El origen del Sol y los planetas

Hace 4.500 millones de años, una gigantesca nube de polvo y gas vagaba por el espacio. Esta nube molecular, oscura y fría, estaba compuesta principalmente por hidrógeno (74 %) y helio (24 %), los elementos más abundantes del universo. Sin embargo, también contenía pequeñas trazas de hierro, oxígeno y silicio: los restos de estrellas anteriores que habían explotado como supernovas.

Posiblemente debido a una onda de presión provocada por la explosión de una estrella vecina, pequeñas acumulaciones en la nube molecular fueron acumulando más materia. Bajo la influencia de su gravedad, estas comenzaron a colapsar sobre sí mismas. Como consecuencia, la presión y la temperatura aumentaron cada vez más, hasta que finalmente se inició la fusión nuclear y el Sol recién formado liberó enormes cantidades de energía.

Los restos de la materia que quedaron tras la formación del Sol rodeaban a la estrella recién formada como un disco plano de polvo y gas que giraba lentamente. En su interior, a raíz de colisiones y compactaciones, se formaron los cuerpos celestes del sistema planetario tal y como lo conocemos hoy: con los ocho planetas y sus lunas, así como innumerables cuerpos más pequeños, como los asteroides y los cometas.

Cerca del Sol, extremadamente caliente, los elementos ligeros, como el hidrógeno y el helio, fueron expulsados por su radiación. Allí solo sobrevivieron los elementos pesados, como el hierro, el níquel y el silicio. A partir de ellos se formaron los cuatro planetas rocosos: Mercurio, Venus, la Tierra y Marte.

Por el contrario, los planetas exteriores, mucho más alejados del Sol, pudieron atraer enormes cantidades de gas. Así se formaron en el sistema solar exterior los «planetas gaseosos» Júpiter y Saturno, y aún más lejos del Sol, los «planetas helados» Urano y Neptuno. Estos están acompañados por numerosas lunas.

Cinturón de asteroides

Los dos grupos, el de los planetas rocosos y el de los planetas gaseosos, están claramente separados entre sí. Entre las órbitas de Marte y Júpiter, muy alejadas entre sí (525 millones de km), se encuentran en el cinturón de asteroides alrededor de un millón (2026) de cuerpos pequeños con un diámetro de hasta 1.000 km. Entre ellos se encuentran el planeta enano Ceres, de 963 kilómetros de diámetro, y la mayor parte de los asteroides del sistema solar conocidos hasta la fecha.

Cinturón de Kuiper

Más allá de la órbita de Neptuno, hasta una distancia de varios miles de millones de kilómetros, se extiende el cinturón que lleva el nombre del astrónomo neerlandés-estadounidense Gerard Peter Kuiper. En esta zona plana y con forma de disco se mueven más de 70 000 cuerpos celestes con diámetros superiores a los 100 kilómetros, así como innumerables objetos más pequeños. Se cree que muchos cometas y fragmentos de cometas proceden de esta zona.

Sol

El Sol constituye el centro del sistema solar, que cuenta con ocho planetas, numerosas lunas y muchos millones de cuerpos celestes más pequeños. Su masa, de 333.000 masas terrestres, es mil veces mayor que la de todos los demás cuerpos del sistema planetario juntos.

Es una estrella de la Vía Láctea: una esfera de gas caliente con un diámetro de aproximadamente 1,4 millones de kilómetros. En la naturaleza, esta distancia equivale a 109 veces el diámetro de la Tierra, pero en nuestro modelo solo mide 31 centímetros.

En su interior, bajo presiones y temperaturas extremas (15 millones de grados), cada segundo se fusionan 400 millones de toneladas de núcleos de hidrógeno para formar núcleos de helio (fusión nuclear). En este proceso se libera una gran cantidad de energía, lo que hace que el Sol brille con una temperatura superficial de 5.500 °C.

Con un diámetro de casi 1,4 millones de kilómetros, el Sol concentra en su interior casi toda la masa del sistema solar (99,9 %). Su enorme fuerza de atracción mantiene a todos los demás cuerpos en órbitas elípticas (leyes de Kepler). Dependiendo de la forma de estas elipses, los cuerpos que orbitan (por ejemplo, los planetas) no se encuentran siempre a la misma distancia del Sol —como ocurriría en el caso de órbitas circulares ideales—, sino que se acercan al Sol en el «perihelio» durante cada órbita y luego se alejan de nuevo hasta el «afelio». Al hacerlo, también varía su velocidad orbital, que es mayor en el «perihelio» que en el «afelio».