The Formation of the Solar System La Formación del Sistema Solar

4.6 billion years ago, the collapse of a cloud of gas and dust in the Milky Way galaxy originated our Solar System. This is the base of the Solar Nebula theory, that succeeds in explaining the patterns and exceptions in our Planetary System.

                          The Sun behind Saturn rings. Image Credit: NASA  / El Sol detrás de los anillos de Saturno. Imagen: NASA

A few hundred thousand years after the Big Bang, dated 13.8 billion years ago, the only stable chemical elements in the Universe were hydrogen and helium in big clouds. The first generation of stars was formed some 150 million years later when these clouds collapsed due to gravity. 

Unos cientos de miles de años después del Big Bang, hace 13.800 millones de años, los únicos elementos químicos estables del Universo eran el hidrógeno y el helio, que formaban grandes nubes. La primera generación de estrellas se formó unos 150 millones de años más tarde, cuando estas nubes colapsaron debido a la gravedad.  

Inside the cores of these first massive stars, heavier elements like carbon and oxygen were created by nuclear fusion. At the end of their lives, stars released those elements to space to make up new clouds or nebulae that, in turn, would collapse in new stars. The repetition of this cycle progressively enriched the Universe with all the chemical elements that became interstellar gas and dust and, in many cases, formed planetary systems.

Dentro de los núcleos de estas primeras estrellas masivas, se crearon elementos más pesados, ​​como el carbono y el oxígeno, por fusión nuclear. Al final de sus vidas, las estrellas liberaron esos elementos en el espacio para formar nuevas nubes o nebulosas que, a su vez, colapsarían en nuevas estrellas. La repetición de este ciclo enriqueció progresivamente al Universo con todos los elementos químicos, que se convirtieron en gas y polvo interestelar y, en muchos casos, formaron sistemas planetarios. 

                  Stellar nursery in Orion Nebula. Image Credit: NASA/JPL-Caltech

                       Vivero estelar en la Nebulosa de Orion. Imagen NASA/JPL-Caltech

A nebula is a huge spherical mass made up of 98% of hydrogen and helium gases and 2% of all heavier elements and their compounds in gaseous and solid phase. Under certain conditions of temperature and density, atoms, molecules and particles inside the nebula attract each other by gravity, a process called accretion. There are several hypotheses on how this begins; possibly some energetic event, such as pressure waves from a nearby supernova, triggers a gravitational collapse in a region of the nebula. It starts to heat up and spin faster, particles crashing into one another, as gravitational potential energy is converted into thermal kinetic energy.  

Una nebulosa es una gran masa esférica formada por 98% de hidrógeno y helio en estado gaseoso y 2% de todos los elementos más pesados y sus compuestos en estado gaseoso y sólido. Bajo ciertas condiciones de temperatura y densidad, los átomos, las moléculas y las partículas dentro de la nebulosa se atraen por la gravedad, un proceso llamado acreción. Hay varias hipótesis sobre cómo comienza esto; posiblemente algún evento energético, como las ondas de presión de una supernova cercana, desencadena un colapso gravitacional en una región de la nebulosa. Ésta comienza a calentarse y girar más rápido, y las partículas chocan entre sí, a medida que la energía potencial gravitacional se convierte en energía cinética térmica.  

As temperature and speed increase, two opposite processes occur, led by conservation of angular momentum: gravity tends to smash matter to the hotter center, while the spinning spreads matter out. As a consequence, the nebula shrinks and flattens. The hotter center becomes a spherical protostar, with increasing heat and collisions. The rest of the matter, gravitationally bound to it, forms a colder disk that may later constitute a system of orbiting bodies (planets, moons, asteroids and comets).

A medida que la temperatura y la velocidad aumentan, se producen dos procesos opuestos, debido a la conservación del momento angular: la gravedad tiende a aplastar la materia hacia el centro más caliente, mientras que el movimiento giratorio extiende la materia. Como consecuencia, la nebulosa se contrae y se aplana. El centro más caliente se convierte en una protoestrella esférica, con teamperatura y colisiones en aumento. El resto de la materia, unida gravitacionalmente a ella, forma un disco más frío que puede constituir más adelante un sistema de cuerpos en órbita (planetas, lunas, asteroides y cometas). 

The flattening of the spinning nebula into a disk explains why all planets in the Solar System orbit a common plane and most of them rotate in the same counter-clock direction they orbit, as well as most of their moons.

El aplanamiento de la nebulosa en un disco que gira explica por qué todos los planetas del Sistema Solar orbitan en un plano común y la mayoría de ellos rotan en la misma dirección contrarreloj en que orbitan, así como la mayoría de sus lunas. 

When the protostar reaches some critical point of pressure and heat due to mass accretion, it contracts and begins to fusion hydrogen and helium in its core. This is accompanied by a phenomenon called bipolar outflow. Also known as solar wind, it is a high-speed gas flow in two opposite jets. This point marks the pass from the protostar to a star.

Cuando la protoestrella alcanza un punto crítico de presión y calor debido a la acumulación de masa, se contrae y comienza a fusionar hidrógeno y helio en su núcleo. Esto va acompañado de un fenómeno llamado flujo bipolar. También conocido como viento solar, consiste en la expulsión de dos chorros opuestos de gas de alta velocidad. Este punto marca el paso de la protoestrella a estrella. 

In many cases, the formation of a star comprises the formation of planetary systems around it, out of the matter of the star nebula. This was the case of our Solar System, 4.6 billion years ago.

En muchos casos, la formación de una estrella comprende la creación de sistemas planetarios a su alrededor, a partir de la materia de la nebulosa estelar. Este fue el caso de nuestro Sistema Solar, hace 4.600 millones de años. 

Young star V1331 Cyg in the dark cloud LDN 981. Image Credit: NASA 

Estrella joven  V1331 Cyg en la nube oscura LDN 981. Imagen: NASA

The protosun summed up the 99.9% of the mass of the solar nebula,  the remaining 0.1% was in the disk, where temperature decreased from the center to the outside. The different compounds and particles turned into solid state depending on their distance to the center and their particular condensation temperature. 

El protosol constituía el 99.9% de la masa de la nebulosa solar, el 0.1% restante estaba en el disco, donde la temperatura disminuía desde el centro hacia el exterior. Los diferentes compuestos y partículas pasaron al estado sólido de acuerdo con su distancia al centro y su temperatura de condensación particular. 

While hydrogen and helium (98% of the total matter) stayed gaseous everywhere, closest to the center, silicates and metals (0.6% of the total matter) condensed, but hydrogen compounds (1.4%) remained gaseous. Only farther away, hydrogen compounds like water, methane, ammonia, were also able to become solid. The border between both zones is called frost line.

Mientras que el hidrógeno y el helio (98% de la materia total) permanecieron gaseosos en todas partes, más cerca del centro, los silicatos y metales (0,6% de la materia total) se condensaron, pero los compuestos de hidrógeno (1,4%) permanecieron gaseosos. Solo más lejos, los compuestos de hidrógeno como el agua, el metano y el amoníaco también pudieron solidificarse. El límite entre ambas zonas se llama línea de hielo. 

As condensation went on, electrostatic forces led particles to stick together,  adding mass from dust grains to particles of several millimeters in size.

A medida que progresaba la condensación,  las partículas comenzaron a unirse debido a la s fuerzas electrostáticas, aumentando su masa  desde granos de polvo a partículas de varios milímetros de tamaño. 

Inside the frost line, the larger rocky and metal particles attained enough gravitational effect on the smaller ones to attach them, a process called accretion. 

Dentro de la línea de hielo, las partículas rocosas y metálicas más grandes lograron suficiente efecto gravitacional sobre las más pequeñas para atraerlas y agruparlas, un proceso llamado acreción. 

Accreted bodies from a few kilometers onwards are called planetesimals. They collided with each other and the larger, more massive ones, grew at the expense of the smaller, gradually clearing their path in the process. Planetesimal accreted into protoplanets, that went on summing up the matter around them. 

Los cuerpos acrecidos de unos pocos kilómetros en adelante se llaman planetesimales. Los planetesimales chocaban entre sí y los más grandes, más masivos, crecían a expensas de los más pequeños, y en el proceso despejaban gradualmente su camino. Los planetesimales se acumularon en protoplanetas, que continuaron sumando la materia que los rodeaba. 

After a few hundred thousand years, there were four small rocky planets inside the frost line: Mercury, Venus, Earth and Mars, called terrestrial or inner planets.

Después de unos cientos de miles de años, dentre de lo línea de hielo había cuatro pequeños planetas rocosos: Mercurio, Venus, la Tierra y Marte, son los llamados planetas terrestres o interiores. 

Mercury, a small rocky planet. Image Credit: NASA  / Mercurio, un pequeño planeta rocoso. Imagen: NASA

Because they formed in this hot region near the protosun, where only silicates and metals were able to condense, terrestrial planets are mainly composed of rocks and metals, with solid warm surfaces. In addition, as those materials were scarce in the nebula, inner planets are small in size and mass and have few or no moons due to their weak gravitational fields.

Debido a que se formaron en la región cálida próxima al protosol, donde solo los silicatos y los metales podían condensarse, los planetas terrestres se componen principalmente de rocas y metales, con superficies cálidas y sólidas. Además, como esos materiales eran escasos en la nebulosa, los planetas interiores son pequeños y de poca masa y tienen pocas  lunas o ninguna debido a sus débiles campos gravitacionales. 

In fact, the Moon was probably the result of an accidental collision between the young Earth and a big planetesimal. As the Big Impact theory proposes, both bodies got molten in the high energy collision. The Earth's outer layers were blasted into orbit and accreted into a moon in less than a thousand years. 

De hecho, la Luna fue probablemente resultado de una colisión accidental entre la joven Tierra y un gran planetesimal. Como propone la teoría del Gran Impacto, ambos cuerpos se fundieron en una colisión que generó enorme energía y voló las capas exteriores de la Tierra;  quedaron en órbita y por acreción formaron la luna en menos de mil años. 

Huge collisions probably rip out part of Mercury's mantle and crust and reverse the orbit of Venus. Later minor impacts with icy outer objects brought water to Earth and Mars, as well as the organic compounds necessary for the origin of life. Debris bombardment also produced craters on the newly formed planets, like those seen on Mercury and the Moon.

Enormes colisiones probablemente arrancaron parte del manto y la corteza de Mercurio e inviertieron la órbita de Venus. Posteriormente, pequeños impactos con objetos exteriores helados trajeron agua a la Tierra y a Marte, así como los compuestos orgánicos necesarios para el origen de la vida. El bombardeo de escombros también produjo cráteres en los planetas recién formados, como los que se ven en Mercurio y la Luna. 

Earth and Moon seen from Mars. Image credit: NASA/JPL-Caltech/Univ. of Arizona.

La Tierra y la Luna vistas desde Marte. Imagen:NASA/JPL_Caltech/Univ. de Arizona.

Planet formation led a different way outside the frost line, where fewer metals and rocks left, but there were great quantities of condensed hydrogen compounds. These were the abundant materials out of which the rest of the planets could grow much more massive. Their gravity held huge amounts of hydrogen and helium gas from the solar nebula. Therefore, they became gaseous giants, also called Jovian planets.  

La formación planetaria siguuió una vía diferente fuera de la línea de hielo, donde quedaban menos metales y rocas, pero había grandes cantidades de compuestos de hidrógeno condensados. Estos fueron los abundantes materiales a partir de los cuales el resto de los planetas pudieron crecer mucho más masivos. Su gravedad retuvo grandes cantidades de hidrógeno y helio gaseosos de la nebulosa solar y por ello se convirtieron en gigantes gaseosos, también llamados planetas Jovianos. 

Giant Saturn with Dione and Mimas. Credit: NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute

El gigantesco Saturno con Dione y Mimas. Imagen: NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute

Jupiter, Saturn, Uranus and Neptune have lower densities and no solid surface. They are worlds of icy clouds, distant from the Sun, with enormous gravity that held moons of different origins and formed rings out of the leftover debris.  

Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno tienen densidades más bajas y carecen de superficie sólida. Son mundos de nubes heladas, distantes del Sol, con una enorme gravedad que retuvo lunas de diferentes orígenes y formó anillos a partir de los escombros restantes.

Jupiter's gravity influence did not let a planet accrete in the frost line zone, next to Mars. The primitive planetesimals remain there as rocky asteroids in what is called the asteroids belt. 

La influencia gravitatoria de Júpiter no permitió que se acretara un planeta en la zona de la línea de hielo, junto a Marte. Los planetesimales primitivos permanecen allí como asteroides rocosos en el llamado cinturón de asteroides. 

Giant Jupiter and Io. Image Credit: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute/Goddard Space Flight Center   

El gigantesco Júpiter e Io. Imagen: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute/Goddard Space Flight Center

Also due to Jovian planets gravity, most of the icy leftovers were ejected farther from Neptune to a region known as Kuiper belt. They kept on slowly accreting there and remained as short-period comets and dwarf planets, like Eris and Pluto, also called trans-Neptunian objects.

También debido a la gravedad de los planetas jovianos, la mayoría de los restos helados fueron expulsados ​​más lejos de Neptuno a una región conocida como cinturón de Kuiper. Siguieron acretando lentamente allí, donde permanen como cometas de período corto y planetas enanos, como Eris y Plutón, también llamados objetos transneptunianos. 

Comet Halley, a short-period comet. Image credit: NASA/ESA/Giotto Project

Cometa Halley, un cometa de periodo corto. Imagen: NASA/ESA/Giotto Project

Finally, the solar wind that marked the birth of the Sun was strong enough to clear out the remaining gas and debris, so that in a short period of about 100,000 years, there was no more material to accrete and the planet formation ended. This material was ejected in all directions, even farther from the Kuiper belt, to a spherical region called Oort Cloud. The objects there are mainly long-period comets. They are as far from the Sun as 50000 times the Earth-Sun distance, so they are in orbits of hundreds or thousands of years.

Finalmente, el viento solar que marcó el nacimiento del Sol fue lo suficientemente fuerte como para eliminar el gas y los escombros restantes, de modo que en un corto período de aproximadamente 100.000 años, no hubo más material para acumular y la formación de los planetas terminó. Este material fue expulsado en todas direcciones, aún más lejos del cinturón de Kuiper, a una región esférica llamada Nube de Oort. Los objetos que hay allí son principalmente cometas de periodo largo. Están tan lejos del Sol como 50000 veces la distancia Tierra-Sol, por lo que sus periodos orbitales tienen cientos o miles de años. 

During the last years, thousands of exoplanets have been discovered; the characteristics of some of them, especially the so-called hot Jupiters, raise questions that the Solar Nebula theory will have to answer to become a comprehensive Stellar Nebula theory.

Durante los últimos años, se han descubierto miles de exoplanetas; las características de algunos de ellos, especialmente los llamados Júpiter calientes, plantean preguntas que la teoría de la Nebulosa Solar tendrá que responder para convertirse en una teoría integral de la Nebulosa Estelar. 

Bibliography / Bibliografía

Introduction to Solar Systems Astronomy  Lectures, by Dr. Frank Timmes - Arizona State University: AST111

Astronomy, by Franknoi, A., Morrison, D., Wolff, S., Beck, J., Benecchi, S., Bond, Young, T. - 2017 Rice University

An Introduction to the Solar System, by Bland, P., Mc Bride, N., Moore, E., Widdowson, M., Wright, I. - The Open University

Logo Image by Andrew Birch: www.flickr.com/photos/abpcom 

Imagen del Logo por Andrew Birch: www.flickr.com/photos/abpcom