La formación de los planetas
     Los sistemas planetarios son el remanente, el fósil, de la formación de estrellas como el Sol, requiere que la mayor parte del momento angular quede almacenada en un sistema discoidal (ver Fig. 26). Por ejemplo, en el sistema solar el 99% del momento angular se almacena en las órbitas de los planetas gigantes (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno). ¿Cómo se pasa de la existencia de un disco a la formación de los planetas?. 

     Los planetas se forman a partir del disco protoestelar que se genera al mismo tiempo que la estrella y que canaliza la caída del material sobre ella. La formación de los planetas es un proceso con varias fases. Primero el gas se condensa y forma granos de polvo, segundo estos granos de polvo se unen entre sí para formar objetos de unos 1000 km de radio que son los denominados planetesimales, por último los planetesimales colisionan entre sí y forman los planetas. La condensación de los granos determina la composición química de los planetas. Las características y localización de los granos depende de la temperatura de la nebulosa proto-planetaria. A temperaturas superiores a 2000 grados Celsius no se pueden formar los granos, por debajo de esa temperatura y hasta los 0oC el tipo de granos que se forman están constituídos de materiales similares a los terrestres con componentes de hierro y silicatos. Por debajo de esa temperatura se pueden formar también granos con hielos.Los gases disponibles y los sólidos reaccionan de manera diferente con la temperatura produciendo una gran variedad de componentes. La densidad y composición de los planetas puede ser explicada a través de esta secuencia de condensación, suponiendo que la temperatura de la nebulosa disminuyera rápidamente del centro hacia el exterior. En general, se requiere una temperatura mínima para conseguir la composición química de los planetas. En el sistema solar estas temperaturas mínimas son aproximadamente 1100o C para Mercurio, 600 para Venus, 330 para la Tierra, 130 para Marte -173 para Júpiter. 

     


    Figura 26: Imagen obtenida con el HST de un grupo de estrellas jóvenes situadas en la nebulosa de Orión. Las estrellas están rodeadas de discos de polvo que ocultan la radiación de fondo de la nebulosa y nos permiten ver su forma con claridad. Los discos se perciben mucho mejor cuando son vistos de canto como en el objeto situado en la esquina superior derecha.

     Esta secuencia proporciona además una explicación a la diferencia entre los planetas jovianos (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno) y los terrestres (Mercurio, Venus, Tierra y Marte). Las regiones más frías de la nebulosa protoplanetaria pueden condensar hielo en los planetesimales y por tanto tienen mucho más material para crecer y formar planetesimales y, en consecuencia, planetas mas grandes.