VII. SOBRE LAS DIMENSIONES Y EL ORIGEN DEL SISTEMA SOLAR

INTRODUCCI�N

EN 1650 James Ussher (1581-1656), arzobispo de Armagh, Irlanda, dijo que la creaci�n del mundo hab�a ocurrido el a�o 4 004 a.C. Este personaje fue experto en lenguas sem�ticas, lo que le permiti� realizar diversos estudios sobre los textos b�blicos, entre los que se cuentan sus investigaciones cronol�gicas. Sumando las edades que el antiguo Testamento asigna a los diferentes patriarcas, calcul� que el mundo hab�a sido creado por Dios precisamente en esa fecha.

Un enfoque diferente del mismo problema, que pronto demostr� ser muy valioso para el desarrollo cient�fico, fue el que siguieron aquellos que comenzaron a estudiar la Tierra como un sistema din�mico. Desde siempre nuestro planeta ha experimentado gran variedad de fen�menos naturales que est�n modificando continuamente su superficie. Tal es el caso de la erosi�n e�lica y marina, de las erupciones volc�nicas y de los grandes terremotos. Cuando se comenz� a estudiar estos acontecimientos en forma cient�fica se encontr� que la Tierra ha experimentado grandes transformaciones, como lo demuestran formaciones geol�gicas muy diversas, algunas de las cuales comenzaron a conocerse y comprenderse cuando en el siglo XVI la miner�a inici� la explotaci�n intensiva del subsuelo (figura 37). Tambi�n la existencia de restos f�siles de plantas y animales sirvi� para obtener pruebas que se�alaban que la Tierra era en realidad mucho m�s antigua de lo que hab�a encontrado Ussher.

Figura 37. Ilustraci�n de excavaciones subterr�neas aparecida en De Re Metallica, obra publicada en 1556.

Esta segunda forma de ver el problema de la edad de nuestro planeta habr�a de propiciar finalmente los primeros intentos cient�ficos modernos que trataron de establecer el posible origen de la Tierra. Como se ver� en el presente cap�tulo, la conjunci�n de datos geol�gicos y paleontol�gicos, as� como algunas de las caracter�sticas din�micas presentadas por el movimiento de los planetas y del propio Sol, sirvieron para desarrollar las primeras teor�as que buscaron explicar el origen, la edad, la formaci�n y la evoluci�n del Sistema Solar sin basarse en la religi�n.

ALGUNOS PAR�METROS B�SICOS

La medici�n es el fundamento de todas las ciencias f�sicas. Sin importar qu� tan complejas y elaboradas puedan ser las teor�as que pretendan describir la naturaleza, degenerar�n en mera especulaci�n si no cuentan con el respaldo de un conjunto de datos determinados por medio de experimentos y observaciones. En el caso de la astronom�a el avance logrado en el conocimiento de las propiedades f�sicas del Universo se debe a que hemos sido capaces de medir cantidades como el tama�o, la masa y la distancia de los diferentes cuerpos celestes que observamos.

Esta caracter�stica de la ciencia, de ocuparse de las cualidades mensurables de los objetos que estudia, adquiri� mayor importancia a partir del siglo XVI. En el terreno de la astronom�a, la antigua necesidad de contar con un valor exacto de la distancia que separa a la Tierra del Sol resurgi� como parte del esfuerzo por obtener modelos cosmog�nicos congruentes con las observaciones. Para los investigadores de esa �poca fue claro que para conocer las dimensiones del Sistema Solar, habr�a primero que determinar bien cu�nto med�a la distancia que nos separa del Sol. Es importante se�alar que se hab�a encontrado una medida tradicional para el radio terrestre que, si bien fue calculado con buen grado de aproximaci�n por Erat�stenes, requer�a una determinaci�n m�s precisa, sobre todo desde que se sab�a que la Tierra no era una esfera perfecta.

A partir del siglo XVII diversos cient�ficos trabajaron en este problema, destacando las mediciones de Jean Picard (1620-1682) hechas en Par�s, mediante las que determin� la longitud de un arco de meridiano terrestre. Tambi�n fue importante el enorme esfuerzo realizado por Domenico Cassini (1625-1712), quien coordin� a un grupo grande de investigadores y logr� medir el llamado "meridiano de Francia". Igualmente debe mencionarse aqu� el trabajo te�rico que sobre la forma de la Tierra desarroll� Claude Clairaut (1713-1765). De estas y otras investigaciones fue posible establecer finalmente que el radio terrestre ecuatorial media 6 378 kil�metros.

Independientemente del modelo utilizado para representar el sistema planetario, el valor absoluto de la unidad astron�mica expresado en cualquier tipo de unidades lineales (estadios, leguas, millas, kil�metros, etc.) no puede ser deducido directamente de los trabajos te�ricos, raz�n por la cual fue imprescindible determinarlo en forma indirecta, recurriendo a la medici�n de otros par�metros observacionales.

Una de esas formas fue medir la paralaje solar, cantidad que se define como el �ngulo bajo el cual un observador hipot�tico localizado en el centro del Sol ver�a desde ah� el tama�o del radio ecuatorial terrestre. La importancia de esta sencilla definici�n radica en que una vez que se ha determinado observacionalmente el valor de ese �ngulo, puede calcularse en forma muy simple la distancia que separa a la Tierra del Sol. Sin embargo, la peque�ez de esa cantidad angular hace que su determinaci�n no sea tarea f�cil, por lo que en la antig�edad fracasaron todos los intentos. Esto resulta evidente en la figura 38 donde, para poder representar en la misma p�gina la configuraci�n geom�trica que define a la paralaje solar p, se tuvieron que modificar considerablemente las proporciones que guardan los tama�os de la Tierra y el Sol, as� como su separaci�n. S�lo as� pudo representarse gr�ficamente ese �ngulo tan peque�o.

Figura 38. Configuraci�n que muestra lo que es el paralaje solar.

Al trabajar con cantidades angulares de esas dimensiones los errores inherentes al proceso de medici�n pesan mucho sobre los resultados, pues, por ser del mismo orden que el �ngulo que se intenta medir, dificultan la obtenci�n correcta de un valor definitivo para la paralaje. Esta situaci�n, aunada a la baja resoluci�n de los instrumentos astron�micos disponibles, caus� que para fines del siglo XVI y principios del XVII circularan en la literatura especializada distintos valores de la unidad astron�mica, lo que llev� a una situaci�n muy confusa, pues por esas fechas cada astr�nomo de importancia manejaba su propio valor, el que muchas veces era determinado en forma subjetiva. El cuadro 1 muestra algunos de los valores entonces disponibles.

CUADRO 1. ALGUNOS VALORES DE LA DISTANCIA SOL-TIERRA

 

Autor	Unidad astronómica*
Aristarco Hiparco Posidonio Arquímedes Tolomeo Albategnio Regiomontano Copérnico Tycho Brahe Thomas Digges Kepler Hevelio Riccioli	entre 1 080 y 1 200 un mínimo de 490 1 625 10 000 1 210 1 146 1 070 1 179 1 182 un mínimo de 1 160 3 543 5 301 7 068
*Expresada en radios terrestres.

En el cap�tulo III se ha visto que el m�todo de la dicotom�a lunar desarrollado por Aristarco de Samos, aunque es conceptualmente correcto, en la pr�ctica dej� mucho que desear. Permiti� determinar valores que mostraron lo alejado que se encuentra el Sol de nosotros, pero fueron inciertos, ocasionando que los astr�nomos renacentistas no tuvieran confianza en ellos y prefirieran utilizar el m�todo de la paralaje solar para intentar determinar correctamente la distancia que hay entre la Tierra y el Sol. Este m�todo fue especialmente �til cuando se generaliz� el uso del telescopio como instrumento de observaci�n y de medida.

Como resultado de ambos m�todos, y sobre todo despu�s de los cuidadosos trabajos de Tycho y Kepler, lo m�s que se hab�a podido establecer respecto al valor de la UA fue la magnitud del �ngulo p ya mencionado. Ante la imposibilidad de encontrar en forma directa el valor de tan peque�a cantidad, se determin� primero la paralaje de Marte, planeta que por encontrarse m�s cerca de nosotros que el Sol permit�a medir con mayor facilidad el �ngulo bajo el cual se ve su radio. La paralaje marciana fue determinado por Domenico Cassini y Jean Richer (1630-1696), quienes midieron las distancias aparentes de Marte a las estrellas fijas en forma simult�nea, pero desde diferentes lugares. Cassini lo observ� desde Par�s y Richer desde Cayena, Guayana Francesa. La separaci�n de m�s de 10 000 km entre ambos sitios permiti� que esos observadores vieran a Marte sobre un fondo estelar ligeramente distinto. Una vez determinada la diferencia resultante de las dos observaciones, se pudo derivar un mejor valor de la paralaje solar y se estableci� que deber�a tener menos de los nueve segundos de arco.

Edmond Halley propuso en 1691 un m�todo alterno para determinar el valor de la unidad astron�mica. Como en su �poca ya se dispon�a de relojes que permit�an determinar el tiempo con mayor precisi�n que la que se pod�a lograr al medir �ngulos peque�os, Halley propuso que se midieran con gran exactitud los tiempos de entrada y salida del planeta Venus durante uno de sus tr�nsitos sobre el disco solar.⁴¹ Para obtener un buen resultado sugiri� que las observaciones fueran realizadas por el mayor n�mero de astr�nomos, y que estos se situaran en diferentes partes de la Tierra, alejados entre s� lo m�s posible, pero asegur�ndose de observar el tr�nsito venusino en forma simult�nea. Al cumplir con esos requisitos cada observador ver�a que la trayectoria seguida por Venus al cruzar frente al brillante disco del Sol ser�a ligeramente diferente respecto de la observada por los otros (figura 39). Al analizar estad�sticamente las diferencias de tiempo de cada observador y conociendo con exactitud su lugar de observaci�n, Halley estim� que ser�a posible calcular el valor de la paralaje solar con un error de menos del 1%, lo que sin lugar a dudas permitir�a establecer con alto grado de exactitud el valor de la UA.

Figura 39. Representaci�n de c�mo ver�an dos observadores localizados en diferentes partes del globo terrestre un paso de Venus por el disco solar.

Aun cuando los tr�nsitos del planeta Venus frente al disco del Sol son muy espaciados, de manera un tanto peculiar, ya que en un mismo siglo pueden ocurrir dos de ellos separados por s�lo ocho a�os y despu�s de transcurrir otros 105 a�os para que el fen�meno se repita (figura 40), gracias a los progresos hechos por Kepler y Newton en mec�nica celeste al iniciarse el siglo X y III ya era posible calcular las posiciones planetarias con alta precisi�n y establecer con gran confiabilidad cu�ndo tendr�a verificativo un acontecimiento de esa naturaleza.

Figura 40. Trayectorias aparentes de Venus sobre el disco del Sol en los �ltimos cuatro pasos, y en los dos que ocurrir�n en el pr�ximo siglo.

Halley, buen conocedor de la obra de Newton, se dedic� a calcular las efem�rides para el que habr�a de ocurrir el 6 de junio de 1761, indicando horas, minutos y segundos de cada una de sus fases, as� como los lugares m�s adecuados para su observaci�n. Aunque �l no vivi� para verlo, gracias a sus esfuerzos se realiz� una campa�a internacional de gran magnitud para observar tan esperado fen�meno celeste.

Mientras llegaba la fecha, otros investigadores lograron establecer con precisi�n la distancia que separa a la Luna de nuestro planeta. En 1752 Louis Lacaille (1713-1762), usando sus observaciones lunares hechas desde el Cabo de Buena Esperanza, en Sud�frica, y Joseph-Jerome Lalande (1732-1807), con las observaciones que obtuvo desde Berl�n, determinaron la distancia Tierra-Luna, as� como el di�metro de nuestro sat�lite, y calcularon que se localiza a 384 403 km (60 radios terrestres), y que su paralaje es de 57.2 segundos de arco, lo que se traduce en un radio lunar de 1 738 km. Estos valores no fueron sustancialmente diferentes de los que se hab�an obtenido en la antig�edad, pero s� resultaron m�s precisos, demostrando a los observadores la ventaja de utilizar sistem�ticamente los telescopios reci�n equipados con instrumentos de medici�n, como el micr�metro.⁴²

El segundo tr�nsito venusino del siglo XVIII ocurri� el 3 de junio de 1769. Para estudiarlo volvieron a participar astr�nomos de los pa�ses europeos m�s desarrollados. Cabe aqu� destacar el esfuerzo realizado por el criollo mexicano Joaqu�n Vel�zquez de Le�n (1732-1786), quien instalado al norte de San Jos� del Cabo, Baja California, realiz� por cuenta propia observaciones exitosas de ese tr�nsito. Esto le permiti� obtener datos que envi� a la Academia de Ciencias de Par�s y con los cuales contribuy� al esfuerzo astron�mico internacional emprendido para determinar la paralaje solar.

Despu�s de analizar los datos obtenidos por todos los observadores que participaron en el estudio de los tr�nsitos de 1761 y 1769, se encontr� un valor medio para la paralaje solar de 8.55 segundos de arco. Como este dato se obtuvo promediando los diferentes valores reportados por los observadores, ten�a asociado una incertidumbre propia de su car�cter estad�stico que result� ser igual a 16 cent�simas de segundo de arco (0.16"). Al calcular la distancia al Sol, esta peque��sima cantidad angular se tradujo en un error que result� ser casi de 5 000 000 de kil�metros. Esta distancia es 16 veces mayor que la que nos separa de la Luna. Evidentemente, un valor tan grande hac�a inadmisible el resultado obtenido de la observaci�n de esos dos tr�nsitos, pues adem�s, como el error en la determinaci�n de la unidad astron�mica es acumulativo, entre m�s alejado se encuentre un planeta del Sol, mayor ser� el error al determinar su distancia.

Otro logro importante en el conocimiento de las propiedades b�sicas del Sistema Solar fue la determinaci�n hecha por Henry Cavendish (1731-1810) de la masa absoluta de la Tierra. Como se ha mencionado en el cap�tulo anterior, Newton, usando la ley de la gravitaci�n y la tercera ley de Kepler, estableci� la densidad media de la Tierra y la masa solar expresada en t�rminos de la masa terrestre (v�ase el Ap�ndice F). Para determinar en forma absoluta esta �ltima cantidad, se requer�a conocer el valor experimental de la llamada constante de gravitaci�n G.

En 1798 Cavendish realiz� un cuidadoso experimento en el que midi� la peque��sima fuerza de atracci�n gravitacional ejercida entre pares de esferas met�licas que pesaban apenas unos kilos y que estaban separadas entre s� menos de un metro. Esto le permiti� establecer el valor de la constante G y de ah� determinar el valor absoluto de la masa terrestre, que es de 6 000 millones de trillones de toneladas. Con este valor, y sabiendo que la masa solar es 330 000 veces mayor que la de nuestro planeta, se determin� que el Sol tiene una masa de 1.99 x 10 ³¹ kg (19 900 000 000 000 000 000 000 000 000 toneladas), valor verdaderamente inmenso para la escala humana.

Con respecto al valor de la unidad astron�mica, a pesar de todos los esfuerzos realizados por los astr�nomos del siglo XVIII para encontrar un valor �nico y confiable, no fue sino hasta el primer tercio de nuestro siglo que se logr� determinar, por cierto con m�todos diferentes de los propuestos por Halley. En la actualidad se ha establecido que esa distancia es de 149450 000 km, con una incertidumbre de s�lo 17 000 km. Con ese valor, Saturno, el m�s alejado de los planetas conocidos en el siglo XVII, queda ubicado a una distancia media de 1 427 000 000 de kil�metros del Sol, lo que ciertamente dio al Sistema Solar dimensiones antes inconcebibles para esa �poca.

TEOR�AS SOBRE LA FORMACI�N DEL SISTEMA SOLAR

Como parte del esfuerzo desarrollado para entender y medir los principales par�metros terrestres y de nuestro entorno planetario, a partir del siglo XVII surgieron los primeros intentos cient�ficos modernos que buscaban explicar el origen y la evoluci�n del Sistema Solar. Para lograrlo, los cient�ficos incorporaron entre sus hip�tesis los hechos de importancia derivados de las observaciones que entonces se realizaban, tales como la propiedad de las �rbitas planetarias de estar contenidas pr�cticamente en un solo plano, sin desviarse ninguna de ellas m�s de 7°30', o como el hecho de que tanto los planetas como sus sat�lites giran en torno al Sol exactamente en la misma direcci�n. Atinadamente se pens� que estos hechos no pod�an ser producto de la casualidad, sino que ten�an que ser reflejo de las condiciones que prevalec�an cuando se form� el Sistema Solar. Entre los primeros esfuerzos modernos por desarrollar teor�as cosmog�nicas destacan los de Ren� Descartes (1596-1650), los del conde de Buffon (1707-1788), los de Immanuel Kant (1724-1804) y los de Pierre Simon, conde de Laplace (1749-1827).

Descartes destaca entre los pensadores del siglo XVI pues, adem�s de tratar con profundidad aspectos que ahora pertenecen claramente al campo filos�fico, se interes� mucho en el estudio de la naturaleza, buscando establecer una ciencia universal cuyo fundamento fuera el m�todo matem�tico. En este terreno public� importantes obras que tratan de �ptica, meteorolog�a y geometr�a, y a �l se debe el desarrollo de la llamada geometr�a anal�tica.

En 1633 estaba por publicar el libro Le Monde ("El mundo"), en donde expon�a sus ideas sobre el movimiento y sobre el sistema copernicano, pero al enterarse de la condena a la que fue sujeto Galileo por la Iglesia prefiri� no tener enfrentamientos con �sta y desisti� de imprimirlo.

En 1644 public� los Principia Philosophiae ("Principios de filosof�a"), obra dividida en tres partes. La primera trata sobre su doctrina filos�fica, y en las otras dos expuso sus ideas acerca de la naturaleza y del cosmos. En ese texto arguy� que, como no es posible pensar en un l�mite a la extensi�n del espacio, el Universo deber�a ser infinito. Tambi�n afirm� que ese espacio se hallaba lleno de materia, toda del mismo tipo. Neg� as� la existencia del vac�o c�smico.

Aunque toda la materia que ocupaba el Universo era igual, estaba constituida por tres tipos de part�culas, cada una con dimensiones diferentes. Las m�s grandes formaban el material de tipo terrestre y eran las que confer�an sus cualidades f�sicas y qu�micas a la materia. Las de tama�o intermedio formaban el aire, y se encontraban entremezcladas con part�culas terrestres. Finalmente, las de menor tama�o eran las de fuego. Como en la teor�a de Descartes no pod�a existir el vac�o, todas esas part�culas dotadas de movimiento iban reemplaz�ndose unas a otras de tal manera que el espacio siempre estaba totalmente lleno.

Esta idea y la creencia de que Dios conservaba siempre la cantidad de materia y de movimiento presente en el Universo, llev� a Descartes a desarrollar su teor�a de los v�rtices o torbellinos (tourbillons), con la que explic� la formaci�n de los cuerpos celestes.

De acuerdo con la manera actual de entender la naturaleza, la teor�a de los torbellinos es m�s especulativa que f�sica, sin embargo, por el enorme prestigio de su autor y por el importante papel que desempe�� como explicaci�n cosmog�nica, sobre todo en la Europa continental de los siglos XVII y XVIII, pensamos que debe mencionarse. En ella Descartes establece que la materia que formaba originalmente al Universo era uniforme y homog�nea, encontr�ndose animada de movimiento que le hab�a sido proporcionado directamente por Dios, movimiento que se conservaba en su totalidad. Al transcurrir el tiempo, ese movimiento comenz� a causar frotamiento (fricci�n) entre las tres diferentes part�culas que formaban a la materia, propiciando la aparici�n de inhomogeneidades en ella. Las partes densas (part�culas terrestres) comenzaron a moverse m�s lentamente, favoreciendo la formaci�n de condensaciones que al transcurrir los milenios habr�an de convertirse en planetas. Mientras eso ocurr�a, la materia m�s ligera (part�culas de aire), cuya movilidad era mayor, se mantuvo en estado fluido, dando origen al Sol y a las estrellas. La materia m�s sutil, formada por part�culas de fuego debido a su ligereza, adquiri� un movimiento muy r�pido que le permiti� llenar completamente el Universo sin que en �l quedara ninguna discontinuidad. Por la ausencia de vac�o, el movimiento surgido en cualquier parte de esa sustancia producir�a que la totalidad de la materia c�smica se moviera.

Como no conoci� los trabajos sobre las �rbitas planetarias desarrollados por Kepler, este fil�sofo postul� que el movimiento natural que pod�a surgir en cualquier porci�n reducida del cosmos era circular. La consecuencia directa de ese hecho fue que la rotaci�n de la materia originada por la fricci�n entre las diferentes part�culas se propagar�a a todo el Universo siendo �sa la g�nesis de los llamados torbellinos cartesianos. �stos, al desplazarse, arrastrar�an consigo cualquier cuerpo s�lido. Bajo esa hip�tesis, el movimiento celeste era entendido as�: el Sol y las estrellas se encontraban inm�viles, localizados en el centro de torbellinos primarios, mientras que los planetas eran arrastrados por �stos, adquiriendo as� su movimiento circular. A su vez esos cuerpos celestes se convert�an en los centros de remolinos secundarios que arrastraban a los sat�lites, d�ndoles tambi�n su movimiento. Los torbellinos primarios se encontraban tan separados entre s� que no pod�an perturbarse mutuamente, raz�n por la que el Sol no interaccionaba con las dem�s estrellas. Los cometas, debido a su alta velocidad pod�an alejarse de los centros de los torbellinos, pasando de uno a otro sin mayor problema.

Aunque este modelo del cosmos fue muy aceptado durante el siglo XVII, tuvo en su contra serias objeciones, siendo la de mayor importancia que no pod�a ser expresado adecuadamente mediante el lenguaje matem�tico, raz�n por la cual no lleg� a convertirse en verdadera teor�a cient�fica sobre la formaci�n del Universo. Posteriormente Newton demostr� que el sistema de v�rtices violaba lo establecido por la ley kepleriana de las �reas.

La teor�a catastrofista sobre el origen del Sistema Solar debida a Georges Louis Leclerc, conde de Buffon, establec�a que los planetas se originaron como consecuencia del violento choque de un cometa con el Sol. Esta colisi�n expuls� de ambos astros una gran oleada de materia, parte de la cual se perdi� en el espacio, mientras que otro tanto qued� atrapada por la atracci�n solar. Como consecuencia de un choque que no fue frontal, el material cautivo comenz� a girar r�pidamente en torno al Sol, propiciando que diversos fragmentos se fueran agregando unos a otros para formar conglomerados mayores que adquirieron forma esf�rica. Finalmente, al enfriarse y volverse opacos fueron los que dieron origen a los actuales planetas. En forma natural ese mecanismo hizo que todos esos cuerpos se distribuyeran en un mismo plano, girando y traslad�ndose con igual direcci�n y sentido que la rotaci�n mostrada por el Sol, la cual apareci� en ese astro despu�s del choque. Adem�s de explicar este hecho observacional b�sico, la teor�a catastrofista de Buffon tiene un m�rito m�s, afirmar que la materia que forma a nuestra estrella y a los planetas es la misma, rompiendo as� con un dogma surgido en la antig�edad, y que incluso Descartes acept�, pues, como ya se mencion�, ese pensador consider� que el Sol y las estrellas hab�an sido formados a partir de un material diferente del que dio origen a los planetas.

Seg�n la teor�a de Buffon los fragmentos que se desprendieron del Sol atravesaron la envoltura gaseosa de �ste, lo que les permiti� atrapar vapor de agua y aire originalmente contenidos en la atm�sfera solar. Con esos compuestos, y tras un proceso de enfriamiento, los planetas formaron sus oc�anos y sus atm�sferas.

Para obtener una respuesta cuantitativa sobre la duraci�n de la etapa de enfriamiento planetario, Buffon realiz� experimentos muy cuidadosos que le permitieron medir la rapidez con la que se enfriaban bolas incandescentes de hierro de diferentes tama�os. Extrapolando sus resultados de laboratorio a las dimensiones de los cuerpos del Sistema Solar, concluy� que la Luna necesit� 5 000 a�os para adquirir su aspecto actual, mientras que para la Tierra el proceso de p�rdida de calor tom� 75 000 a�os. En el caso de J�piter, que es el planeta m�s grande del sistema, el tiempo de enfriamiento result� ser de 200 000 a�os. Aunque ahora se sabe que esos valores en realidad son muy peque�os, la teor�a y las mediciones de Buffon fueron de gran valor en su �poca pues determinaron que la Tierra ten�a una edad m�nima muy superior a la que los te�logos hab�an calculado.

La teor�a catastrofista part�a de un hecho equivocado: considerar la existencia de un cometa de dimensiones mayores que los planetas. En realidad los cometas tienen masas despreciables comparados con aquellos, raz�n por la cual un choque cometario no podr�a haber perturbado al Sol, como Buffon supon�a. Sin embargo su teor�a tuvo el m�rito de ser la primera explicaci�n sobre la formaci�n del Sistema Solar que tom� en cuenta verdaderamente los aspectos cient�ficos del problema.

En 1755 apareci� la obra Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels ("Historia general de la naturaleza y teor�a del cielo"), debida al fil�sofo Immanuel Kant. En ella ese prestigiado pensador establec�a que inicialmente s�lo exist�a una nube difusa de polvo mete�rico, formada por granos cuyas formas, dimensiones y densidades eran infinitamente variadas. Estas part�culas llenaban por completo el espacio, movi�ndose al azar y chocando entre s� a velocidades diversas.

Al paso del tiempo, la fuerza de atracci�n gravitacional orden� esa magna confusi�n y propici� que en algunas partes de esa ca�tica masa polvorienta se produjeran aumentos muy peque�os en densidad, lo que a su vez ocasion� la ca�da de m�s part�culas hacia esas regiones. De esa manera se fueron formando gigantescas nubes esf�ricas en las que los elementos m�s pesados fueron atra�dos hacia sus centros. Seg�n Kant, este mecanismo de atracci�n gravitacional entre part�culas de masas y densidades diferentes fue el que origin� la formaci�n de las estrellas, y en particular del Sol.

En su ca�da los elementos pesados apartaron a los ligeros, caus�ndoles una ca�da oblicua o lateral, que imprimi� una rotaci�n que los oblig� a moverse en �rbitas el�pticas en torno a la masa central, formando as� corrientes materiales constituidas por los elementos ligeros, que quedaron contenidas pr�cticamente en un solo plano. En ellas aparecieron finalmente centros secundarios de atracci�n que, repitiendo el proceso ocurrido cuando se form� el Sol y las estrellas, dieron origen a los planetas y a sus sat�lites. Como las part�culas que formaron el Sol tambi�n fueron afectadas por desviaciones, este astro adquiri� un movimiento de rotaci�n que posteriormente se reflej� en el sentido en el que giran los planetas en torno a �l.

Aunque Kant se preocup� mucho por explicar mediante su modelo la rotaci�n observada del Sol, as� como la direcci�n de giro de los planetas y su localizaci�n en el plano de la ecl�ptica, su teor�a no fue satisfactoria pues se demostr� que tal esquema era din�micamente inestable y no podr�a existir en la naturaleza. A pesar de esa falla de principio, Kant tuvo el m�rito de ser el primero en reconocer el importante papel de la gravitaci�n en el proceso de formaci�n de las estrellas, as� como en la g�nesis planetaria, por lo cual no debe extra�arnos que sus hip�tesis b�sicas, modificadas adecuadamente, sigan siendo de utilidad para tratar de entender esos complicados procesos.

En 1796 Laplace dio a conocer la llamada hip�tesis de la nebulosa primitiva, mediante la cual tambi�n trat� de explicar la formaci�n del Sistema Solar. Para evitar los problemas din�micos a los que tuvo que enfrentarse Kant, Laplace postul� que la nebulosa primigenia se hallaba animada por un lento movimiento de rotaci�n. Supon�a la existencia de una nebulosa gaseosa e incandescente con forma de esferoide, en la que la materia que se encontraba distribuida alrededor de la parte central ten�a la propiedad de ser menos densa cuanto m�s alejada se encontraba de ella.

Como se ver� m�s adelante, esta representaci�n no respond�a solamente a una idealizaci�n, sino que ten�a mucho que ver con el descubrimiento de objetos nebulosos que, al ser observados a trav�s de los telescopios m�s poderosos de esa �poca, mostraban un panorama que coincid�a con la teor�a de Laplace. Adem�s de tomar en cuenta ese hecho observacional, este notable astr�nomo analiz� te�ricamente de forma muy rigurosa el papel que ten�an en su modelo las fuerzas de fricci�n, de atracci�n gravitacional y centr�fuga ocasionada por la rotaci�n, siguiendo para ello el formulismo de la mec�nica desarrollado por Newton. Quiz�s por estas razones su modelo tuvo una gran aceptaci�n, manteni�ndose vigente por m�s de cien a�os.

En esencia, la teor�a nebular de Laplace establec�a que al paso del tiempo, la nebulosa primitiva se fue condensando por efecto de la fuerza gravitacional generada por su propia masa, que atra�a a todas las part�culas hacia su centro, lo que a largo plazo ocasion� que la nebulosa originalmente esferoidal adquiriera forma lenticular, teniendo un abultamiento central bien definido. A partir de �ste se form� el Sol, tambi�n por un proceso de contracci�n. Al irse contrayendo ese abultamiento, o protosol, fue aumentando su velocidad de rotaci�n, tal y como establecen las leyes de la mec�nica, llegando un momento en el que finalmente se rompi� el equilibrio entre la fuerza de atracci�n gravitacional ocasionada por la masa contenida en el abultamiento y la fuerza centr�fuga debida a la rotaci�n del material. Este equilibrio entre ambas fuerzas origin� que las partes m�s externas fueran arrancadas del abultamiento, formando as� un anillo gaseoso que, una vez desprendido, sigui� girando independientemente del resto de la masa que formaba el protosol, pero con la misma direcci�n y sentido de rotaci�n que ten�a la masa central.

Este desprendimiento de materia no impidi� que el protosol continuara contray�ndose, lo que volvi� a ocasionar que aumentara su velocidad de rotaci�n, llev�ndolo de nuevo a una situaci�n de desequilibrio que lo oblig� a expulsar otro anillo. Este fen�meno se repiti� varias veces, lo cual dio origen en cada ocasi�n a la formaci�n de un nuevo anillo. El proceso se detuvo cuando ces� la contracci�n que dio origen al Sol. Los anillos, localizados todos en el plano ecuatorial solar fueron quedando separados, con grandes espacios entre ellos. Debido a que estas estructuras carec�an de homogeneidad, resultaron inestables, ocasionando que se fraccionaran en porciones de menor tama�o y forma esferoidal que siguieron girando en torno al cuerpo central. El fragmento mayor de cada anillo atrajo hacia s� a los m�s peque�os, lo que finalmente propici� la formaci�n de un planeta que qued� constituido por un n�cleo denso, rodeado por una atm�sfera incandescente (figura 41).

Figura 41. Representaci�n de la teor�a nebular de Kant-Laplace.

En torno a los planetas se dio el mismo fen�meno de formaci�n de anillos y crecimiento de fragmentos por incorporaci�n de masas menores, y fue as� como surgieron los sat�lites que se encuentran girando alrededor de la Tierra, J�piter y Saturno.

La existencia del anillo que rodea ecuatorialmente a Saturno fue para Laplace la confirmaci�n de su hip�tesis. Como mec�nicamente los anillos s�lo pueden existir si son completamente homog�neos, y puesto que por su propio proceso de formaci�n es improbable que esto ocurra, Laplace arguy� que Saturno era el �nico ejemplo que quedaba en todo el Sistema Solar del proceso de formaci�n que le dio origen, pues en todos los dem�s planetas no se dieron las condiciones de homogeneidad necesarias para la sobrevivencia de los anillos.

Las teor�as de Kant y de Laplace sobre la formaci�n del Sistema Solar son en realidad complementarias, pues, aunque fueron elaboradas independientemente, el tratamiento que ambos autores dieron al problema fue similar, ya que los dos intentaron explicar los mismos hechos observacionales partiendo de las leyes de la mec�nica. Durante m�s de 100 a�os se acept� que el sistema planetario hab�a surgido por la contracci�n y fragmentaci�n de una nebulosa tal y como esos autores propon�an, raz�n por la cual su explicaci�n fue conocida como la teor�a de la nebulosa primitiva de Kant-Laplace.

A pesar del tiempo transcurrido desde que se origin� esta hip�tesis, lapso en el que se han descubierto aspectos muy importantes sobre los mecanismos por los cuales se forman las estrellas, algunos elementos de la teor�a de Kant-Laplace han sobrevivido. Manejados adecuadamente, y tomando en cuenta las restricciones introducidas por los datos observacionales actuales, han servido para configurar modelos que tratan de explicar no s�lo el origen del Sistema Solar, sino el proceso general de la formaci�n estelar.

En la actualidad todav�a no se cuenta con una teor�a que explique satisfactoriamente la existencia de los diferentes objetos que forman el Sistema Solar. �ste es un problema que sigue vigente, y en la b�squeda de soluciones seguramente se ir�n encontrando datos novedosos sobre el sistema planetario y su estrella.