Discos en la Formación de los Planetas

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Los Discos en la Formación de los Planetas

Formación de discos

Se ha observado que las galaxias espirales incluyen grandes nubes de gas interestelar. Estas nubes pueden contener entre cien mil y varios millones de masas solares de material. Este material, en su mayor parte gas, está sometido a una serie de influencias, como los campos magnéticos y la presión de la radiación estelar, pero los dos factores principales son la gravedad, que hace que el gas se colapse, y el movimiento cinético de las moléculas de gas, que hace que el gas se expanda. Si se aplica una perturbación que provoque la contracción del gas, la autogravedad aumentará y favorecerá una mayor contracción, pero al mismo tiempo el gas se calentará e intentará expandirse, por lo que existe un equilibrio entre la tendencia a contraerse y la tendencia a expandirse. Para masas bajas, esto da lugar a una situación estable. El aumento de la autogravedad se compensa con el aumento de la temperatura, y el grupo de gas permanece estable.Si, Pero: Pero si una región concreta contiene suficiente masa, una pequeña contracción aumentará la autogravedad lo suficiente como para superar el calentamiento asociado, y la región seguirá contrayéndose. Este mecanismo, llamado inestabilidad de Jeans, es la primera etapa de la formación estelar y fue descrito por Sir James Jeans en 1902.

Los detalles del colapso de un objeto de este tipo son complejos. Implican el cálculo de la respuesta hidrodinámica del gas a las fuerzas de la gravedad, la presión de radiación, los campos magnéticos, los gradientes térmicos y la rotación.

Puntualización

Sin embargo, el comportamiento general puede entenderse imaginando la contracción gravitatoria de una esfera en rotación. La fuerza gravitatoria será radial, hacia adentro, e igual en todas las direcciones, pero la fuerza centrífuga debida a la rotación será más fuerte cerca del ecuador que cerca de los polos. Por ello, la contracción a lo largo del eje de giro será mayor que la contracción en el plano ecuatorial y se producirá una estructura en forma de disco. De hecho, estos discos se observan alrededor de las estrellas jóvenes.

Redistribución del momento angular

Dado que la fuerza gravitatoria en el disco varía con la distancia al centro, las regiones del disco que están a diferentes distancias del centro girarán a diferentes velocidades angulares. El gas también será turbulento. Hay varias fuentes posibles para esta turbulencia. Un mecanismo es el campo magnético. Si el gas está ionizado, las líneas del campo magnético tenderán a estar ligadas al gas, y como las diferentes regiones del gas se mueven a diferentes velocidades, estas líneas se estirarán y retorcerán. Las fuerzas resultantes pueden provocar turbulencias en el gas. Otras fuentes de turbulencia provienen de inestabilidades debidas a que los gradientes de presión y densidad no están necesariamente en la misma dirección (inestabilidad baroclínica) o debido a fuertes gradientes térmicos. Esta turbulencia confiere al gas una viscosidad mucho mayor de la que cabría esperar a partir de simples consideraciones cinéticas del gas.

La alta viscosidad crea un acoplamiento entre regiones adyacentes en el disco. Típicamente, las partes internas del disco se mueven más rápido y este acoplamiento viscoso entre líneas adyacentes de gas transferirá el momento angular de las líneas internas, más rápidas, a las externas, más lentas. El resultado neto es la transferencia de momento angular hacia el exterior del disco. A medida que el material del disco interior pierde momento angular, cae hacia el centro del disco y se forma una masa central, la protoestrella. El material periférico, del que se formarán finalmente los planetas, contendrá la mayor parte del momento angular. Esto es coherente con el hecho de que más del 95% del momento angular del sistema solar se encuentra en los planetas, a pesar de que contienen menos del 1% de la masa total.

El destino del gas

El disco de gas, con la protoestrella en crecimiento en su centro, es un entorno complejo. La radiación de las estrellas circundantes hace que las capas exteriores del gas se ionicen. Este gas ionizado puede atrapar campos magnéticos ambientales, y estos campos magnéticos pueden inducir movimientos turbulentos en el gas. Esta turbulencia confiere al gas una alta viscosidad efectiva y permite una transferencia relativamente rápida del momento angular dentro del gas. Esto hace que el gas acabe desapareciendo al caer en la estrella. Otro mecanismo de pérdida de gas es la fotoevaporación, por la que la radiación ultravioleta de la estrella central o de las estrellas cercanas externas al disco ioniza el gas y lo calienta para que pueda escapar.

Otros Elementos

Además, el gas puede ser arrastrado fuera del sistema por un fuerte viento estelar.

En consecuencia, estos discos tienen una vida relativamente corta. Los primeros estudios sobre las estadísticas de los discos de gas en los cúmulos estelares jóvenes indicaban que la vecindad de la estrella se limpiaba de gas en una escala de tiempo de unos cinco millones de años. Trabajos más recientes indican que algunos discos podrían persistir hasta 20 millones de años.Entre las Líneas En cualquier caso, esto establece algunas limitaciones temporales en la escala de tiempo para la formación de planetas. Los planetas gigantes gaseosos como Júpiter y Saturno, que contienen grandes cantidades de hidrógeno y helio, deben haberse formado mucho antes de que el gas se disipara.

Escenario de inestabilidad del disco

La dificultad de formar los planetas exteriores en un tiempo razonable llevó a sugerir un mecanismo de formación totalmente diferente. Si el disco se formó a través de la inestabilidad de Jeans, y los planetesimales podrían haberse formado a través de la inestabilidad de Goldreich-Ward, ¿quizás los planetas también podrían formarse a través de alguna inestabilidad en el disco de gas? Se aplicarían principios físicos similares. Si alguna región del disco tuviera una densidad de gas lo suficientemente alta y una temperatura lo suficientemente baja, una ligera contracción aumentaría la unión gravitatoria más de lo que aumentaría la excitación térmica, y se produciría un colapso gravitatorio.

Puntualización

Sin embargo, en los discos giratorios existe un mecanismo adicional que ayuda a evitar el colapso. El gas está en rotación diferencial alrededor del centro, y el gas más cercano al centro gira más rápidamente. Como resultado, cualquier grupo grande de gas experimenta una tensión de cizallamiento cuando sus partes internas se mueven más rápido que las externas. Este cizallamiento tiende a desgarrar el cúmulo e impide su colapso.

La competencia entre las fuerzas estabilizadoras y desestabilizadoras se plasma en el parámetro de Toomre. Por desgracia, las condiciones necesarias son difíciles de alcanzar en los modelos de disco estándar. Cerca de la estrella, la temperatura suele ser demasiado alta y el cizallamiento rotacional es demasiado fuerte para que se produzca la inestabilidad.

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Sin embargo, los modelos numéricos de la evolución del disco muestran que lejos de la estrella se pueden encontrar condiciones en las que Q < 1 y puede producirse una inestabilidad. Esto es especialmente cierto si el disco está fuertemente perturbado, como podría ocurrir si hubiera una explosión de supernova cercana. Recientes análisis meteorológicos de isótopos radiactivos de vida corta apoyan esta posibilidad para nuestro propio sistema solar. Este proceso ha sido estudiado por varios autores. Las simulaciones informáticas actuales no tienen la resolución numérica necesaria para seguir la evolución de un cúmulo desde su formación en el disco hasta su eventual contracción en un objeto de tamaño planetario.

Puntualización

Sin embargo, se pueden estudiar con cierto detalle las diferentes etapas del proceso.

Después de que la inestabilidad forme un grupo de gas en las regiones exteriores del disco, este grupo comienza a contraerse lentamente. Esta contracción comprime el gas, lo que hace que se caliente. Parte de este calor se irradia al espacio, lo que permite una mayor contracción. Esta contracción casi estática continúa durante varios cientos de miles de años (se puede estudiar algunos de estos asuntos en la presente plataforma online de ciencias sociales y humanidades). Finalmente, el centro de la aglomeración se calienta lo suficiente como para que el gas de hidrógeno comience a disociarse.Entre las Líneas En ese momento, la energía liberada por la contracción no sólo se irradia al espacio, sino que también se canaliza para romper los enlaces moleculares del hidrógeno. Este nuevo sumidero para la energía gravitatoria liberada permite que el ritmo de contracción cambie de cuasiestático a un colapso hidrodinámico y que el cúmulo pase rápidamente de un radio de unas decenas de millones de kilómetros a un protoplaneta no mucho mayor que el actual Júpiter. Una vez que se forma la inestabilidad gravitatoria, el cúmulo, todo el proceso de contracción y colapso hasta llegar a un protoplaneta ocurre rápidamente. Los tiempos típicos son inferiores a un millón de años, por lo que no aparecen las dificultades de escala de tiempo descritas anteriormente.

Sin embargo, existen otras dificultades.Entre las Líneas En primer lugar, el cuerpo formado debería tener la misma composición que el propio gas nebular: aproximadamente un 74 por ciento de hidrógeno en masa, un 25 por ciento de helio y un 1 por ciento de materiales más pesados. Estos materiales más pesados se denominan colectivamente metales. ¿Cómo se compara esto con el propio Júpiter? El conocimiento que tenemos de la estructura y composición del interior de Júpiter proviene de modelos numéricos. Estos modelos utilizan información sobre el comportamiento de los materiales a alta presión (ecuación de estado) y una descripción de cómo se transfiere el calor dentro del cuerpo para calcular la masa y el radio de un cuerpo con una composición determinada. Si el cuerpo está en rotación, las fuerzas centrífugas lo hacen oblato, y esta oblatura, o, más exactamente, la no esfericidad de su campo gravitatorio, contiene información adicional sobre la estructura y composición interiores. Variando la cantidad y la distribución de los diferentes materiales se puede intentar variar los parámetros de entrada del modelo para reproducir la masa, el radio y la forma observados del planeta. De este modo se puede inferir la estructura y composición de Júpiter.

Resulta que los resultados del modelo son bastante sensibles a la ecuación de estado del hidrógeno asumida. Debido a las incertidumbres en esta ecuación de dicho estado, diferentes investigadores encuentran valores diferentes para la composición. Actualmente, las mejores estimaciones exigen que entre el 8 y el 15 por ciento de la masa de Júpiter esté compuesta por metales. Esto es mucho más alto que la composición esperada del gas nebular.Entre las Líneas En el caso de Saturno, el aumento de metales es aún mayor.

Otros Elementos

Además, tanto Júpiter como Saturno tienen envolturas significativamente enriquecidas en elementos pesados con respecto a la composición solar. Es evidente que una simple contracción del gas del disco es insuficiente para explicar estos planetas.

Muy a menudo, la solución a este tipo de dificultades consiste simplemente en añadir más física.Entre las Líneas En este caso, además de la contracción del gas local, hay que tener en cuenta la acreción de planetesimales desde el exterior del cúmulo. Cuando los planetesimales orbitan alrededor del Sol, estas órbitas se ven perturbadas por el grupo y por las grandes masas adicionales presentes. Si estas órbitas perturbadas se cruzan con la masa, los planetesimales encuentran la resistencia del gas más denso y en contracción, y el arrastre de gas resultante ralentiza su movimiento. Si el movimiento se ralentiza lo suficiente, los planetesimales son capturados y el contenido metálico global de la aglomeración aumenta. De este modo, el contenido metálico de Júpiter puede aumentar hasta ser coherente con los valores deducidos de los modelos interiores.

Una segunda dificultad es que estos cúmulos inestables sólo se forman en la región del disco que está lejos del Sol (~10 UA o más para el caso de nuestro sistema solar), donde la temperatura es baja y el cizallamiento rotacional es más débil. Es poco probable que Júpiter esté lo suficientemente lejos del Sol para que se produzca una inestabilidad de este tipo, aunque es posible que se formara más lejos y migrara hasta su posición actual (véase más adelante).

Otros Elementos

Además, Urano y Neptuno, que están aún más lejos del Sol, también deberían ser gigantes gaseosos como Júpiter y Saturno.Si, Pero: Pero tanto Urano como Neptuno sólo tienen un 20% de hidrógeno-helio, y sus masas totales son demasiado pequeñas para ser el resultado de una simple inestabilidad de disco.

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Sin embargo, es precisamente para estos dos planetas donde el problema de la escala de tiempo es más agudo. ¿Pueden estos cuerpos tener cabida en un escenario de inestabilidad de disco?

Una vez más, la solución puede estar en añadir más física. El sistema solar no se formó de forma aislada. Es muy probable que en el momento de su formación hubiera otras estrellas jóvenes en las proximidades del sistema solar. De hecho, como hemos visto, una supernova cercana podría haber iniciado la formación de la nebulosa solar en primer lugar. Supongamos que Urano y Neptuno se formaron mediante el mecanismo de inestabilidad del disco. Serían más masivos y más ricos en hidrógeno que en la actualidad.

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Sin embargo, como se encuentran cerca del borde exterior del sistema solar, estarían más expuestos a la intensa radiación de las estrellas jóvenes cercanas. Esta radiación podría provocar una fotoevaporación de las capas exteriores del planeta. Gran parte del hidrógeno y el helio podrían perderse de esta manera. El resultado podría ser Urano y Neptuno tal y como los vemos hoy en día.

Puntualización

Sin embargo, los planetas rocosos de tipo terrestre no pueden formarse mediante este mecanismo.

Escenario de acreción del núcleo

Las dificultades inherentes a la formación de planetas mediante el mecanismo de inestabilidad del disco han llevado a los investigadores a buscar formas de superar los problemas de escala temporal del mecanismo de acreción. La escala de tiempo para la formación de los planetas exteriores puede acortarse considerablemente una vez que se comprueba que el cálculo de Safronov tenía dos graves fallos.Entre las Líneas En primer lugar, hay que considerar las velocidades de encuentro aleatorias. Safronov había argumentado que éstas debían ser comparables a la velocidad de escape de la superficie del planetesimal más grande, el embrión protoplanetario. Esto se debe a que la agitación gravitatoria de los planetesimales se debe a sus interacciones gravitatorias con este embrión. Como resultado, su estimación para el parámetro de Safronov en la Ecuación 1 fue Θ ~ 5. Este pequeño valor fue parcialmente responsable de las largas escalas de tiempo necesarias para formar los planetas exteriores.

Consideremos el mayor de los planetesimales. Interactúa gravitatoriamente con los más pequeños, y les da movimientos aleatorios con velocidades correspondientes a, digamos, Θ ~ 5.Si, Pero: Pero sigue creciendo. La próxima vez que se encuentra con esos planetesimales es ahora más grande, y la velocidad de escape de su superficie es mayor.Si, Pero: Pero las velocidades aleatorias de los otros planetesimales no han cambiado sustancialmente en el ínterin. Como resultado, el valor de Θ será mayor, y este planetesimal más grande crecerá aún más rápido. Este crecimiento desbocado se observa efectivamente en los estudios numéricos y el Θ resultante puede ser muchos órdenes de magnitud mayor que el supuesto por Safronov. El tiempo resultante para alcanzar el tamaño planetario se reduce en consecuencia.

Por supuesto, este crecimiento no se limita al planetesimal más grande del enjambre, aunque crece más rápido que el resto.

Informaciones

Los demás planetesimales también acumulan a sus vecinos más pequeños y siguen creciendo.Entre las Líneas En algún momento, aunque todavía hay muchos planetesimales pequeños, la mayor parte de la masa sólida se ha acrecentado en un pequeño número de embriones más grandes. A la distancia de la Tierra al Sol, estos embriones, llamados oligarcas, tienen radios del orden de los 1000 km, más o menos el tamaño de nuestra Luna.Entre las Líneas En una región concreta del disco habrá unas decenas de estos oligarcas y cada uno de ellos agitará los planetesimales más pequeños aproximadamente en la misma medida.Entre las Líneas En este punto, Θ volverá a disminuir y se producirá un nuevo crecimiento a través de las colisiones entre los oligarcas. Esta combinación de crecimiento desbocado y crecimiento oligárquico reduce sustancialmente el tiempo para alcanzar el tamaño planetario.

Un segundo factor para resolver el problema de la escala de tiempo es el hecho de que para los planetas exteriores intervienen dos procesos distintos: la acreción de sólidos y la acreción de gases. La imagen planetesimal de Safronov sólo se aplica al componente sólido del planeta. El componente gaseoso se adquiere por acreción del gas del disco directamente sobre el protoplaneta. Cuando un embrión protoplanetario se mueve a través del disco de gas, su campo gravitatorio comprime el gas circundante y lo atrae hacia el embrión. La compresión del gas, así como la pequeña afluencia continuada de planetesimales, proporciona una fuente de calor que mantiene el gas expandido y evita que colapse hidrodinámicamente sobre el embrión. Como resultado, el gas se concentra lentamente alrededor del núcleo sólido. El radio de esta atmósfera y su masa dependen de la masa del núcleo sólido y de su distancia al Sol.

A medida que aumenta la masa de la envoltura gaseosa, también aumenta la masa total del protoplaneta y su influencia gravitatoria se extiende a distancias cada vez mayores. De este modo, el protoplaneta puede atraer planetesimales y gas desde distancias cada vez mayores. Aunque la afluencia de planetesimales no se reduce a cero, sí disminuye con el tiempo a medida que la masa sólida local se va acumulando en el protoplaneta, y la masa del componente sólido tiende a un valor constante.Si, Pero: Pero la masa de la envoltura gaseosa sigue creciendo y la masa total del protoplaneta sigue aumentando. La compresión del gas aumenta la temperatura en la interfaz entre la envoltura y el núcleo. Cuando la temperatura es lo suficientemente alta, el gas comienza a disociarse y la energía gravitatoria liberada por la contracción del gas se desvía en parte a la ruptura de los enlaces de hidrógeno. Mientras la acreción planetesimal pueda suministrar suficiente energía, la envoltura permanecerá extendida, pero cuando la masa de la envoltura llega a ser comparable a la del núcleo, la luminosidad suministrada por la acreción planetesimal ya no es suficiente. La envoltura de gas extendida colapsa hacia el núcleo sólido y se forma un planeta gigante de gas.

Hay que tener en cuenta que la presencia de una envoltura de gas extendida alrededor del núcleo rocoso crea una gran región en la que cualquier planetesimal que pase experimentará un arrastre de gas, perderá energía y, por tanto, será más susceptible de ser capturado.Entre las Líneas En consecuencia, la propia presencia del gas aumenta la sección transversal de captura del núcleo y reduce el tiempo de acreción.

Basado en la experiencia de varios autores, mis opiniones, perspectivas y recomendaciones se expresarán a continuación (o en otros lugares de esta plataforma, respecto a las características en 2026 o antes, y el futuro de esta cuestión):

El primer estudio detallado de este proceso fue realizado por Pollack et al. (1996). Encontraron que, para Júpiter, el tiempo de formación es de aproximadamente 8 millones de años, mientras que para Saturno el tiempo de formación es de aproximadamente 10 millones de años. Dado que la mayoría de los discos de gas desaparecen después de unos 5-10 millones de años, estos tiempos de formación están, en el mejor de los casos, incómodamente cerca del límite superior permitido. Los tiempos de formación de Urano y Neptuno son del orden de 20 millones de años, pero esto es menos problemático, ya que ese tiempo se refiere a la formación de un planeta de tamaño joviano. Si el disco de gas se disipara en medio del proceso de formación, nos quedaría un núcleo de elementos pesados de unas diez masas terrestres, rodeado de cualquier envoltura de hidrógeno-helio que el protoplaneta hubiera conseguido adquirir en ese tiempo.Entre las Líneas En realidad, ésta es una buena descripción tanto de Urano como de Neptuno.

Al igual que en el caso de la inestabilidad del disco, las dificultades del escenario de acreción del núcleo también pueden mitigarse añadiendo física adicional; en este caso, la física de los granos pequeños. La larga escala de tiempo para la contracción de la envoltura gaseosa se debe a la luminosidad generada por el gas y los planetesimales en inflexión. Si ese calor pudiera liberarse con suficiente rapidez, el tiempo de contracción de la envoltura podría acortarse. El cálculo de Pollack et al. (1996) suponía que la opacidad de la envoltura era similar a la del medio interestelar. De hecho, hay procesos microfísicos adicionales que actúan en la envoltura.

Los granos, que son los que más contribuyen a la opacidad atmosférica, chocan, crecen y se sedimentan fuera de la atmósfera superior. Esto reduce la opacidad en un gran factor y, como resultado, la envoltura irradia calor de forma mucho más eficaz de lo que Pollack et al. (1996) suponían. Esto permite que la envoltura se contraiga más rápidamente y, por lo tanto, atraiga gas adicional más rápidamente. Esto acorta significativamente el tiempo de formación. Cálculos más detallados, incluyendo la microfísica adecuada, acortaron el tiempo de formación de Júpiter a menos de 1 millón de años. También Saturno puede formarse dentro del tiempo de vida del disco de gas. Todavía no se han realizado los cálculos correspondientes para Urano y Neptuno.

Acreción de guijarros

En los últimos años ha aparecido una importante modificación del escenario de acreción del núcleo. De nuevo, la fuente de la modificación es la adición de más física al problema. Consideremos el destino de los sólidos de tamaño intermedio, los guijarros, en el rango de decenas de centímetros a decenas de metros.Entre las Líneas En ausencia de gas, estos guijarros serían agitados gravitacionalmente por los planetesimales más grandes, y capturados a un ritmo que depende del parámetro de Safronov.

Puntualización

Sin embargo, los guijarros son lo suficientemente grandes como para que no sean fácilmente detenidos por el gas del disco, pero lo suficientemente pequeños como para que, no obstante, sientan una considerable resistencia al gas mientras orbitan alrededor del Sol. Como resultado, tienden a perder su momento angular orbital y entrar en espiral hacia el Sol.Entre las Líneas En un principio, esto se consideraba una dificultad, ya que estos guijarros tenían una vida relativamente corta en el disco. Los pocos que chocaban con los planetesimales más grandes eran capturados, mientras que el resto se perdía.

Sin embargo, si hay protuberancias en la distribución de la presión radial de la nebulosa, éstas pueden formar regiones en las que la deriva de los guijarros se ralentiza.Entre las Líneas En estas regiones, habrá una alta concentración de guijarros, y la acreción de material sólido puede verse muy favorecida. De hecho, la tasa de crecimiento de los planetesimales puede llegar a ser tan grande que es necesario proponer un mecanismo para evitar que crezcan demasiado rápido. De nuevo, la solución parece ser añadir más física. A medida que el planetesimal crece, perturba el gas circundante de manera que los guijarros eviten el planetesimal en lugar de quedar atrapados en su atmósfera.

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Los guijarros también podrían proporcionar un mecanismo para superar la dificultad de pasar de los granos a los planetesimales que se discutió anteriormente. Se ha sugerido que, en determinadas condiciones, la combinación de una alta concentración de guijarros y una distribución adecuada de la velocidad en el gas podría dar lugar a una inestabilidad de flujo que daría lugar a una mayor aglomeración de los guijarros, de modo que podrían formar planetesimales ligados gravitatoriamente.

El mecanismo de acreción de guijarros resulta muy prometedor como medio para hacer crecer rápidamente grandes planetesimales, pero la idea aún está en pañales. Dado que el movimiento de los guijarros está tan íntimamente ligado al movimiento del gas, mientras que el gas, a su vez, está influenciado por el movimiento de los guijarros, son necesarios estudios numéricos detallados antes de que podamos entender mejor su movimiento acoplado.

Datos verificados por: Dewey

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Recursos

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Véase También

Biología, Ciencia Planetaria, Origen de la Vida, Origen del Mundo, Sistema Solar
Exoplanetología
Discos circumestelares
Sistemas planetarios
Planetas
Nebulas preestelares
Historia de la astronomía
Cosmogonía
Cinturón de asteroides
Glóbulo de Bok
Cometa
Exocomet
Formación y evolución del Sistema Solar
Objeto Herbig-Haro
Historia de la Tierra
Disco de acreción
Disco circundante – Acumulación de materia alrededor de un planeta
Disco de escombros
Planeta en descomposición
Formación y evolución del Sistema Solar
Objeto Herbig-Haro
Hipótesis nebular
Q-PACE, una misión espacial para estudiar la acreción
Sistema planetario
Cinturón de Kuiper
Nube de Oort
Exoplaneta
Fotoevaporación
Nebulosa solar
Astrofísica Solar

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