sino hasta el primer tercio de nuestro siglo que se logró determinar, por cierto con métodos diferentes de los propuestos por Halley. En la actualidad se ha establecido que esa distancia es de 149450 000 km, con una incertidumbre de sólo 17 000 km. Con ese valor, Saturno, el más alejado de los planetas conocidos en el siglo XVII, queda ubicado a una distancia media de 1 427 000 000 de kilómetros del Sol, lo que ciertamente dio al Sistema Solar dimensiones antes inconcebibles para esa época.

TEORÍAS SOBRE LA FORMACIÓN DEL SISTEMA SOLAR

Como parte del esfuerzo desarrollado para entender y medir los principales parámetros terrestres y de nuestro entorno planetario, a partir del siglo XVIIsurgieron los primeros intentos científicos modernos que buscaban explicar el origen y la evolución del Sistema Solar. Para lograrlo, los científicos incorporaron entre sus hipótesis los hechos de importancia derivados de las observaciones que entonces se realizaban, tales como la propiedad de las órbitas planetarias de estar contenidas prácticamente en un solo plano, sin desviarse ninguna de ellas más de 7°30′, o como el hecho de que tanto los planetas como sus satélites giran en torno al Sol exactamente en la misma dirección. Atinadamente se pensó que estos hechos no podían ser producto de la casualidad, sino que tenían que ser reflejo de las condiciones que prevalecían cuando se formó el Sistema Solar. Entre los primeros esfuerzos modernos por desarrollar teorías cosmogónicas destacan los de René Descartes (1596-1650), los del conde de Buffon (1707-1788), los de Immanuel Kant (1724-1804) y los de Pierre Simon, conde de Laplace (1749-1827).

Descartes destaca entre los pensadores del siglo XVI pues, además de tratar con profundidad aspectos que ahora pertenecen claramente al campo filosófico, se interesó mucho en el estudio de la naturaleza, buscando establecer una ciencia universal cuyo fundamento fuera el método matemático. En este terreno publicó importantes obras que tratan de óptica, meteorología y geometría, y a él se debe el desarrollo de la llamada geometría analítica.

En 1633 estaba por publicar el libro Le Monde (“El mundo”), en donde exponía sus ideas sobre el movimiento y sobre el sistema copernicano, pero al enterarse de la condena a la que fue sujeto Galileo por la Iglesia prefirió no tener enfrentamientos con ésta y desistió de imprimirlo.

En 1644 publicó los Principia Philosophiae (“Principios de filosofía”), obra dividida en tres partes. La primera trata sobre su doctrina filosófica, y en las otras dos expuso sus ideas acerca de la naturaleza y del cosmos. En ese texto arguyó que, como no es posible pensar en un límite a la extensión del espacio, el Universo debería ser infinito. También afirmó que ese espacio se hallaba lleno de materia, toda del mismo tipo. Negó así la existencia del vacío cósmico.

Aunque toda la materia que ocupaba el Universo era igual, estaba constituida por tres tipos de partículas, cada una con dimensiones diferentes. Las más grandes formaban el material de tipo terrestre y eran las que conferían sus cualidades físicas y químicas a la materia. Las de tamaño intermedio formaban el aire, y se encontraban entremezcladas con partículas terrestres. Finalmente, las de menor tamaño eran las de fuego. Como en la teoría de Descartes no podía existir el vacío, todas esas partículas dotadas de movimiento iban reemplazándose unas a otras de tal manera que el espacio siempre estaba totalmente lleno.

Esta idea y la creencia de que Dios conservaba siempre la cantidad de materia y de movimiento presente en el Universo, llevó a Descartes a desarrollar su teoría de los vórtices o torbellinos (tourbillons), con la que explicó la formación de los cuerpos celestes.

De acuerdo con la manera actual de entender la naturaleza, la teoría de los torbellinos es más especulativa que física, sin embargo, por el enorme prestigio de su autor y por el importante papel que desempeñó como explicación cosmogónica, sobre todo en la Europa continental de los siglosXVII XVIII, pensamos que debe mencionarse. En ella Descartes establece que la materia que formaba originalmente al Universo era uniforme y homogénea, encontrándose animada de movimiento que le había sido proporcionado directamente por Dios, movimiento que se conservaba en su totalidad. Al transcurrir el tiempo, ese movimiento comenzó a causar frotamiento (fricción) entre las tres diferentes partículas que formaban a la materia, propiciando la aparición de inhomogeneidades en ella. Las partes densas (partículas terrestres) comenzaron a moverse más lentamente, favoreciendo la formación de condensaciones que al transcurrir los milenios habrían de convertirse en planetas. Mientras eso ocurría, la materia más ligera (partículas de aire), cuya movilidad era mayor, se mantuvo en estado fluido, dando origen al Sol y a las estrellas. La materia más sutil, formada por partículas de fuego debido a su ligereza, adquirió un movimiento muy rápido que le permitió llenar completamente el Universo sin que en él quedara ninguna discontinuidad. Por la ausencia de vacío, el movimiento surgido en cualquier parte de esa sustancia produciría que la totalidad de la materia cósmica se moviera.

Como no conoció los trabajos sobre las órbitas planetarias desarrollados por Kepler, este filósofo postuló que el movimiento natural que podía surgir en cualquier porción reducida del cosmos era circular. La consecuencia directa de ese hecho fue que la rotación de la materia originada por la fricción entre las diferentes partículas se propagaría a todo el Universo siendo ésa la génesis de los llamados torbellinos cartesianos. Éstos, al desplazarse, arrastrarían consigo cualquier cuerpo sólido. Bajo esa hipótesis, el movimiento celeste era entendido así: el Sol y las estrellas se encontraban inmóviles, localizados en el centro de torbellinos primarios, mientras que los planetas eran arrastrados por éstos, adquiriendo así su movimiento circular. A su vez esos cuerpos celestes se convertían en los centros de remolinos secundarios que arrastraban a los satélites, dándoles también su movimiento. Los torbellinos primarios se encontraban tan separados entre sí que no podían perturbarse mutuamente, razón por la que el Sol no interaccionaba con las demás estrellas. Los cometas, debido a su alta velocidad podían alejarse de los centros de los torbellinos, pasando de uno a otro sin mayor problema.

Aunque este modelo del cosmos fue muy aceptado durante el siglo XVII,tuvo en su contra serias objeciones, siendo la de mayor importancia que no podía ser expresado adecuadamente mediante el lenguaje matemático, razón por la cual no llegó a convertirse en verdadera teoría científica sobre la formación del Universo. Posteriormente Newton demostró que el sistema de vórtices violaba lo establecido por la ley kepleriana de las áreas.

La teoría catastrofista sobre el origen del Sistema Solar debida a Georges Louis Leclerc, conde de Buffon, establecía que los planetas se originaron como consecuencia del violento choque de un cometa con el Sol. Esta colisión expulsó de ambos astros una gran oleada de materia, parte de la cual se perdió en el espacio, mientras que otro tanto quedó atrapada por la atracción solar. Como consecuencia de un choque que no fue frontal, el material cautivo comenzó a girar rápidamente en torno al Sol, propiciando que diversos fragmentos se fueran agregando unos a otros para formar conglomerados mayores que adquirieron forma esférica. Finalmente, al enfriarse y volverse opacos fueron los que dieron origen a los actuales planetas. En forma natural ese mecanismo hizo que todos esos cuerpos se distribuyeran en un mismo plano, girando y trasladándose con igual dirección y sentido que la rotación mostrada por el Sol, la cual apareció en ese astro después del choque. Además de explicar este hecho observacional básico, la teoría catastrofista de Buffon tiene un mérito más, afirmar que la materia que forma a nuestra estrella y a los planetas es la misma, rompiendo así con un dogma surgido en la antigüedad, y que incluso Descartes aceptó, pues, como ya se mencionó, ese pensador consideró que el Sol y las estrellas habían sido formados a partir de un material diferente del que dio origen a los planetas.

Según la teoría de Buffon los fragmentos que se desprendieron del Sol atravesaron la envoltura gaseosa de éste, lo que les permitió atrapar vapor de agua y aire originalmente contenidos en la atmósfera solar. Con esos compuestos, y tras un proceso de enfriamiento, los planetas formaron sus océanos y sus atmósferas.

Para obtener una respuesta cuantitativa sobre la duración de la etapa de enfriamiento planetario, Buffon realizó experimentos muy cuidadosos que le permitieron medir la rapidez con la que se enfriaban bolas incandescentes de hierro de diferentes tamaños. Extrapolando sus resultados de laboratorio a las dimensiones de los cuerpos del Sistema Solar, concluyó que la Luna necesitó 5 000 años para adquirir su aspecto actual, mientras que para la Tierra el proceso de pérdida de calor tomó 75 000 años. En el caso de Júpiter, que es el planeta más grande del sistema, el tiempo de enfriamiento resultó ser de 200 000 años. Aunque ahora se sabe que esos valores en realidad son muy pequeños, la teoría y las mediciones de Buffon fueron de gran valor en su época pues determinaron que la Tierra tenía una edad mínima muy superior a la que los teólogos habían calculado.

La teoría catastrofista partía de un hecho equivocado: considerar la existencia de un cometa de dimensiones mayores que los planetas. En realidad los cometas tienen masas despreciables comparados con aquellos, razón por la cual un choque cometario no podría haber perturbado al Sol, como Buffon suponía. Sin embargo su teoría tuvo el mérito de ser la primera explicación sobre la formación del Sistema Solar que tomó en cuenta verdaderamente los aspectos científicos del problema.

En 1755 apareció la obra Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels (“Historia general de la naturaleza y teoría del cielo”), debida al filósofo Immanuel Kant. En ella ese prestigiado pensador establecía que inicialmente sólo existía una nube difusa de polvo meteórico, formada por granos cuyas formas, dimensiones y densidades eran infinitamente variadas. Estas partículas llenaban por completo el espacio, moviéndose al azar y chocando entre sí a velocidades diversas.

Al paso del tiempo, la fuerza de atracción gravitacional ordenó esa magna confusión y propició que en algunas partes de esa caótica masa polvorienta se produjeran aumentos muy pequeños en densidad, lo que a su vez ocasionó la caída de más partículas hacia esas regiones. De esa manera se fueron formando gigantescas nubes esféricas en las que los elementos más pesados fueron atraídos hacia sus centros. Según Kant, este mecanismo de atracción gravitacional entre partículas de masas y densidades diferentes fue el que originó la formación de las estrellas, y en particular del Sol.

En su caída los elementos pesados apartaron a los ligeros, causándoles una caída oblicua o lateral, que imprimió una rotación que los obligó a moverse en órbitas elípticas en torno a la masa central, formando así corrientes materiales constituidas por los elementos ligeros, que quedaron contenidas prácticamente en un solo plano. En ellas aparecieron finalmente centros secundarios de atracción que, repitiendo el proceso ocurrido cuando se formó el Sol y las estrellas, dieron origen a los planetas y a sus satélites. Como las partículas que formaron el Sol también fueron afectadas por desviaciones, este astro adquirió un movimiento de rotación que posteriormente se reflejó en el sentido en el que giran los planetas en torno a él.

Aunque Kant se preocupó mucho por explicar mediante su modelo la rotación observada del Sol, así como la dirección de giro de los planetas y su localización en el plano de la eclíptica, su teoría no fue satisfactoria pues se demostró que tal esquema era dinámicamente inestable y no podría existir en la naturaleza. A pesar de esa falla de principio, Kant tuvo el mérito de ser el primero en reconocer el importante papel de la gravitación en el proceso de formación de las estrellas, así como en la génesis planetaria, por lo cual no debe extrañarnos que sus hipótesis básicas, modificadas adecuadamente, sigan siendo de utilidad para tratar de entender esos complicados procesos.

En 1796 Laplace dio a conocer la llamada hipótesis de la nebulosa primitiva, mediante la cual también trató de explicar la formación del Sistema Solar. Para evitar los problemas dinámicos a los que tuvo que enfrentarse Kant, Laplace postuló que la nebulosa primigenia se hallaba animada por un lento movimiento de rotación. Suponía la existencia de una nebulosa gaseosa e incandescente con forma de esferoide, en la que la materia que se encontraba distribuida alrededor de la parte central tenía la propiedad de ser menos densa cuanto más alejada se encontraba de ella.

Como se verá más adelante, esta representación no respondía solamente a una idealización, sino que tenía mucho que ver con el descubrimiento de objetos nebulosos que, al ser observados a través de los telescopios más poderosos de esa época, mostraban un panorama que coincidía con la teoría de Laplace. Además de tomar en cuenta ese hecho observacional, este notable astrónomo analizó teóricamente de forma muy rigurosa el papel que tenían en su modelo las fuerzas de fricción, de atracción gravitacional y centrífuga ocasionada por la rotación, siguiendo para ello el formulismo de la mecánica desarrollado por Newton. Quizás por estas razones su modelo tuvo una gran aceptación, manteniéndose vigente por más de cien años.

En esencia, la teoría nebular de Laplace establecía que al paso del tiempo, la nebulosa primitiva se fue condensando por efecto de la fuerza gravitacional generada por su propia masa, que atraía a todas las partículas hacia su centro, lo que a largo plazo ocasionó que la nebulosa originalmente esferoidal adquiriera forma lenticular, teniendo un abultamiento central bien definido. A partir de éste se formó el Sol, también por un proceso de contracción. Al irse contrayendo ese abultamiento, o protosol, fue aumentando su velocidad de rotación, tal y como establecen las leyes de la mecánica, llegando un momento en el que finalmente se rompió el equilibrio entre la fuerza de atracción gravitacional ocasionada por la masa contenida en el abultamiento y la fuerza centrífuga debida a la rotación del material. Este equilibrio entre ambas fuerzas originó que las partes más externas fueran arrancadas del abultamiento, formando así un anillo gaseoso que, una vez desprendido, siguió girando independientemente del resto de la masa que formaba el protosol, pero con la misma dirección y sentido de rotación que tenía la masa central.

Este desprendimiento de materia no impidió que el protosol continuara contrayéndose, lo que volvió a ocasionar que aumentara su velocidad de rotación, llevándolo de nuevo a una situación de desequilibrio que lo obligó a expulsar otro anillo. Este fenómeno se repitió varias veces, lo cual dio origen en cada ocasión a la formación de un nuevo anillo. El proceso se detuvo cuando cesó la contracción que dio origen al Sol. Los anillos, localizados todos en el plano ecuatorial solar fueron quedando separados, con grandes espacios entre ellos. Debido a que estas estructuras carecían de homogeneidad, resultaron inestables, ocasionando que se fraccionaran en porciones de menor tamaño y forma esferoidal que siguieron girando en torno al cuerpo central. El fragmento mayor de cada anillo atrajo hacia sí a los más pequeños, lo que finalmente propició la formación de un planeta que quedó constituido por un núcleo denso, rodeado por una atmósfera incandescente (figura 41).

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Figura 41. Representación de la teoría nebular de Kant-Laplace.

En torno a los planetas se dio el mismo fenómeno de formación de anillos y crecimiento de fragmentos por incorporación de masas menores, y fue así como surgieron los satélites que se encuentran girando alrededor de la Tierra, Júpiter y Saturno.

La existencia del anillo que rodea ecuatorialmente a Saturno fue para Laplace la confirmación de su hipótesis. Como mecánicamente los anillos sólo pueden existir si son completamente homogéneos, y puesto que por su propio proceso de formación es improbable que esto ocurra, Laplace arguyó que Saturno era el único ejemplo que quedaba en todo el Sistema Solar del proceso de formación que le dio origen, pues en todos los demás planetas no se dieron las condiciones de homogeneidad necesarias para la sobrevivencia de los anillos.

Las teorías de Kant y de Laplace sobre la formación del Sistema Solar son en realidad complementarias, pues, aunque fueron elaboradas independientemente, el tratamiento que ambos autores dieron al problema fue similar, ya que los dos intentaron explicar los mismos hechos observacionales partiendo de las leyes de la mecánica. Durante más de 100 años se aceptó que el sistema planetario había surgido por la contracción y fragmentación de una nebulosa tal y como esos autores proponían, razón por la cual su explicación fue conocida como la teoría de la nebulosa primitiva de Kant-Laplace.

A pesar del tiempo transcurrido desde que se originó esta hipótesis, lapso en el que se han descubierto aspectos muy importantes sobre los mecanismos por los cuales se forman las estrellas, algunos elementos de la teoría de Kant-Laplace han sobrevivido. Manejados adecuadamente, y tomando en cuenta las restricciones introducidas por los datos observacionales actuales, han servido para configurar modelos que tratan de explicar no sólo el origen del Sistema Solar, sino el proceso general de la formación estelar.

En la actualidad todavía no se cuenta con una teoría que explique satisfactoriamente la existencia de los diferentes objetos que forman el Sistema Solar. Éste es un problema que sigue vigente, y en la búsqueda de soluciones seguramente se irán encontrando datos novedosos sobre el sistema planetario y su estrella.

Fuente:

http://bibliotecadigital.ilce.edu.mx/sites/ciencia/volumen3/ciencia3/155/htm/sec_11.htm

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