Cómo se formó el Sistema Solar

La nube molecular

Antes del Sol, esta región de la Vía Láctea albergaba una nube molecular: gas y polvo fríos, suspendidos en uno de los brazos de la Galaxia. Las nubes de este tipo miden desde unas decenas hasta unos cientos de años luz, pesan entre diez mil y un millón de veces el Sol y están a unos 10 kelvin, cerca de −263 °C. A esa temperatura el hidrógeno existe en forma molecular y la densidad es bajísima: de cien a mil partículas por centímetro cúbico, un vacío mejor que cualquiera que pueda producirse en un laboratorio, pero repartido a lo largo de distancias enormes.

La composición es casi toda hidrógeno y helio. Lo poco que queda —carbono, oxígeno, silicio, hierro— procede de generaciones anteriores de estrellas, y es el material del que están hechos los planetas rocosos y quienes viven en ellos.

Un detalle de los meteoritos más primitivos sugiere que la nube no estaba sola. Sus granos conservan las huellas del aluminio-26, un isótopo radiactivo con un periodo de semidesintegración de unos 700.000 años: para que estuviera presente en el material de partida, tuvo que producirse poco antes y no muy lejos. Los indicios apuntan a la intervención de una estrella masiva cercana, que estalló como supernova o llegó de otro modo al final de su vida, y que habría enriquecido la nube con elementos recién forjados y comprimido una de sus regiones hasta hacerla colapsar. Es una hipótesis sólida, no una certeza: esa escena no puede reconstruirse en detalle.

El colapso

Cuando la presión interna ya no basta para equilibrar la gravedad, la región más densa de la nube empieza a caer sobre sí misma. El tiempo de caída libre depende solo de la densidad del gas: para el núcleo de una nube molecular va de cien mil a un millón de años. No es un derrumbe instantáneo, pero a escala astronómica es rápido.

La fecha se conoce con una precisión sorprendente. Las inclusiones ricas en calcio y aluminio contenidas en los meteoritos condríticos son los primeros sólidos que se condensaron en el disco, y la datación plomo-plomo las sitúa en 4567,30 ± 0,16 millones de años. Análisis más recientes han propuesto valores algo distintos, en torno a 4568,7 millones de años. En ambos casos la incertidumbre es de unos cientos de miles de años sobre cuatro mil quinientos millones: alrededor del 0,01%. Pocas magnitudes de la astronomía se conocen tan bien.

El colapso no es simétrico. La materia converge hacia el centro, donde la densidad y la temperatura suben deprisa, mientras a su alrededor una envoltura sigue cayendo. Al final del proceso, el 99,8% de la masa disponible habrá acabado en el objeto central. Todo lo demás —ocho planetas, cientos de lunas, millones de asteroides y cometas— se construirá con el 0,2% sobrante.

El disco en rotación

La nube original giraba, aunque despacio. Al contraerse, el momento angular se conserva: la misma rotación repartida en un radio mucho menor se convierte en una rotación mucho más rápida, como una patinadora que recoge los brazos. La materia que cae ya no puede llegar directamente al centro. La que tiene más momento angular se coloca en órbita, y las colisiones entre esas órbitas aplanan el conjunto en el plano perpendicular al eje de rotación.

En unos cien mil años la nube tridimensional y desordenada se convierte en un disco protoplanetario: fino, de un centenar de unidades astronómicas de extensión (una unidad astronómica es la distancia media Tierra-Sol, 149,6 millones de km), con el protosol en el centro todavía envuelto en gas. No es solo teoría: los radiotelescopios ven hoy discos del mismo tipo alrededor de estrellas jóvenes, algunos ya surcados por anillos y huecos abiertos por cuerpos en formación.

El disco explica una regularidad que de otro modo resultaría extraña. Todos los planetas orbitan casi en el mismo plano, en el mismo sentido, y casi todos giran sobre sí mismos en el sentido en que orbitan. Esa geometría es la huella del disco del que nacieron, todavía legible cuatro mil quinientos millones de años después.

Se enciende el protosol

En el centro del disco, la contracción sigue convirtiendo energía gravitatoria en calor. El protosol quema primero deuterio; después, cuando el núcleo alcanza unos 15 millones de grados, se enciende la fusión del hidrógeno en helio: desde ese momento la estrella funciona con su propia energía y deja de contraerse. Sobre cuándo exactamente llegó el Sol a la secuencia principal, las estimaciones difieren: entre unos pocos millones y unas decenas de millones de años después del colapso.

Antes de llegar ahí, la joven estrella atraviesa la fase T Tauri: rotación rápida, campos magnéticos intensos, chorros a lo largo del eje y un viento estelar mucho más fuerte que el actual. Ese viento, junto con la radiación ultravioleta, barre el gas del disco de dentro hacia fuera. Las observaciones de cúmulos estelares jóvenes dan una vida media de los discos de unos 3 millones de años: pasado ese punto, el gas ha desaparecido.

Es un plazo que importa más de lo que parece. Los planetas gigantes tienen que capturar sus atmósferas de hidrógeno y helio mientras el gas sigue ahí; el que llega tarde se queda con un núcleo de roca y hielo y nada más. Cuando el disco se vacía, lo que queda es el polvo y los cuerpos sólidos que ya han crecido: a partir de entonces los planetas se construyen por colisión, no por captura de gas.

La línea de nieve

El disco no tiene la misma temperatura en todas partes: está caliente cerca de la estrella y frío lejos de ella. Así que existe una distancia a partir de la cual el agua deja de ser vapor y se condensa en hielo. Las estimaciones la sitúan en torno a 2,7 unidades astronómicas del Sol, donde la temperatura baja de unos 170 K. No es una frontera fija: se desplazó hacia dentro a medida que el disco se enfriaba.

El salto es brusco porque el agua es abundante. Más allá de la línea de nieve la cantidad de material sólido disponible se multiplica varias veces, y los cuerpos crecen mucho más deprisa. Es la explicación más aceptada de la división que todavía vemos hoy: dentro de la línea se formaron Mercurio, Venus, la Tierra y Marte, pequeños, densos y pobres en volátiles; fuera de ella creció primero Júpiter, cuyo núcleo se volvió lo bastante masivo para retener hidrógeno y helio mientras el gas seguía allí.

Queda una pregunta abierta. Si la Tierra se formó dentro de la línea de nieve, ¿de dónde viene su agua? Hay dos hipótesis principales: planetesimales ricos en agua llegados desde fuera, o agua ya ligada a los granos de polvo desde el principio. La composición isotópica de los océanos acota las proporciones, pero todavía no ha zanjado la cuestión.

Los planetesimales

El paso del grano de polvo al planeta es la parte peor comprendida de toda la historia. Los granos de una micra se pegan entre sí por fuerzas electrostáticas hasta formar agregados de un milímetro, pero ahí el mecanismo se atasca: los cuerpos de un centímetro tienden a rebotar en lugar de pegarse, y los de un metro caen en espiral hacia la estrella en unos pocos cientos de años por el rozamiento con el gas. Un metro es el tamaño en el que, sobre el papel, nada debería sobrevivir.

La salida más aceptada es la inestabilidad de flujo (streaming instability). Los guijarros arrastrados por el gas se concentran en filamentos lo bastante densos para colapsar por su propia gravedad, saltándose de golpe los tamaños problemáticos: las simulaciones producen directamente planetesimales de unos 100 km. A partir de ahí la gravedad hace el resto, los cuerpos grandes crecen más rápido que los pequeños y en pocos millones de años toman forma embriones del tamaño de la Luna o de Marte.

El cinturón de asteroides conserva los restos de aquel proceso, y muestra también cuánto material se perdió: contiene entre 1,1 y 1,9 millones de cuerpos de más de un kilómetro, pero su masa conjunta es menor que la de la Luna, y una cuarta parte está en Ceres. Para la Tierra, la datación hafnio-wolframio indica que la acreción se completó entre 30 y 100 millones de años después de los primeros sólidos: no un suceso, sino un proceso largo.

El impacto de Tea

Hacia el final de la acreción de la Tierra, un protoplaneta del tamaño aproximado de Marte, al que los astrónomos llaman Tea, golpeó la Tierra de refilón. Parte del manto de ambos cuerpos salió despedida a la órbita, y de aquel disco de restos se agregó la Luna en un tiempo brevísimo a escala geológica. El núcleo metálico de Tea, en cambio, se hundió y se fundió con el de la Tierra.

El modelo del gran impacto explica varias cosas que de otro modo quedan sin respuesta: por qué la Luna es tan grande en comparación con su planeta —3474 km de diámetro, más de una cuarta parte del terrestre—, por qué es pobre en hierro y volátiles, y por qué el sistema Tierra-Luna tiene tanto momento angular. Explica peor la similitud isotópica casi perfecta entre las rocas terrestres y lunares, que sigue poniendo a prueba las simulaciones.

También la fecha se discute. Las estimaciones oscilan entre hace unos 4510 millones de años, derivados de la datación de cristales de circón, y unos 4350 millones, la edad de la mayoría de las muestras lunares traídas a la Tierra. Un estudio reciente intenta conciliarlas con un episodio de calentamiento por mareas que habría vuelto a fundir la Luna, reiniciando sus relojes isotópicos mucho después de su formación. Para la Tierra las consecuencias siguen aquí: la Luna estabiliza la inclinación del eje en torno a 23,4° y se aleja 3,8 cm al año.

La migración de los gigantes

Los planetas gigantes no nacieron donde los vemos. Según el modelo de Niza, propuesto en 2005 por un grupo del Observatorio de la Costa Azul, al final de la fase gaseosa Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno ocupaban órbitas mucho más compactas, todas dentro de unas veinte unidades astronómicas, rodeadas por un disco de planetesimales de unas decenas de masas terrestres.

El intercambio de momento angular con ese disco fue desplazando lentamente las órbitas, hasta que Júpiter y Saturno cruzaron una resonancia y el sistema se volvió inestable. Neptuno y Urano fueron empujados hacia fuera —quizá intercambiando sus posiciones—, mientras Júpiter se acercaba un poco al Sol. Neptuno viajó hasta 30 unidades astronómicas, abriéndose paso a través del disco primordial y dispersando la mayor parte.

Aquel paso dejó huellas que todavía pueden leerse. Plutón y decenas de otros cuerpos están en resonancia 3:2 con Neptuno —dos órbitas de Plutón por cada tres del planeta—, una configuración que se explica bien por una captura durante una migración lenta. Eris y los demás objetos del disco disperso acabaron en órbitas excéntricas y muy inclinadas.

El modelo existe en varias versiones, y el momento de la inestabilidad se debate. Las reconstrucciones recientes lo adelantan mucho: dentro de los primeros 100 millones de años del Sistema Solar y, según algunos autores, pocos millones de años después de que se dispersara el gas.

El bombardeo intenso tardío

Las rocas traídas por las misiones Apolo muestran una acumulación de edades en torno a 3900 millones de años. En los años setenta se interpretó que el Sistema Solar interior había sufrido en ese momento un repentino pico de impactos: el bombardeo intenso tardío, o cataclismo lunar. La superficie de Mercurio, saturada de cráteres y sin erosión que los borre, parecía confirmar que toda la región interior había sido golpeada en el mismo periodo.

Hoy esa lectura se discute. La objeción principal es un sesgo de muestreo: los lugares de alunizaje del programa Apolo están todos en la cara visible, al alcance de los restos lanzados por la cuenca Imbrium, y una sola gran colisión pudo reiniciar los relojes isotópicos de muchas muestras distintas. Un estudio de 2016 mostró que la misma distribución de edades concentrada en torno a 3900 millones de años sale también de un flujo de impactos en descenso constante, sin ningún pico. La datación de las muestras de la cara oculta recogidas por la misión Chang'e-6, publicada en 2026, abarca un intervalo de 4330 a 1130 millones de años y no muestra ninguna concentración en 3900: apunta a un declive gradual.

Hay que decirlo claramente: el vínculo causal entre la migración descrita en la etapa anterior y este bombardeo es hoy la parte más discutida de toda la reconstrucción. El modelo de Niza nació precisamente porque la migración de los gigantes ofrecía una explicación para un pico de impactos hace 3900 millones de años; si la inestabilidad ocurrió dentro de los primeros 100 millones de años, como indican las reconstrucciones recientes, ese vínculo desaparece. Las dos etapas siguen siendo plausibles por separado, pero no deben leerse como causa y efecto.

El Sistema Solar hoy

El resultado de cuatro mil quinientos millones de años es un sistema ordenado pero no terminado. El Sol concentra el 99,8% de la masa total, y casi todo lo que queda está en Júpiter. A su alrededor orbitan ocho planetas, los cinco planetas enanos reconocidos por la UAI, el cinturón de asteroides entre Marte y Júpiter y las poblaciones heladas del cinturón de Kuiper y de la nube de Oort.

Las huellas de las etapas anteriores siguen siendo legibles, una a una. La división entre planetas rocosos interiores y gigantes exteriores viene de la línea de nieve; las órbitas casi coplanares, del disco; las resonancias del cinturón de Kuiper, de la migración; la inclinación del eje terrestre y la Luna, de un impacto. Un sistema planetario es, en esencia, su propia historia congelada en una configuración.

El Sol ha recorrido algo menos de la mitad de su estancia en la secuencia principal: lleva unos 4600 millones de años fusionando hidrógeno en su núcleo. Las órbitas de los planetas son estables a escala humana, pero no eternas: las integraciones numéricas a largo plazo muestran que el Sistema Solar interior es débilmente caótico, y a escalas de miles de millones de años las posiciones no pueden predecirse en detalle.

Las fichas de cada cuerpo reúnen los datos actualizados de cada uno; la simulación 3D los muestra en movimiento, con periodos orbitales proporcionales a los reales.

El futuro

El Sol se vuelve poco a poco más brillante: ya emite más energía que cuando se encendió, y dentro de unos mil millones de años el aumento bastará para hacer inhabitable la Tierra, mucho antes de que la estrella cambie de forma.

Dentro de unos 5000 millones de años se agotará el hidrógeno del núcleo. El núcleo se contraerá, la fusión pasará a una capa a su alrededor y las capas exteriores se expandirán: el Sol se convertirá en una gigante roja. Según un modelo de 2008, en el punto álgido de esta fase —dentro de unos 7600 millones de años— el radio solar llegará a 256 veces su valor actual, unas 1,2 unidades astronómicas, y la estrella habrá perdido ya un tercio de su masa.

El destino de la Tierra es incierto, y depende precisamente de esa pérdida de masa: cuanta menos masa tenga el Sol, más amplia se vuelve la órbita terrestre. Con los valores de ese modelo, la órbita se desplazaría hasta unas 1,5 unidades astronómicas, pero el rozamiento de marea con la envoltura de la gigante la haría decaer hasta que la Tierra fuera engullida. Un estudio de 2026, con otro tratamiento de las mareas y tasas de pérdida de masa medidas en estrellas reales, concluye en cambio que la Tierra sobrevive. Las estimaciones difieren, y casi toda la diferencia está en cuánto material consiga expulsar antes el Sol. Mercurio y Venus, en cualquier caso, no se salvan.

Al final el Sol expulsará sus capas exteriores y quedará el núcleo desnudo: una enana blanca de unas 0,54 masas solares, del tamaño aproximado de la Tierra, que se enfriará lentamente durante miles de millones de años.