Por Sasha Rousseau | Actualizado el 24 de marzo de 2022
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La teoría de la condensación explica por qué los planetas orbitan alrededor del Sol en un disco coplanar plano, por qué comparten una dirección de movimiento común y por qué los planetas interiores son rocosos mientras que los planetas exteriores son gigantes gaseosos. Los mundos terrestres como la Tierra se diferencian fundamentalmente de los gigantes jovianos como Júpiter.
Las nubes moleculares gigantes (GMC) son vastas nubes interestelares compuestas por aproximadamente un 90% de hidrógeno, un 9% de helio y un 1% de elementos traza más pesados. Cuando un GMC colapsa, se desarrolla un eje de rotación. Con el tiempo, la masa giratoria se contrae, se calienta y se densifica, hasta abarcar finalmente la mayor parte de la masa del GMC. El momento angular de la nube obliga al material a condensarse hacia el eje, mientras que las fuerzas centrífugas aplanan la estructura hasta formar un disco. Este disco, conocido como nebulosa solar, proporciona el marco geométrico del sistema planetario:todos los planetas orbitan en el mismo plano relativamente plano y en la misma dirección que la rotación original.
En el corazón de la nebulosa solar se encuentra la región más densa y caliente que se convertirá en el protosol. A medida que la nebulosa gira, los granos de polvo (mezclas de hielo, silicatos, carbono y hierro) chocan y se pegan, formando planetesimales de unos pocos cientos de kilómetros de diámetro. Estos planetesimales se atraen gravitacionalmente entre sí, fusionándose en protoplanetas que continúan orbitando alrededor del protosol en el mismo sentido que la rotación inicial de GMC.
Los protoplanetas absorben hidrógeno y helio de la nebulosa circundante. Su capacidad para acumular gas depende de la distancia al centro caliente:cuanto más lejos está un protoplaneta, más frío es su entorno, lo que permite que se condense más material sólido y se forme un núcleo más grande. Un núcleo más grande ejerce una gravedad más fuerte, lo que permite capturar más gas. En consecuencia, los protoplanetas interiores siguen siendo pequeños y rocosos, mientras que los más lejanos crecen lo suficiente como para convertirse en gigantes gaseosos.
Cuando el protosol inicia la fusión nuclear, emite un poderoso viento solar que barre el gas restante de la nebulosa. Este flujo de salida pone fin a la acumulación de material gaseoso, congelando efectivamente las masas finales de los planetas. Los protoplanetas más alejados del Sol, donde el material era más escaso, pueden terminar con atmósferas delgadas o seguir siendo principalmente núcleos helados. El viento solar limpia el sistema aproximadamente 100 millones de años después de la formación del Sol.
