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| Esta es la imagen más nítida jamás tomada por ALMA, más nítida que la que se logra habitualmente en luz visible con el Telescopio Espacial Hubble de la NASA / ESA. Muestra el disco protoplanetario que rodea a la joven estrella HL Tauri. Estas nuevas observaciones de ALMA revelan subestructuras dentro del disco que nunca antes se habían visto e incluso muestran las posibles posiciones de los planetas que se forman en los parches oscuros dentro del sistema. Crédito: ALMA (ESO / NAOJ / NRAO) |
La imagen general de la formación de planetas alrededor de las estrellas no ha cambiado durante décadas. Pero muchos de los detalles aún no se han explicado, y la búsqueda de explicaciones es una parte importante de la investigación actual. Ahora, un grupo de astrónomos dirigido por Andre Izidoro de la Universidad de Rice, que incluye a Bertram Bitsch del Instituto Max Planck de Astronomía, ha encontrado una explicación de por qué los planetas internos de nuestro sistema solar tienen las propiedades que observamos.
Un disco giratorio y anillos que lo cambian todo.
La imagen general en cuestión es la siguiente: alrededor de una estrella joven, se forma un "disco protoplanetario" de gas y polvo, y dentro de ese disco crecen cuerpos pequeños cada vez más grandes, que eventualmente alcanzan diámetros de miles de kilómetros, es decir: planetas. Pero en los últimos años, gracias a los métodos de observación modernos, la imagen moderna de la formación de planetas se ha refinado y cambiado en direcciones muy específicas.
El cambio más sorprendente fue provocado por una imagen literal: la primera imagen tomada por la observación de ALMA después de su finalización en 2014. La imagen mostraba el disco protoplanetario alrededor de la joven estrella HL Tauri con un detalle sin precedentes, y los detalles más impresionantes equivalían a un anidado estructura de anillos y huecos claramente visibles en ese disco.
A medida que los investigadores involucrados en la simulación de estructuras de discos protoplanetarios tomaron estas nuevas observaciones, quedó claro que tales anillos y espacios se asocian comúnmente con "golpes de presión", donde la presión local es algo más baja que en las regiones circundantes. Estos cambios localizados suelen estar asociados con cambios en la composición del disco, principalmente en el tamaño de los granos de polvo.
Tres transiciones clave que producen tres anillos
En particular, hay golpes de presión asociados con transiciones particularmente importantes en el disco que pueden vincularse directamente a la física fundamental. Muy cerca de la estrella, a temperaturas superiores a 1400 Kelvin, los compuestos de silicato (piense en los "granos de arena") son gaseosos; simplemente, hace demasiado calor para que existan en cualquier otro estado. Por supuesto, eso significa que los planetas no se pueden formar en una región tan caliente. Por debajo de esa temperatura, los compuestos de silicato se "subliman", es decir, cualquier gas de silicato pasa directamente a un estado sólido. Este golpe de presión define un borde interno general para la formación de planetas.
Más lejos, a 170 Kelvin (-100 grados Celsius), hay una transición entre el vapor de agua por un lado y el hielo de agua por el otro, conocida como la línea de nieve del agua. (La razón por la que la temperatura es mucho más baja que los 0 grados Celsius estándar donde el agua se congela en la Tierra es la presión mucho más baja, en comparación con la atmósfera de la Tierra). A temperaturas aún más bajas, 30 Kelvin (-240 grados Celsius), es la línea de nieve de CO ; por debajo de esa temperatura, el monóxido de carbono forma un hielo sólido.
Golpes de presión como trampas de guijarros
¿Qué significa esto para la formación de sistemas planetarios? Numerosas simulaciones anteriores ya habían demostrado cómo tales golpes de presión facilitan la formación de planetesimales, los pequeños objetos, entre 10 y 100 kilómetros de diámetro, que se cree que son los componentes básicos de los planetas. Después de todo, el proceso de formación comienza mucho, mucho más pequeño, es decir, con granos de polvo. Esos granos de polvo tienden a acumularse en la región de baja presión de un golpe de presión, ya que los granos de cierto tamaño se desplazan hacia adentro (es decir, hacia la estrella) hasta que son detenidos por la presión más alta en el límite interno del golpe.
A medida que aumenta la concentración de granos en el golpe de presión y, en particular, la proporción de material sólido (que tiende a agregarse) a gas (que tiende a separar los granos) aumenta, es más fácil para esos granos formar guijarros y para esos guijarros. para agregar en objetos más grandes. Los guijarros son lo que los astrónomos llaman agregados sólidos con tamaños entre unos pocos milímetros y unos pocos centímetros.
El papel de los golpes de presión para el sistema solar (interior)
Pero lo que todavía era una cuestión abierta era el papel de esas subestructuras en la forma general de los sistemas planetarios, como nuestro propio sistema solar, con su distribución característica de planetas interiores terrestres rocosos y planetas gaseosos exteriores. Esta es la pregunta que abordaron Andre Izidoro (Rice University), Bertram Bitsch del Instituto Max Planck de Astronomía y sus colegas. En su búsqueda de respuestas, combinaron varias simulaciones que cubren diferentes aspectos y diferentes fases de la formación de planetas.
Específicamente, los astrónomos construyeron un modelo de un disco de gas, con tres golpes de presión en el límite de silicatos que se vuelven gaseosos y las líneas de nieve de agua y CO. Luego simularon la forma en que los granos de polvo crecen y se fragmentan en el disco de gas, la formación de planetesimales, el crecimiento de planetesimales a embriones planetarios (de 100 km de diámetro a 2000 km) cerca de la ubicación de nuestra Tierra ("1 unidad astronómica" distancia del sol), el crecimiento de embriones planetarios a planetas para los planetas terrestres y la acumulación de planetesimales en un cinturón de asteroides recién formado.
En nuestro propio sistema solar, el cinturón de asteroides entre las órbitas de Marte y Júpiter alberga cientos de cuerpos más pequeños, que se cree que son restos o fragmentos de colisión de planetesimales en esa región que nunca crecieron para formar embriones planetarios, y mucho menos planetas.
Variaciones sobre un tema planetario
Una pregunta interesante para las simulaciones es la siguiente: si la configuración inicial fuera un poco diferente, ¿el resultado final seguiría siendo algo similar? Comprender este tipo de variaciones es importante para comprender cuáles de los ingredientes son la clave para el resultado de la simulación. Es por eso que Bitsch y sus colegas analizaron varios escenarios diferentes con diferentes propiedades para la composición y para el perfil de temperatura del disco. En algunas de las simulaciones, solo los golpes de presión de silicato y hielo de agua, en otras los tres.
Los resultados sugieren un vínculo directo entre la aparición de nuestro sistema solar y la estructura anular de su disco protoplanetario. Bertram Bitsch del Instituto Max Planck de Astronomía, que participó tanto en la planificación de este programa de investigación como en el desarrollo de algunos de los métodos que se utilizaron, dice: "Para mí, fue una completa sorpresa lo bien que nuestros modelos pudieron capturar la desarrollo de un sistema planetario como el nuestro, hasta las masas y composiciones químicas ligeramente diferentes de Venus, la Tierra y Marte".
Como se esperaba, en esos modelos, los planetesimales en esas simulaciones se formaron naturalmente cerca de los golpes de presión, como un "atasco de tráfico cósmico" para guijarros que se desplazaban hacia adentro, que luego serían detenidos por la presión más alta en el límite interno del golpe de presión.
Receta para nuestro sistema solar (interior)
Para las partes internas de los sistemas simulados, los investigadores identificaron las condiciones adecuadas para la formación de algo como nuestro propio sistema solar: si la región justo afuera del golpe de presión más interno (silicato) contiene alrededor de 2,5 masas terrestres en planetesimales, estos crecen para formar cuerpos del tamaño aproximado de Marte, en consonancia con los planetas interiores del sistema solar.
Un disco más masivo, o una mayor eficiencia de formación de planetesimales, conduciría en cambio a la formación de "super-Tierras", es decir, planetas rocosos considerablemente más masivos. Esas supertierras estarían en órbita cercana alrededor de la estrella anfitriona, justo contra ese límite de presión más interno. La existencia de ese límite también puede explicar por qué no hay planeta más cerca del sol que Mercurio: el material necesario simplemente se habría evaporado tan cerca de la estrella.
Las simulaciones incluso van tan lejos como para explicar las composiciones químicas ligeramente diferentes de Marte por un lado, la Tierra y Venus por el otro: en los modelos, la Tierra y Venus de hecho recolectan la mayor parte del material que formará su masa de regiones más cercanas a el sol que la órbita actual de la Tierra (una unidad astronómica). Los análogos de Marte en las simulaciones, por el contrario, se construyeron principalmente a partir de material de regiones un poco más alejadas del sol.
Cómo construir un cinturón de asteroides
Más allá de la órbita de Marte, las simulaciones arrojaron una región que comenzó escasamente poblada o, en algunos casos, incluso completamente vacía de planetesimales, la precursora del actual cinturón de asteroides de nuestros sistemas solares. Sin embargo, algunos planetesimales de las zonas dentro o directamente más allá se desviarían más tarde hacia la región del cinturón de asteroides y quedarían atrapados.
A medida que esos planetesimales chocaran, las piezas más pequeñas resultantes formarían lo que hoy observamos como asteroides. Las simulaciones incluso pueden explicar las diferentes poblaciones de asteroides: lo que los astrónomos llaman asteroides de tipo S, cuerpos que están hechos principalmente de sílice, serían los restos de objetos extraviados que se originan en la región alrededor de Marte, mientras que los asteroides de tipo C, que predominantemente contener carbono, serían los restos de objetos extraviados de la región directamente fuera del cinturón de asteroides.
Planetas exteriores y cinturón de Kuiper
En esa región exterior, justo fuera del aumento de presión que marca el límite interior de la presencia de hielo de agua, las simulaciones muestran el comienzo de las formaciones de planetas gigantes; los planetesimales cerca de ese límite suelen tener una masa total de entre 40 y 100 veces. la masa de la Tierra, consistente con estimaciones de la masa total de los núcleos de los planetas gigantes de nuestro sistema solar: Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno.
En esa situación, los planetesimales más masivos acumularían rápidamente más masa. Las presentes simulaciones no siguieron la (ya bien estudiada) evolución posterior de esos planetas gigantes, que involucra un grupo inicialmente bastante apretado, desde el cual Urano y Neptuno migraron más tarde hacia el exterior a sus posiciones actuales.
Por último, pero no menos importante, las simulaciones pueden explicar la clase final de objetos y sus propiedades: los llamados objetos del cinturón de Kuiper, que se formaron fuera de la protuberancia de presión más externa, que marca el límite interno para la existencia de hielo de monóxido de carbono. Incluso puede explicar las ligeras diferencias en la composición entre los objetos conocidos del cinturón de Kuiper: nuevamente como la diferencia entre los planetesimales que se formaron originalmente fuera de la línea de nieve de CO aumenta y se quedó allí, y los planetesimales que se desviaron hacia el cinturón de Kuiper desde la región interior adyacente del planetas gigantes.
Dos resultados básicos y nuestro raro sistema solar
En general, la difusión de las simulaciones condujo a dos resultados básicos: o bien se formó muy pronto un golpe de presión en la línea de nieve del hielo de agua; en ese caso, las regiones interior y exterior del sistema planetario siguieron caminos separados bastante temprano dentro de los primeros cien mil años. Esto llevó a la formación de planetas terrestres de baja masa en las partes internas del sistema, similar a lo que sucedió en nuestro propio sistema solar.
Alternativamente, si el golpe de presión de hielo de agua se forma más tarde o no es tan pronunciado, más masa puede desplazarse hacia la región interna, lo que lleva a la formación de súper-Tierras o mini-Neptuno en los sistemas planetarios internos. La evidencia de las observaciones de esos sistemas exoplanetarios que los astrónomos han encontrado hasta ahora muestra que el caso es, con mucho, el más probable, y nuestro propio sistema solar es un resultado relativamente raro de la formación de planetas.
Panorama
En esta investigación, el foco de los astrónomos estaba en el sistema solar interior y los planetas terrestres. A continuación, quieren ejecutar simulaciones que incluyan detalles de las regiones exteriores, con Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. El objetivo final es llegar a una explicación completa de las propiedades del nuestro y de otros sistemas solares.
Para el sistema solar interior, al menos, ahora sabemos que las propiedades clave de la Tierra y su planeta vecino más cercano se pueden rastrear hasta una física bastante básica: el límite entre el agua congelada y el vapor de agua y su aumento de presión asociado en el disco giratorio de gas y polvo que rodeaba al joven sol.
Los resultados descritos aquí se han publicado como A. Izidoro et al., "Los anillos planetesimales como la causa de la arquitectura planetaria del Sistema Solar" en la revista Nature Astronomy.
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