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Para solventar estas objeciones el modelo básico de Laplace fue enriquecido durante la segunda mitad del siglo XX con nuevas teorías sobre la formación estelar y nuevos datos sobre la composición y edad de los cuerpos del Sistema Solar, extrapolándose a la formación planetaria en general. Fenómenos físicos como la viscosidad, el campo magnético, el viento solar, etc. se añadieron poco a poco, hasta obtener el modelo con el que se trabaja en la actualidad.
Según el modelo actual, una vez comienza la fase de contracción de uno de esos fragmentos de nebulosa, no hay vuelta atrás. Poco a poco la nube en colapso gravitatorio se hace más esférica. Conforme su colapso continúa, en su parte central, más densa, se genera un giro desbocado alrededor de su centro. Cuanto más se contrae el núcleo de la nube, más deprisa girará, debido a la conservación del momento angular. Y la fuerza centrífuga que genera este giro loco, hace que parte de la zona central de la nube de materia interestelar se convierta en un disco aplanado.
Pero desde el exterior poco es lo que se ve. Los restos que quedan de la envoltura son todavía lo bastante densos y opacos para ocultar lo que ocurre en su interior. Tan sólo la emisión de calor de la propia envoltura en forma de radiación infrarroja consigue escapar. Mientras, la gravedad continúa su trabajo: el centro de la nube sigue contrayéndose, aumentando su densidad y temperatura. Hasta que, cuando ésta alcanza el millón de grados, su corazón entra en ignición y comienza a emitir descomunales cantidades de energía, calor y luz. El aumento de la presión interna debido a esta fuerte emisión de radiación y energía es tal que la masa de gas deja por fin de contraerse y se estabiliza su tamaño. Se ha formado una estrella.
Foto: Imagen
artística de la formación de un sistema planetario. Observamos una
estrella y sus planetas ya formados con el disco protoplanetario aún
insinuado.
Entre tanto, los planetas
comienzan a formarse a partir del disco aplanado de materia que rodea
la estrella, mediante un proceso de acreción gravitatoria. Las
partículas de polvo de ese disco juegan un papel crucial: tienen más
masa que las moléculas de gas y por tanto mayor fuerza de gravedad.
Poco a poco se atraen gravitatoriamente entre sí, y cuando quedan
unidas, se ha formado en su lugar una partícula más grande, de más masa
(y por tanto con mayor gravedad) que atraerá a otras más, generándose
así un proceso en cadena que acabará en la formación primero de cuerpos
de pequeño tamaño, llamados planetesimales. Después,
estos planetesimales se agrupan a su vez, formando varias enormes bolas
de masa, llamadas protoplanetas. Finalmente los protoplanetas irán
acretando hacia ellos el resto de la materia del disco. Con el tiempo,
el disco quedará casi limpio, terminando prácticamente todo su material
en unos cuantos cuerpos planetarios girando alrededor del Sol.
En realidad, los modelos teóricos actuales sobre la evolución de los discos nebulares se dividen en dos grandes grupos en pugna. Uno es el de modelos de nebulosa de gran masa donde se considera un disco que tiene tanta masa como la estrella central. En ellos el viento estelar barre una gran fracción de esa masa, alrededor del 85%, en tan solo 100.000 años, mientras que la estrella captura casi la totalidad restante. En estos modelos, los planetas se pueden formar directamente a partir de la nebulosa por inestabilidades gravitatorias. El segundo gran grupo de modelos es el de nebulosas de baja masa, en los cuales el disco es del orden de tan solo una centésima de la masa de la estrella central. En estos modelos el disco se enfría, el polvo se acumula en el plano central y forman planetesimales ligeros, de unas 1012 toneladas, que se combinan posteriormente para dar lugar a cuerpos más masivos.