i sistema solar | enciclopèdia.cat
Gran enciclopèdia catalana

sistema solar

Al sistema solar, els planetes de tipus terrestre són separats pel cinturó d’asteroides dels gegants gasosos i de Plutó
© Fototeca.cat
substantiu masculí m astronomia astr
Conjunt d’astres que giren al voltant del Sol, sotmesos a la seva atracció gravitatòria.

Història

Els primers sistemes astronòmics no distingien el sistema solar de la resta de l’Univers. Afirmaven que la Terra era al centre de l’Univers (geocentrisme), i que al seu voltant giraven el Sol, la Lluna, els planetes i els estels fixos, transportats tots ells per unes esferes cristal·lines. A més, es pensava que els cometes i els meteorits eren fenòmens locals que s’originaven dins el mateix embolcall atmosfèric de la Terra. Aquestes hipòtesis foren acceptades per tothom durant l’edat mitjana, bé que ja al segle IV aC Aristarc suggerí que era la Terra la que girava entorn del Sol, i que el mateix feien els altres astres (heliocentrisme). Fou Copèrnic qui al segle XVI ressuscità aquesta darrera hipòtesi i elaborà el seu sistema del món en el qual el Sol era el centre i tots els planetes, entre els quals hi havia la Terra, giraven al seu voltant. També afirmà que la Lluna es movia entorn de la Terra, o sia, que era el seu satèl·lit, i que els estels no es movien, sinó que eren uns astres molt llunyans, el desplaçament diürn dels quals era un reflex del moviment de rotació de la Terra entorn del seu eix.

L’any 1610, Galileu, amb una ullera astronòmica que construí ell matei, descobrí que la Terra no era l’únic planeta que tenia un astre girant al seu voltant, sinó que entorn de Júpiter es movien també quatre cossos celestes molt més petits que el planeta i que suposà, encertadament, que n'eren els satèl·lits.

Estructura i estudi dels cometes

D’altra banda, Galileu observà que els cometes no presentaven cap efecte de paral·laxi i, per tant, deduí que, tal com ja havia suposat Tycho Brahe, no eren fenòmens atmosfèrics, sinó astres que es trobaven a una gran distància de la Terra. Un segle després, els principis de la mecànica i de la llei de la gravitació que Newton acabava de donar a conèixer foren aplicats per Halley en la realització del càlcul de l’òrbita d’un cometa observat l’any 1682, el qual ara en porta el nom, i comprovà que aquest astre girava al voltant del Sol, com els planetes, bé que sobre una òrbita molt més excèntrica que la d’aquests últims. Com a conseqüència dels seus càlculs, predigué l’època del retorn del cometa a les proximitats del Sol, la qual cosa tingué lloc amb pocs mesos de retard respecte a les dates previstes. Amb això es demostrà que els cometes eren astres del sistema solar. Actualment se sap que existeix una espècie de reserva de milions de nuclis cometaris (anomenada núvol d’Oort), les dimensions dels quals són d’uns pocs quilòmetres, o àdhuc d’alguns centenars de metres, els quals giren al voltant del Sol, però en una regió situada molt mes enllà de Plutó. De tant en tant, algun d’aquests nuclis cometaris és pertorbat per la presència dels estels veïns i canvia la seva trajectòria per una altra que passa per les regions centrals del sistema solar.

El següent descobriment important per al coneixement del sistema planetari, el feu Herschel com a resultat de l’observació sistemàtica del firmament a la recerca de nous cometes, la qual cosa el portà a la detecció d’un astre desconegut que es movia respecte al fons dels estels fixos i que resultà ésser un planeta. Aquest planeta, que fou batejat amb el nom d’Urà, no havia estat observat mai perquè, per la seva lluminositat, és al mateix límit dels astres observables a ull nu. Al cap de pocs anys, partint de la llei empírica de Titius-Bode, es començà a parlar de la possible existència d’un altre planeta desconegut entre Mart i Júpiter. Per això, quan Piazzi, l’1 de gener de 1801, descobrí un astre que semblava moure’s com un planeta i que era situat a la distància prevista per la llei de Bode, es pensà que es tractava de l’astre cercat. Nogensmenys, durant els anys següents foren descoberts uns altres cossos semblants, i s’arribà a la conclusió que entre Mart i Júpiter no hi havia un sol planeta, sinó tota una col·lecció d’astres de molt més petites dimensions que els planetes, que es denominaren asteroides, i que voltaven entorn del Sol seguint òrbites el·líptiques de petita excentricitat. El 2017 ja es coneixen més de 730.000 asteroides.

Una altra qüestió important fou la determinació de la natura dels meteorits, la qual fou objecte de controvèrsies fins al segle XIX. Des del segle XV havien estat fetes observacions relatives a les circumstàncies del fenomen i a la natura de les pedres recollides a la superfície terrestre, les quals feren que alguns autors estiguessin segurs de llur origen extraterrestre. Malgrat això, no fou fins a la darreria del segle XVIII i al començament del XIX que s’arribà a la certesa d’aquest fet, gràcies a l’estudi d’uns meteorits caiguts a Sibèria i a l’Argentina, i molt especialment gràcies a la pluja de meteorits que es produí a L’Aigle (França) el 1803. Després s’ha vist que en alguns casos els meteorits són restes d’algun cometa que es desintegrà, mentre que en uns altres són petits cossos rocallosos, de pocs decímetres de diàmetre, que es mouen en l’anell dels asteroides i que n'han estat expulsats per pertorbacions gravitatòries i han arribat fins a les regions de l’òrbita terrestre.

Finalment, cal assenyalar que l’any 1846 fou descobert un nou planeta, Neptú, gràcies a uns càlculs teòrics efectuats independentment per Adams i Leverrier. Aquests autors observaren que l’òrbita d’Urà no es comportava com era d’esperar a partir de les lleis de la mecànica i deduïren que això era degut a l’existència d’un altre planeta que pertorbava el moviment d’Urà. A partir de la magnitud d’aquestes pertorbacions deduïren l’òrbita i la situació de l’astre pertorbador, que fou trobat realment al lloc previst per l’astrònom berlinès Galle. A la darreria del segle XIX, P. Lowell arribà, mitjançant raonaments similars, a la conclusió que existia un altre planeta més enllà de Neptú, i en calculà l’òrbita. Aquest astre, que fou denominat Plutó i que en aquell moment esdevingué el novè planeta del sistema solar, fou trobat l’any 1930 en una situació pròxima a la que assenyalà Lowell, bé que en aquest cas sembla que la concordança entre la realitat i l’observació és deguda en bona part a una casualitat afortunada. L’any 2006, la Unió Astronòmica Internacional redefiní el concepte de planeta, motiu pel qual Plutó quedà exclòs d’aquesta nova definició i passà a ser considerat un planeta menor.

Origen

Esquemes representatius de l’origen del sistema solar: 1) Segons la teoria de la nebulosa primitiva de Kant-Laplace (s’ha representat un estadi intermedi en la formació del sistema panetari. A les proximitats de les regions centrals es veu un anell encara totalment gasós al voltant del Sol incipient, mentre que a les regions més externes es veu un planeta ja format, el material del qual prové del primer anell expulsat pel Sol. A les regions intermèdies es veuen planetes en diferents estadis de formació); 2) Segons les teories catastròfiques (el pas d’un estel per les proximitats del Sol originà un filament gasós que s’estengué des de gairebé la seva superfície fins a una gran distància, el qual, en trencar-se i condensar-se, devia originar els diferents planetes: Mercuri (Me), Venus (V), la Terra (T), Mart (Ma), asteroides (a), Júpiter (J), Saturn (S), Urà (U), Neptú (N) i Plutó (P)); 3) Segons la teoria dels remolins de K. von Weizäcker (dins la nebulosa solar es formà un sistema molt complex de remolins grans i petits, a l’interior dels quals existien altres subsistemes de remolins encara més petits. La matèria es condensà a les regions de contacte múltiple entre remolins i originà cossos rocallosos que a la llarga acabaren fusionant-se i donaren lloc als protoplanetes). (En cap d’aquests esquemes no han estat respectades les escales de distàncies i de dimensions)
© Fototeca.cat
Una qüestió important, encara no totalment resolta, és la de l’origen del sistema solar. Fins ara han estat construïts una sèrie de models per a donar una explicació d’aquests fets, cap dels quals, però, no ha tingut una acceptació universal, ja que tots ells deixen alguna característica important del sistema solar sense justificar. Les propietats essencials per a les quals s’ha de trobar una explicació són les següents: tots els planetes giren al voltant del Sol en un mateix sentit, anomenat directe (el sentit contrari al de les agulles del rellotge, vist des del pol nord de l’ecliptíca), seguint òrbites el·líptiques de molt poca excentricitat; quasi tots els planetes giren al voltant d’ells mateixos, en aquest mateix sentit directe (Venus i Urà són excepcions, perquè ho fan en sentit contrari); la majoria dels satèl·lits també giren també entorn de llur planeta principal en sentit directe i seguint òrbites gairebé circulars; tots els planetes pròxims al Sol són petits, són constituïts per un nucli rocallós i un embolcall gasós, les dimensions dels quals són del mateix ordre, i tenen pocs satèl·lits o no en tenen cap, mentre que els planetes allunyats del Sol són molt grans, són constituïts per un nucli rocallós molt petit enfront d’un embolcall gasós molt important i tenen molts satèl·lits; finalment, al Sol, amb gairebé tota la massa del sistema solar (90%), li correspon una part molt petita del moment angular del sistema solar (2%), mentre que amb el conjunt de tots els planetes passa exactament el contrari.

El model més antic per a explicar l’origen del sistema solar fou proposat independentment pel filòsof Kant i pel matemàtic Laplace (teoria de Kant-Laplace) i fou acceptat per tothom durant molts d’anys, fins que els avenços del coneixement posaren de manifest l’existència de molts fets que no tenien cabuda dins el model denominat de la nebulosa primitiva, el qual suposava que el sistema solar s’havia originat a partir d’un núvol de matèria interestel·lar que per algun motiu havia començat a contreure's. Aquesta contracció havia tingut tres efectes principals: en primer lloc, havia augmentat la temperatura de les regions centrals del núvol, com a conseqüència de l’alliberament d’energia gravitatòria; en segon lloc, havia fet que el núvol girés cada vegada més ràpidament en disminuir les seves dimensions, i en tercer lloc, l’efecte combinat de la rotació i la contracció li havia fet agafar la forma d’un disc. Després, se suposà que a partir d’una certa velocitat de gir, la força centrífuga feia que de les regions equatorials del disc, en fossin expulsats successius anells de gasos, els quals després donaren lloc als planetes. D’altra banda, les regions centrals, cada vegada més calentes, acabaren donant lloc al Sol. Aquest model dominà durant tot el segle XIX, fins que les proves contra aquest foren tantes que hagué d’ésser abandonat. Les dues objeccions més importants eren les següents: en primer lloc, els càlculs demostren que l’expulsió dels anells no podia ésser responsable de la formació de planetes a distàncies tan grans del centre com les corresponents als planetes més exteriors, i, en segon lloc, aquest model implica unes regions centrals que giren cada vegada més ràpidament en contreure's i uns anells exteriors que giren molt més lentament, és a dir, una distribució del moment angular contrària a la que es present a en realitat.

Per això fou abandonat aquest model, i en lloc seu aparegueren els denominats models catastròfics, en els quals se suposava l’ocurrència d’algun cataclisme que expliqués l’origen del sistema planetari. Així, en el model de Jeans hom suposava que en un passat remot un cert estel passà a una distància molt petita del Sol, i que les forces de marea provocades per la presència de l’intrús n'arrencaren una important massa gasosa de la superfície. Una part d’aquests gasos partí amb l’astre visitant, mentre que una altra restà girant al voltant del Sol i, en refredar-se i condensar-se, donà origen als planetes. Nogensmenys, es demostrà de seguida que no és possible que la massa gasosa arrencada d’aquesta manera del Sol pogués estendre's fins a una distància mes enllà de l’òrbita de Mart. Per tal de resoldre aquest problema, es proposaren dues solucions: o bé l’aproximació entre el Sol i l’altre astre havia estat un xoc gairebé tangencial o bé no es produí tal xoc i la matèria que donà origen als planetes fou expel·lida durant l’explosió d’un astre company del Sol que es convertí en supernova i que, com a conseqüència de l’explosió, partí cap a altres regions de l’espai. Malgrat que aquests dos models semblaven explicar la distribució espacial de la matèria en el sistema solar, plantejaven altres problemes importants: en particular, no resta clar de quina manera el plasma estel·lar ultracalent es pot condensar en planetes en lloc de volatilitzar-se, i, en segon lloc, quant al primer model, es fa intervenir un xoc gairebé tangencial entre estels, i aquest fenomen és pràcticament impossible. Per aquest motiu s’abandonaren les teories catastròfiques i s’intentà un retorn als models del tipus nebular.

Actualment es pensa que el sistema solar es formà fa uns 4.600 milions d’anys a partir del col·lapse gravitacional d’un núvol molecular, compost principalment d’hidrogen, amb heli i petites quantitats d’elements més pesants. En contraure’s, hauria augmentat la seva velocitat de rotació i hauria adquirit forma de disc, amb un diàmetre d’unes 200 UA. La part central, amb una concentració de massa més gran, donà lloc a la proto-estrella que acabaria esdevenint el Sol, mentre que en el disc proto-planetari que l’envoltava es començaren a formar milers de protoplanetes per un procés d’acreció. Posteriorment, processos de fusió o de destrucció reduïren el nombre de protoplanetes, fins a donar lloc als planetes i petits planetes actualment existents. A les zones més internes del disc, on les temperatures eren més elevades, els únics elements que es trobaven en estat sòlid eren els silicats i els metalls. En aquesta regió es formaren per tant els planetes rocallosos com la Terra. A més, com la quantitat d’aquests elements era relativament petita, els planetes tipus terrestre no pogueren assolir mides massa grosses. Contràriament, a les zones més externes i fredes del disc podien existir altres elements en forma de gel, on es formaven els planetes gasosos, que per la seva gran massa, pogueren capturar atmosferes d’hidrogen i heli. La resta de protoplanetes que no donaren lloc als planetes principals, acabaren formant el cinturó d’asteroides, el cinturó de Kuiper i el núvol d’Oort. No es descarta que els planetes gegants es formessin a una distància del Sol diferent a la que presenten en l’actualitat i patissin posteriorment un procés de migració.

Un cop assolida al centre del Sol la temperatura necessària per a iniciar les reaccions termonuclears, el Sol esdevingué una estrella de la seqüència principal. El vent solar, important en aquestes primeres fases, netejà el sistema solar de les restes de gas i pols del disc protoplanetari i aturà definitivament el procés de formació de planetes.

Estructura

La part més propera al Sol, que comprèn els planetes terrestres (Mercuri, Venus, la Terra i Mart) i el cinturó d’asteroides forma l’anomenat sistema solar intern. És format principalment de silicats i metalls i els planetes que hi trobem tenen pocs satèl·lits (o cap) i no posseeixen anells.

Entre el sistema solar intern i l’extern es troba el cinturó d’asteroides. A part de Ceres, catalogat com a petit planeta, la resta de cossos que trobem al cinturó d’asteroides tenen una mida entre uns pocs metres i uns pocs centenars de quilòmetres. Es pensa que són protoplanetes que no pogueren formar un planeta més gran perquè la interacció gravitatòria de Júpiter ho impedí.

Més enllà del cinturó d’asteroides trobem el sistema solar extern, amb els quatre planetes gegant gasosos (Júpiter, Saturn, Urà i Neptú) acompanyats de nombrosos satèl·lits i sistemes d’anells. A causa de les baixes temperatures és possible trobar diversos element en estat sòlid (gel) com amoníac, metà o aigua.

La regió trans-neptuniana comprèn el cinturó de Kuiper, una zona situada entre 30 i 50 UA del Sol similar al cinturó d’asteroides però poblada per restes de protoplanetes formats principalment de gel. Entre aquest objectes destaca Plutó i la seva lluna Caront, així com altres petits planetes descoberts d’uns anys ençà com Makemake i Haumea. S’estima que, en el cinturó de Kuiper, s’hi troben uns 100.000 cossos.

El disc dispers, també part de la regió trans-neptuniana, està poblat per cossos amb òrbites molt excèntriques, en alguns cassos amb el periheli dins del cinturó de Kuiper i amb un afeli que pot arribar a les 150 UA. Eris és l’objecte conegut més gran del disc dispers. Encara més enllà, hi trobem el Núvol d’Oort, una regió esfèrica que es pensa que arriba a les 50.000 UA del Sol i que seria l’origen de tots els cometes de llarg període. El límit del sistema solar no es troba ben definit. El camp gravitatori del Sol domina sobre el de les estrelles properes fins a una distància d’uns dos anys llum.

Per últim cal esmentar que la gran majoria del sistema solar és espai quasi buit a on es troben les partícules carregades irradiades pel Sol (vent solar). És el que s’anomena medi interplanetari.

Col·laboració: 
JMVH / EMaF
Data de revisió: 
2017-05-25
Llegir més...