Com va sorgir el sistema solar?

1985/12/01 Arregi Bengoa, Jesus Iturria: Elhuyar aldizkaria

• Astrofisika

En els últims anys, els descobriments dels astrofísics han despertat una gran curiositat a tots els nivells. Nous conceptes com Kuasare, Prémer tenen una gran actualitat. Així mateix, des de 1965, amb el descobriment de microones, s'ha recorregut al desenvolupament de teories cosmològiques.

L'objectiu d'aquest treball ha estat fer una referència als problemes que s'han tractat en tots aquests àmbits. No obstant això, a causa de la longitud del treball he hagut de deixar moltes coses fora del treball, però el crític que he utilitzat per a ordenar temes que no afectaven molt a l'estructura i a l'objectiu del treball ha estat la proximitat. S'ha estudiat el primer Sistema Solar, després les estrelles, les següents galàxies i finalment l'Univers en el seu conjunt. No obstant això, tenim una línia de temps per a acabar el treball per a no perdre aquesta altra perspectiva.

nebulosa denominada M2O. El sistema solar va tenir el seu origen en un núvol de pols i gas.

Finalment, comentar abans de començar amb el tema que tots els punts que es toquen han de llegir-se sempre amb un dubte crític, ja que en la majoria dels casos les coses encara no estan consolidades i en pocs anys potser hem de canviar l'esquema.

Sistema solar

En aquest apartat analitzarem el nostre entorn més pròxim. Per a això, i per a presentar la recerca com un camp molt ampli, cometem la teoria més acceptada sobre l'origen del Sistema Solar. No realitzarem una anàlisi exhaustiva del Sol i dels planetes, seguint l'objectiu del treball, s'esmentaran els programes espacials de recerca, juntament amb els resultats més interessants que han donat.

Origen del Sistema Solar

En analitzar l'origen del sistema solar, els astrònoms es van trobar amb dues dificultats especials: d'una banda, que les dades de les observacions eren escassos a causa de les limitacions tècniques dels telescopis, i per un altre, que coneixien un únic sistema solar, el nostre.

Com veurem més endavant, la teoria sobre el naixement i evolució de les estrelles està bastant desenvolupada i consolidada. Aquesta evolució ha estat possible gràcies a la possibilitat d'estudiar en el cel les milers d'estrelles que es troben en les diferents fases de l'evolució. Amb el sistema solar no hem tingut la mateixa sort i aquest segon obstacle és insalvable.

Quant a la dificultat abans esmentada, en els últims trenta anys la situació ha canviat radicalment. S'ha obtingut gran quantitat de nova informació sobre el Sistema Solar a través de les dades aportades per l'estudi de meteorits i la campanya espacial. Aquesta informació limita molt qualsevol teoria. Per això, encara que abans eren molts, la qual cosa avui dia es diu teoria nebular és el més acceptat i això serà, per descomptat, el que desarroilaremos a continuació. Amb aquesta teoria es relacionen obres de Kuiper, Schatzman, Levin, Hoyle (en alguns treballs) Cameron, Pive, Perri i Safronov, per citar alguns noms.

Segons aquest model, s'ha dit breument, que el Sistema Solar va néixer fa uns 4.600 milions d'anys en un braç de la nostra galàxia, com a conseqüència de la contracció d'un núvol de gas i pols. A mesura que el núvol va anar contraient es girava més ràpid, mentre la força centrífuga li donava forma de disc. Per un moment, la zona d'aquest disc es va fer tan massiva, densa i calenta, en la qual es van produir reaccions de fusió de l'hidrogen formant el núvol estrella: Sol. Després, les fraccions de pols que van quedar al voltant del Sol, reunides entre si, van formar els planetes.

Anem ara a convertir-se en el fil conductor d'aquesta teoria nebular i a esmentar les bases experimentals que s'han trobat últimament.

La teoria nebular considera provades dues afirmacions bàsiques: la primera, que el Sol i els planetes es van formar en la mateixa època; la segona, que els planetes estan formats per matèries interestel·lars, com el Sol, i no per la pèrdua d'una altra estrella (per exemple, en xocar amb el Sol).

La segona premissa es justifica en els mesuraments de la relació deuteri i hidrogen (D/H) realitzades en els anys 70. Aquestes mesures posen de manifest que el valor del coeficient D/H és igual en l'atmosfera de Júpiter i en la matèria interestel·lar, mentre que en la fotosfera del Sol el valor és molt de menor. La interpretació és molt senzilla. El deuteri és molt inestable a les reaccions termonuclears i es trenca ràpidament en una estrella quan és capaç, per això no apareix en el Sol. Per tant, podem dir que els planetes estan formats per matèria interestel·lar i no per matèria perduda pel Sol o una altra estrella.

La base experimental de la primera afirmació es troba en les restes geològiques de la Terra, però la interpretació no serà tan correcta.

Com és sabut, el plutoni-244a i el iode-129a són àtoms inestables, amb períodes de desintegració de 8.10 7 i 16.10 de 6 anys respectivament. Aquests elements es produeixen en les explosions d'estrelles massives, que s'estenen a través de l'espai amb la força de l'explosió. En l'estudi geològic de la Terra s'han trobat restes de la desintegració d'aquests elements, per la qual cosa, encara que en l'actualitat hagin desaparegut, podem dir que existien quan es va formar la Terra.

Llavors, el temps transcorregut des de la formació de la primitiva nebulosa solar amb gas radioactiu interestel·lar fins a l'aparició dels planetes va ser menor que el període de desintegració d'aquests elements. Es calcula que aquest temps va ser d'uns 100 milions d'anys, però encara el limitem més veient com es produeix el naixement de les estrelles.

Les estrelles es deuen, com sabem, a la contracció dels núvols massius. Aquests núvols, formades per matèria interestel·lar, es mouen al voltant del nucli de la galàxia donant gires de períodes molt grans. En els seus viatges recorren alternativament els braços de la galàxia i els seus espais.

El temps de cada torn, és a dir, el temps de pas d'un braç o espai entre braços és d'uns 100 milions d'anys, i quan el núvol entra en un braç sofreix una gran deceleración i es contreu. En un moment donat aquesta contracció pot ser suficient per a encendre processos termonuclears en el núvol, convertint el núvol en estrella. Com podem vincular tot això amb el que s'ha dit en el paràgraf anterior?