LA FORMACIÓ DEL SISTEMA SOLAR

La primera teoria sobre la formació del Sistema Solar data de l' any 1775 i va ser formulada per Emmanuelle Kant, científic i filòsof germànic, qui, basant-se en estudis previs de Swedenborg, va defensar la idea de que les estreles i els sistemes planetaris que les envolaven s' havien de formar a partir de enormes nebuloses de gas interestelar. Aquesta teoria sostenia que les nebuloses podien colapsar i condensar-se fins a formar estreles i planetes: teoria nebular. 

Des del temps de Galileu fins a l' actualitat el telescopi a sofert un gran avanç. Els primers prototips "només" pertenien observar objectes astronòmcs ampliats. Els més actual, instal·lats a bord de satèl·lits i sondes espacials recullen l' espectre de radiació dels objectes astronómics en rangs que van molt més enllà del que resulta visible per l' ull humà. 

La missió espacial llençada l' any 2003 amb la sonda Spitzer va corroborar la teoria de Kant a partir de l' observació del naixament d' altres sistemes solars. Actualment es considera que la nostra nebulosa va colapsar al voltant de fa 4.600 milions d' anys.

La teoria actualment més acceptada que explica la formació del nostre sistema solar (hipòtesis de Hoyle) proposa que la nebulosa solar, un núbol gegant de gas i pols formada majoritàriament per hidrògen i heli, va començar a contraure's lentament per l' efecte de les interaccions gravitatòries entre les seues partícules.

Segons la nebulosa s' anava contraent més i més, la seua velocitat de rotació anava en augment (per la llei de la conservació del moment angular), a la vegada que anava augmentant també la seua densitat i, conseqüentment la seua temperatura i pressió, concentrant-se en el seu centre la major part de la massa total (99'85 %): protosol. Fa un 4.500 milions d' anys, passat un llindar de pressió i temperatura (pel damunt dels 10 milions de graus Celsius) els processos nuclears començaren a tenir lloc.

El primer tipus de reacció nuclear que es dona en el Sol és aquell a través del qual àtoms d' hidrogen es fusionen per a crear-ne d' heli, alliberant-se protons.

Successius i més complexos processos de reaccions nuclears donaran lloc a nous elements químics. Quins elements químics es produïran i en quines etapes de l' evolució d' una estrela se sap actualement que en essència depèn de la massa de la mateixa.

Però com es formes a partir del Sol els 8 planetes del Sistema Solar, el 4 interns principalment constituïts per roca i metall (en el seu inici sobretot per silici i ferro), els 4 més externs són gegants boles de gasos congelats (com l' aigua, l' amoníac o el metà)?

Una vegada formada el protosol, els materials que donaran lloc als diferents astres i planetes del Sistema Solar es van dividint per diferentes capes. Prop del protosol, la temperatura supera els 1000 graus i ho evapora tot. Però a uns 8 milions de kilòmetres es trova la línia de solidificació, on fa fred suficient per a que metalls i minerals es solidifiquen. Molt més enllà es trova la línia de congelació, o s' assoleixen temperatures per baix dels -226 º C, suficient com per a què l' aigua, l' amoníac i el metà es congelen fins a formar gel.

De la unió, per fregament i electricitat estàtica, d' aquests trossos de gel i pols, es van formar els primers planetassimals, cossos celestes d' entre 800 i 1600 metres de diàmetre, precursors dels planetes finals. Els exoplanetes van poden atraure molta més massa que els precursors dels planetes interiors, atraent gran quantitat d' aigua, amoníac, metà i diòxid de carboni congelats.

Als 3 milions d' anys, a partir dels planetessimals es formarien els primers embrions planetaris o protoplanetes, d' una grandària comparable a la de la Lluna, els quals no paren de col·lisionar entre sí. Un moment important es considera el de la col·lisió d' un d' aquests protoplanetes amb un dels cossos més grans que existien, d' unes 10 a 15 vegades la massa de la Terra: Júpiter. A partir d' aquell moment Júpiter es va convertir en un gran atractor màssic, al superar certa massa crítica, capaç d' atraure tot el gas al seu voltant i augmentant molt ràpidament les seues dimensions, assolint el 90 % de la seua grandària actual en només 100.000 anys.

Saturn, Neptú i Urà seguiràn els passos de Júpiter. 3 milions d' anys després Júpiter i Saturn s' hauràn convertit ja en dos titans del Sistema Solar, acumulant el 92 % de la massa no solar del mateix.

Al cap de 50 milions d' anys el nostre Sol supera la massa crítica que li permet començar a cremar hidrogen per a convertir-lo en heli a través d' una reacció nuclear, moment a partir del qual es considera que en converteix en un veritable estrela. La fusió nuclear provindrà al Sol d' una llarga vida, que podrà arribar a durar 10.000 milions d' anys.

Però en el Sistema Solar interior encara reina el caos; gran quantitat de protoplanetes erratis xoquen continuament. La presència de Júpiter impedeix la formació de planetes a partir dels planetessimals que orbiten amb el cinturó d' asteroids. Més enllà de Neptú, en els confins més allunyats del Sistema Solar, hi ha altre cinturó d' astoroids, predist l' any 1951, i observar 41 anys més tard: el cinturó de Kuiper.

Els planetes interiors tarden 10 vegades més de temps en formar-se que els planetes gegants que es troven més enllà de la línia de congelació. En el seu procés de formació serà crucial la presència dels cinturons d' asteroids, els quals tenien una massa unes 100 vegades superior a la que tenen en l' actualitat. A uns 150 milions de kilòmetres del Sol la prototerra ha assolit la grandària d' un planeta en una òrbita relarivament estable. Però es creu que un altre protoplaneta acompanyava a la Terra en tal òrbita i a poca distància. En algun moment, l' òrbita d' aquest altre protoplaneta es va tornar inestable i va acabar col·lisionant amb la Terra. Fruit d' aquest xoc es va formar la Lluna (Teoria del Gran Impacte).

Després de 500 milions d' anys ja s' han format tots els planetes del Sistema Solar. Però envoltats de restes no tardaràn en experimentar més canvis. Les posicions en les que estaven difereixen de les actuals. De fet, estaven més aprop del Sol que en l' actualitat i l' òrbita de Neptú estava dins de la d' Urani (al contrari del que passa ara). En aquella època els planetes "surfejaven" damunt les ones expansives emeses pel disc solar.

La interacció mútua entre els planetessimals i els exoplanetes gran fa que l' òrbita d' aquestos últims vaja canviant de trajectòria, a la vegada que els primers són desviats en gran mesura. Saturn, Urani i Neptú van llençar planetessimals cap al Sol, motiu pel qual ells van haver de necessàriamente desplaçar les seues posicions més cap a l' exterior (per una llei física que es coneix com el principi conservació del moment angular i per la llei de la conservació de l' energia). Lo contrari li va passar a Jùpiter. Durant més de 500 milions d' anys milions d' impulsos d' aquest tipus aniràn subtilment modificant les òrbites planetàries.

Jùpiter i Saturn arriven a un punt crucial anomenat ressonància, acoplant-se els seus moviments, de manera que cada vegada que Saturn completa una orbita al voltant del Sol, Júpiter en completa exactament dos. Com a conseqüencia, de forma regular i contínua, els dos planetes passaran l' un molt aprop de l' altre, creant un inmens impuls gravitatori. Això va afectar especialmente a Urani i Neptú, que van intercanviar les seues posicions. Els efectes d' aquesta ressonància es va deixar sentir per tot el Sistema Solar i fa afectar especialmente també, tant al cinturó d' asteroids com el de Kuiper, reduïnt-se notablement la seua massa (en desapareix el 99 % dels objectes que els integraven; la majoria llençats fora del Sistema Solar i uns pocs només cap a l' interior.).

El objectes extrets dels cinturons d' asteroids i de Kuiper que es dirigiren cap a l' interior del Sistema Solar per efecte de la ressonància entre Jùpiter i Saturn, s' aniràn accelerant per l' acció gravitatòria del Sol i actuaran com una avalanxa que podria trovar-se en el seu camí a qualsevol dels planetes interiors, entre ells la Terra, donant lloc a gran número d' impactes, creant-se els cràters que hui veiem en cossos celestes com la Lluna i Mercuri.

Alguns investigador opines que aquests asteroids van poder golpejar la Terra repetides vegades, arrasant amb qualsevol forma de vida que haguera pogut iniciar-se en la mateixa. Però, d' altra banda,  hi ha qui creu que gràcies a tots aquests meteorits van rebre l' aportació d' aigua que dona compta de la quantitat que en tenim actualment.