La Formación de los Planetas del Sistema Solar

asteoride Psique

Los ladrillos del Sistema Solar

la formacion de los planetasHasta hace apenas cinco años se pensaba que los astros del sistema solar se habían formado por un proceso lento y constante, desde pequeñas partículas hasta grandes planetas.

El análisis detallado de varios meteoritos ha revelado que, muy al contrario, nuestro sistema planetario surgió tras una sucesión caótica de colisiones y procesos de fusión y reconstrucción.

Para estudiar tales fenómenos, los expertos planean enviar una nave a Psique, un extraño asteoride metálico que tal vez fuese el núcleo de un antiguo planeta incipiente.

Nuestros planetas vecinos no se crearon poco a poco, como ser pensaba hasta ahora, sino en una energética vorágine de choques, destrucciones y reconstrucciones.

Salía de un aula del Instituto de Tecnología de Massacgussets, donde había estado hablando con mis estudiantes sobre los procesos de formación planetaria, cuando me detuvo mi colega Ben Weiss. Experto en magnetismo de rocas espaciales, Weiss estaba muy emocionado: me arrastró por el pasillo hasta su despacho y me mostró nuevos datos sobre una de esas rocas, un meteorito llamado Allende. Aquella información podía cambiar buena parte de lo que creíamos saber sobre el sistema solar.

Corría el año 2009, y ese otoño el equipo de investigación de Weiss había demostrado que Allende (un meteorito que impactó en México en 1969 y generó una enorme bola de fuego, y que contenía algunos de los materiales más antiguos conocidos del sistema solar) presentaba señales de un antiguo campo magnético. Aquello fue toda una sorpresa. Se pensaba que tales campos solo podían originarse en una dinamo constituida por metal líquido muy caliente en el interior de un planeta, del mismo modo que el campo magnético terrestre se debe al hierro líquido que gira en su núcleo. Sin embargo, Allende era un fragmento de planetesimal (un antiguo planeta incipiente) que, creíamos, nunca había alcanzado la temperatura necesaria para fundir el metal de su interior. ¿Cómo pudo calentarse hasta el punto de generar una dinamo magnética?

Mis estudiantes acababan de acribillarme a preguntas sobre los procesos de evolución planetaria, obligándome a reconsiderar algunas nociones comúnmente aceptadas. Así que se dio la casualidad de que tenía el germen de una nueva idea que podía ayudar a responder la pregunta de Weiss. Me acerqué a su pizarra y comencé a esbozarla.

Hacía tiempo que se sabía que los planetesimales fueron ricos en 26Al, un isótopo inestable y de vida corta del aluminio que, al desintegrarse, radia energía nuclear. Tal vez esa energía hubiese calentado el cuerpo progenitor de Allende hasta el punto de fun-dirlo de dentro afuera. El metal se habría separado de los silicatos y habría formado un núcleo líquido que empezó a girar a medida que lo hacía la roca, creando así una dinamo magnética. Mientras tanto, el frío del espacio rebajó la temperatura exterior del planetesimal, y a esa corteza sin fundir se siguieron añadiendo rocas y polvo procedentes del disco primitivo del sistema solar.

la formacion de los planetasSin embargo, la idea de que los primeros bloques de nuestro sistema planetario hubiesen almacenado tanta energía no se parecía a lo que habíamos aprendido en el instituto. Con frecuencia, los libros de texto aún afirman que el sistema solar se formó de manera tranquila y majestuosa. Se pensaba que ese proceso, iniciado hace 4567 millones de años, había seguido una pauta ordenada y civilizada: el gas y el polvo de una gran nube molecular se concentraron en un disco alrededor de una estrella joven y, luego, se fusionaron en un gran número de pequeñas rocas, cada una de las cuales creció poco a poco hasta alcanzar un diámetro de entre decenas y centenas de kilómetros. Esos planetesimales chocaron entre sí y dieron lugar a embriones planetarios, cuerpos aún mayores que tal vez alcanzasen el tamaño de Marte.

Solo después aumentó la temperatura de aquel criadero espacial, y aquellos embriones, que al crecer habían adquirido la gravedad suficiente para comenzar a despejar sus respectivas órbitas de los escombros circundantes, chocaron entre sí y se convirtieron en planetas. Con el tiempo, los componentes de los planetas se separaron en el familiar núcleo metálico en rotación y un manto de silicatos: lugares calientes y salvajemente volcánicos, la antítesis de la vida.

Esa es la antigua versión de la historia. Sin embargo, cuando Weiss y la autora de este artículo comenzamos a reflexionar sobre Allende, ya habían aparecido otros datos que indicaban que la etapa más temprana del sistema solar había estado marcada por cambios rápidos y violentos. Hoy, la anodina secuencia en la que el polvo se convierte en rocas, planetesimales, embriones y planetas está siendo reemplazada por otra. Sabemos que la formación de planetesimales, antaño considerada un proceso de cientos de millones de años, ocurrió en apenas tres millones de años. Si la edad del sistema solar actual fuese de 24 horas, esa fase de su crecimiento habría tenido lugar durante el primer minuto. Y, si sus diminutos componentes iniciales tenían más energía (como la proporcionada por la desintegración del aluminio y las colisiones tempranas), eso significa que no tuvieron que esperar a crecer para desarrollar capas diferenciadas. Por tanto, algunos planetesimales relativamente pequeños pudieron presentar procesos que hasta hace poco se consideraban exclusivos de los planetas, desde la fusión y desgasificación hasta la creación de dinamos magnéticas y vulcanismo.

En este sistema primitivo, las cosas no pasaron simplemente de pequeñas a grandes. Con frecuencia, objetos de gran tamaño volvieron a disgregarse en otros menores. Si en esa primera época se formaron astros de tamaños planetarios, las colisiones con aquellos cuerpos energéticos y de menores dimensiones pudieron despojarlos de sus capas externas o incluso destruirlos. Los restos habrían alcanzado otros objetos, haciéndolos crecer hasta dimensiones planetarias. Puede que los planetas naciesen, se hicieran pedazos y se reconstruyesen en apenas diez millones de años o incluso menos.

La desaparición del Disco

Los planetólogos hemos llegado a esta nueva y caótica visión del sistema solar incipiente gracias a la inestimable ayuda de varias herramientas para calcular la edad de los meteoritos y de las nubes de polvo planetarias en otros lugares del cosmos.

Entre los últimos 10 y 15 años, se han desarrollado instrumentos capaces de determinar los elementos químicos que componen las rocas espaciales con una precisión de pocas partes por millón o incluso menos. Dado que conocemos bastante bien el tiempo que tardan los isótopos radiactivos en desintegrarse, tales mediciones nos permiten estimar cuándo se formaron y cómo cambiaron los planetas y planetesimales que arrojaron esos fragmentos. Investigadores de todo el mundo (en especial Alex Halliday, antes en la Escuela Politécnica de Zúrich y ahora en la Universidad de Oxford; Thorsten Kleine, de la Universidad de Münster; Stein Jacobsen, de Harvard; Mary Horan y Rick Carlson, de la Institución Carnegie para la Ciencia; y Richard Walker, de la Universidad de Maryland) han contribuido a estudiar varios conjuntos de meteoritos. Ese trabajo ha hecho evidente que los planetesimales se crearon durante los primeros millones de años después de que el disco de polvo primigenio comenzara a enfriarse; que muchos de nuestros planetas terrestres podrían haberse gestado en los primeros diez millones de años; y que incluso la mayor parte de la Tierra probablemente se formó y se diferenció en un núcleo y un manto en pocas decenas de millones de años.

asteoride PsiqueOtras vías de investigación han ofrecido resultados similares. Gracias a telescopios cada vez mejores, somos capaces de ver cómo crecen las estrellas jóvenes en otras partes de la Vía Láctea. Y, en algunos casos, podemos estudiar sus discos de polvo y gas. Al estimar la edad de las estrellas que tienen planetas en órbita, y comparando esas medidas con las de estrellas rodeadas únicamente por discos, hace unos diez años fue posible concluir que, en promedio, tales discos solo perduran unos tres millones de años.

Los planetesimales, por tanto, solo disponen de unos tres millones de años para crecer. Todo el polvo y el gas que no se haya añadido a las rocas para entonces se pierde en la estrella o en el espacio, tras lo cual ya no queda más material disponible para formar planetas. Teniendo en cuenta que las estimaciones previas consideraban períodos de acreción de cientos de millones de años, la nueva cifra supone una aceleración más que considerable.

Podemos obtener más pruebas si usamos la desintegración de isótopos radiactivos como un reloj que avanza a una velocidad constante a medida que un elemento se convierte en otro. Los nuevos instrumentos ofrecieron a equipos de toda Europa y EE.UU. la precisión suficiente para estudiar dichos elementos y, de ese modo, inferir cuánto tiempo había estado corriendo el reloj. Los meteoritos que han caído en la Tierra contienen esos elementos. La mayoría son fragmentos de asteroides, que a su vez son restos de planetesimales (si bien algunos meteoritos proceden de la Luna, Marte u otros cuerpos aún sin identificar).

Por ejemplo, cierto isótopo radiactivo del hafnio tiende a alojarse en silicatos, como los que componen el manto terrestre. Sin embargo, se de integra en un isótopo del tungsteno que se combina fácilmente con los metales, los cuales forman el núcleo de los planetas. Esa desintegración sigue un calendario regular: la mitad del hafnio se convierte en tungsteno en nueve millones de años. Ello nos proporciona la escala de tiempo para la diferenciación de los planetas y planetesimales en metales y silicatos (núcleo y manto): el proceso de formación del núcleo metálico traslada el tungsteno desde el manto de silicatos hasta el núcleo en crecimiento; mientras, el hafnio se mantiene en el manto de silicatos y continúa desintegrándose en tungsteno, que también permanece en el manto si la formación del núcleo se detiene. Al medir la proporción de hafnio y tungsteno en los meteoritos, la cantidad de ese isótopo del tungsteno indica el tiempo transcurrido desde la formación del núcleo.

Tales mediciones de isótopo s en los meteoritos de hierro muchos de los cuales probablemente provienen de los núcleos metálicos de planetesimales- muestran que sus cuerpos progenitores se formaron en un plazo de tan solo 500.000 años desde la condensación de los primeros sólidos a partir del disco protoplanetario de polvo y gas. Ese tiempo equivale a menos de 10 segundos en nuestro sistema solar de 24 horas. Si los meteoritos de hierro son fragmentos del núcleo de planetesimales destrozados por impactos, entonces los planetesimales tuvieron que haberse formado, fundido y haber creado núcleos de hierro en ese brevísimo intervalo de tiempo.

Crecimiento Súbito

Una vez que los datos experimentales mostraron que el sistema solar se gestó mucho más rápido de lo que se pensaba, los expertos debían explicar cómo pudieron los planetas aparecer tan deprisa. Eso puso la pelota en el tejado de los teóricos: ¿cómo fue posible que partículas de polvo y guijarros con diámetros de entre micras y centímetros, todos ellos en órbita alrededor de nuestro joven Sol, se agrupasen para formar cuerpos hasta diez millones de veces mayores (planetesimales de cien kilómetros) en tan solo 500.000 años?

La respuesta no resulta obvia. De acuerdo con la física estándar, cuando chocan pequeñas aglomeraciones de polvo, estas pueden unirse fácilmente por medio de fuerzas electromagnéticas, de la misma manera que la electricidad estática induce la formación de pelusas en nuestra casa. La energía absorbida como resultado de la compresión y la pérdida de porosidad que se producen durante las colisiones también ayuda a que esas aglomeraciones se unan, en lugar de rebotar o romperse. A medida que crecen, sin embargo, alcanzan lo que se conoce como «barrera del metro»: antes de llegar a un metro de diámetro, estas rocas se tornan demasiado grandes para permanecer unidas por medio de fuerzas electromagnéticas, y, al mismo tiempo, son todavía demasiado pequeñas para hacerlo a través de la atracción gravitatoria. Cualquier impacto, incluso a velocidades muy bajas, provoca que estos conglomerados se disgreguen en lugar de unirse. No obstante, sabemos que estos materiales tienen que ser capaces de crecer desde tamaños del orden del metro hasta las dimensiones de un planetesimal: el planeta en el que nos encontramos ahora es vivo testimonio de ello. Por tanto, en el proceso han de intervenir otros mecanismos.

Se han propuesto varias ideas para explicar el crecimiento de estos objetos más allá del metro. La mayoría postulan que el material del disco protoplanetario se concentró debido a diversos tipos de turbulencias, las cuales habrían causado que las partículas chocasen entre sí. Tales fuerzas, semejantes a las de un remolino, podrían incluir fenómenos como vórtices de Kelvin-Helmholtz, que, surgidos entre las capas de gas y polvo del disco, habrían aplastado regiones de material para formar cuerpos mayores. Gran parte de este trabajo teórico se debe a Anders Johansen, ahora en la Universidad de Lund. Hal Levison, del Instituto de Investigación del Sudoeste, en EE.UU., y
Johansen han investigado de manera independiente un nuevo modelo, conocido como «acreción de guijarros». Sus cálculos indican que incluso las partículas de polvo y las aglomeraciones de menor tamaño pueden verse desviadas por la gravedad a lo largo de varias órbitas e incorporarse a un planetesimal en crecimiento; además, dicho proceso transcurriría con la rapidez suficiente para engendrar planetesimales durante las primeras etapas del sistema solar.

Fundirse en un Congelador

Con todo, ningún tipo de aplastamiento pudo provocar que los planetesimales desarrollasen un manto y un núcleo diferenciados. Si estos objetos se formaron a partir del disco primordial, en el que los metales y los silicatos se encontraban íntimamente mezclados, solo las altas temperaturas y la fusión interna -al menos parcial- habrían permitido que el metal cayese haciael interior y formara un núcleo. Los cálculos muestran que las colisiones entre estos cuerpos relativamente pequeños no pueden aportar la energía suficiente para fundirIos. Por tanto, cabe preguntarse de dónde, en ese gigantesco congelador que es el espacio, provino la energía de fusión.

Es aquí donde entran en juego las ideas sobre el aluminio radiactivo. Cada vez que uno de estos átomos se des integra, genera una pequeña cantidad de calor. Al sumarse, ese calor pudo convertirse en una potente fuente de energía del sistema solar primitivo. Dado que el aluminio es uno de los seis elementos más comunes en los materiales rocosos (junto con el silicio, el magnesio, el hierro, el oxígeno y el calcio), parece fácil que el 26Al, cuyo período de semidesintegración asciende a 700.000 años, calentase algunos planetesimales hasta la temperatura de fusión.

Pero ¿qué impidió que se fundieran por completo, teniendo en cuenta que las nuevas observaciones indican que algunas de estas semillas planetarias presentaban cortezas externas sin fundir? Parte de la respuesta está en el tamaño. En el caso del planetesimal progenitor de Allende, la temperatura de fusión solo pudo haberse logrado si el objeto revestía la masa suficiente para que su interior generase calor más deprisa de lo que lo irradiaba su exterior. En general, los cuerpos de gran tamaño pueden alcanzar en su interior temperaturas más elevadas que los pequeños, ya que presentan una mayor relación entre el volumen generador de calor y la superficie capaz de liberarIo. No obstante, la corta vida del 26Al implica que ese crecimiento hubo de ser rápido. Para conservar la cantidad de calor necesaria para producir el tipo de fusión que habíamos imaginado, el planetesimal progenitor de Allende tuvo que alcanzar un radio de diez kilómetros o más en unos dos millones de años desde la formación de los primeros sólidos del sistema solar (un tiempo equivalente a los primeros 37 segundos en nuestro sistema solar de 24 horas). De hecho, creemos que el objeto pudo haber crecido hasta un radio de unos 200 kilómetros.

la formacion de los planetasSe pensaba que los planetesimales, o bien se fundían por completo, o bien se mantenían en su estado primigenio. Nosotros proponíamos un objeto híbrido, en el que el material más primitivo del sistema solar recubría un planetesimal cuyo interior se había fundido; es decir, una corteza exterior y un núcleo fundido. La idea tenía sentido porque Allende, con su registro de un campo magnético generado por un interior a altas temperaturas, solo contiene material primigenio sin calentar. El único lugar del que podía provenir era de una corteza exterior fría. El planetesimal progenitor conservó esa capa superficial primitiva sin fundir porque esta se enfrió en el espacio y porque, con el paso del tiempo, el frío polvo del disco protoplanetario siguió uniéndose a ella. Al no sufrir las modificaciones derivadas del calentamiento, la corteza conservó el registro del campo magnético generado por el interior de la estructura: un núcleo fundido y su dinamo magnética.

No fuimos los primeros en pensar en una diferenciación parcial. El geólogo John Wood dibujó a mano una estructura similar en su tesis de doctorado, escrita en 1958 en el Instituto de Tecnología de Massachusetts. Pero nadie había sido tan herético como para afirmar que Allende, el arquetipo de los meteoritos primitivos sin fundir, podía haberse originado de esa manera ni que este pudiera ser un proceso común -formativo, de hecho- en los primeros tiempos del sistema solar.

Ahora tales procesos sí se tienen por comunes. Se ha comprobado que al menos otros cuatro cuerpos progenitores de meteoritos albergaron en su núcleo dinamos magnéticas. Al mismo tiempo, se han descartado otras posibles fuentes para la magnetización: Allende y sus compañeros no fueron magnetizados por un campo producido en el Sol, por el disco de polvo ni por columnas transitorias de material alrededor de los impactos. Y si el sistema solar primigenio estuvo poblado por cientos o incluso miles de planetesimales con una estructura diferenciada, que se movían a toda velocidad, generaban un intenso calor y presentaban dinamos magnéticas, eso quiere decir que nuestro incipiente sistema planetario almacenaba mucho más calor de lo que jamás habíamos imaginado.

Una Zona Concurrida

Otras ideas también han restado fuerza a la noción tradicional de que los planetas siguieron un crecimiento lineal de pequeño a grande. Durante años, en aras de la simplicidad y la tratabilidad numérica, todas las simulaciones de formación planetaria suponían que, en las colisiones entre dos planetesimales, todo el material se unía para formar un cuerpo mayor. Tales procesos de fusión se habrían producido incluso cuando los planetesimales se estaban formando a partir del polvo. Hace poco, sin embargo, Erik Asphaug, de la Universidad estatal de Arizana, ha hallado nuevas formas de modelizar esas colisiones. Según sus resultados, algunas sí fueron constructivas y engendraron cuerpos mayores. Pero otras, en cambio, fueron destructivas: el proyectil arrancó material del objeto impactado y continuó después su camino aniquilador.

Solo a los diez millones de años de edad alcanzaron los cuerpos del sistema solar un gran tamaño y se mantuvieron así. ¿Qué les confirió la estabilidad necesaria para sobrevivir? Una vez más, parece que la respuesta se encuentra en el tamaño. A medida que los planetesimales chocaban y formaban embriones planetarios mayores, su masa aumentaba y, por tanto, también lo hacía su gravedad. Esta llegó a ser tan intensa que, siempre que sus órbitas los acercaban a la de otro objeto, o bien lo atraían y lo incorporaban, o bien lo arrojaban lejos. Por tanto, estos planetas en crecimiento comenzaron a despejar sus órbitas, lo que precisamente constituye uno de los criterios usados hoy en
día para definir un planeta. De esta manera, los objetos menores cada vez disponían de menos refugios para situarse en una órbita estable y alejada de las perturbaciones causadas por los planetas en crecimiento. Con el tiempo, el cinturón de asteroides se convertiría en una de esas pocas regiones seguras.

Misión a un mundo de metal

A Weiss, Asphaug y otros científicos nos gustaría saber cómo surgieron la composición y la estructura de la Tierra a partir de ese entorno tan energético y caótico. Pero, a pesar de las novelas de Julio Verne o las películas de ciencia ficción, el núcleo de nuestro planeta no puede explorarse por medios directos, ya que su profundidad y elevadas presiones nos lo impiden.

Pero tal vez un asteroide particular, el remanente de un planetesimal, nos proporcione un sustituto decente. Hace unos cuatro años, varios investigadores nos propusimos diseñar una misión espacial con ese objetivo. Para ello nos reunimos en la sala Left Field del Laboratorio de Propulsión a Chorro de la NASA, dedicada al desarrollo de misiones. La sala ha sido diseñada para incentivar la creatividad: sus estanterías están llenas de materiales de dibujo y construcción, como cartón, ruedas, alambres, bloques de Lego, papel, rotuladores y gomaespuma. Se trata de un buen espacio para pensar sobre algo completamente nuevo, justo lo que intentábamos hacer. Queríamos explorar un lugar que pudiera verificar o refutar las distintas hipótesis. El mejor destino, concluimos, era un mundo hecho de metal: el asteroide Psique, situado entre Marte y Júpiter.

No hay ningún lugar tan apto como este; al menos, ninguno lo suficientemente cerca para alcanzarlo en un tiempo razonable. Con un diámetro de unos 200 kilómetros, se trata de uno de los mayores asteroides. Todas las mediciones de las que disponemos, tomadas con radiotelescopios que hacen rebotar ondas en el objeto, indican que se compone casi exclusivamente de hierro y níquel. Por tanto, parece ser el núcleo desnudo de un planetesimal: un último resto de las vertiginosas colisione que alteraron los cuerpos del sistema solar primitivo. La orientación de las partículas de Psique podría revelar, como si de diminutas agujas de brújula se tratase, si contaba o no con una dinamo magnética. Y tal vez algunos restos se su exterior rocoso nos digan qué aspecto presentaba el manto profundo de los planetesimales. Si se produjeron impactos superficiales sobre el metal desnudo, tal vez se formasen afilados acantilados de metal que quedaron congelados antes de volver a desmoronarse.

Cada uno de los reunidos en la sala aportó alguna destreza particular: Weiss es especialista en la medición de campos magnéticos en meteoritos; William F. Bottke, en la dinámica de cuerpos en órbita; Asphaug es experto en los efectos de las colisiones; Bruce Bills, en calcular el campo gravitatorio de un objeto, y Daniel Wenkert, en gestionar datos y operaciones. Damon Landau, un «agente de viajes» interplanetario, calculó las trayectorias, y John Brophy organizó nuestras deliberaciones. En mi caso, aporté mis conocimientos sobre la composición de estos objetos y sus procesos de fusión, solidificación y diferenciación. La energía en la sala alcanzó un máximo embriagador. Nadie consultaba el correo electrónico y no hubo pausas para charlar. La humanidad nunca ha visitado un cuerpo metálico, por lo que ni siquiera sabemos qué aspecto tendrá. Ahora, años más tarde, los días de jugar con gomaespuma y bloques de Lego han dado paso a un equipo de unas 75 personas. Propusimos lanzar una pequeña nave espacial, alimentada por una combinación de células solares y un motor iónico, la cual iría equipada con un magnetómetro para detectar campos magnéticos, un espectrómetro de rayos gamma para identificar elementos químicos y dos cámaras. Nuestra propuesta superó la primera ronda de selección de la NASA en 2015. A principios de este año, la agencia otorgó su aprobación definitiva. Si todo va bien, en 2021 visitaremos este extraño vestigio de la construcción
de nuestro sistema planetario.

Linda T. Elkins-Tanton es geóloga planetaria especializada en la evolución de los planetas terrestres y directora de la Escuela de Exploración Terrestre y Espacial de la Universidad  estatal de Arizona.

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