La Formación de los Planetas

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La Formación de los Planetas

Durante muchos años ha sido un gran reto comprender la conexión entre estas diferentes clases de planetas en nuestro sistema solar y sus respectivos lugares en dicho sistema solar. El reto se ha agudizado con el descubrimiento de sistemas planetarios alrededor de otras estrellas. Ahora se sabe que nuestro sistema planetario no es más que un ejemplo entre muchos, y que la variación entre estos sistemas es muy amplia. ¿Qué procesos determinan la masa de un planeta y su composición? ¿Cómo se relacionan estos procesos con la distancia del planeta a la estrella anfitriona? Estas preguntas son el núcleo del estudio de la formación de planetas.

En principio, la forma de responder a estas preguntas es empezar en el lugar de nacimiento de las estrellas, las nubes interestelares, y aplicar las leyes físicas conocidas. Esto debería indicar cómo se organizan los materiales. Desgraciadamente, hay que aplicar simultáneamente muchas leyes diferentes.Entre las Líneas En primer lugar, la nube tendrá una forma aleatoria, no isotrópica. Esto significa que la fuerza de gravedad será diferente en las distintas partes de la nube. Esto dará lugar a gradientes de presión, y al flujo de gas.Si, Pero: Pero además, el gas contendrá granos sólidos de condensación. Si son lo suficientemente pequeños, serán arrastrados por el gas. Si son más grandes, tenderán a resistir el arrastre del gas y se moverán en respuesta a las fuerzas gravitatorias que aplica el material circundante. El tamaño de los granos dependerá de la frecuencia con la que choquen y de si se adhieren o se fragmentan al chocar. Esto, a su vez, dependerá de la velocidad de la colisión. La composición de los granos dependerá de la composición inicial de la nube, y de las temperaturas y presiones en su interior.Si, Pero: Pero como los granos controlan la opacidad de la nube, ellos mismos afectan a las temperaturas de la misma. Si hay campos magnéticos, complican aún más el movimiento del gas.

En última instancia, la evolución de una región de la nube de gas hacia un sistema estelar requiere la solución de un complejo sistema de ecuaciones procedentes de la termodinámica, la hidrodinámica, la transferencia radiativa, la física del plasma, la química y la mecánica. La resolución de todo el conjunto de ecuaciones está fuera del alcance de la potencia informática actual, por lo que hay que hacer aproximaciones. Las primeras aproximaciones se concentraban en uno u otro de los muchos procesos implicados, y consideraban el resto como una especie de fondo. De este modo, era posible aprender algo sobre el comportamiento de cada proceso relevante en el contexto de la formación de planetas. A medida que aumentaba nuestra comprensión de la física y la potencia de los ordenadores, era posible modelizar procesos más complejos y ahora comprendemos mejor cómo encajan los distintos componentes para formar un planeta y cómo influyen en el aspecto final del cuerpo.

Las primeras teorías

Las primeras observaciones de los planetas mostraron que todos los planetas conocidos de nuestro sistema solar orbitan alrededor del Sol en la misma dirección.

Otros Elementos

Además, todas estas órbitas se encuentran casi en el mismo plano. Este movimiento circular impresionó a quienes especulaban sobre el origen de los planetas. Si suponemos un sistema simple, por ejemplo un universo lleno de material diluido (¿un gas?), ¿cómo es posible derivar de él un movimiento circular? Entre las primeras ideas, René Descartes sugirió, en 1633, que el universo estaba originalmente lleno de vórtices y que parte del material de estos vórtices se contrajo para formar los planetas. Esto explicaría por qué los planetas se mueven todos en la misma dirección alrededor del Sol.Entre las Líneas En 1749, Georges-Louis Leclerc, conde de Buffon, sugirió que los planetas se formaron a partir de los restos esparcidos cuando un cometa gigante colisionó con el Sol. También en este caso se esperaba que todos los planetas orbitaran alrededor del Sol en la misma dirección. Aunque ambas teorías presentan serias dificultades, sus variantes siguieron siendo populares hasta bien entrado el siglo XX.

Hoy en día, sin embargo, la teoría predominante se basa en la hipótesis nebular propuesta por Emanuel Swedenborg en 1734. Esta idea fue desarrollada por Immanuel Kant en 1755, e independientemente por Pierre-Simon Laplace en 1796. La imagen de Laplace de una “atmósfera” gaseosa extendida que rodea al Sol y llena el volumen de lo que ahora es el sistema solar coincide en gran medida con las opiniones modernas.

Detalles

Los astrofísicos modernos argumentarían lo siguiente: Dado que más del 99% de la masa del sistema solar se encuentra en el Sol, parece razonable considerar que los planetas son los “restos” del proceso de formación estelar. El entorno del Sol recién formado nos dará las condiciones de fondo para la formación de planetas. Por tanto, para entender el contexto en el que se forman los planetas es necesario comprender la formación estelar.

Composición química

La composición del gas depende de su edad. El gas más antiguo, que data de la época del Big Bang, es una mezcla de aproximadamente 75 por ciento en masa de hidrógeno, 25 por ciento de helio y una traza de elementos más pesados. La mayoría de los elementos distintos del hidrógeno y el helio fueron producidos por la nucleosíntesis estelar y mezclados con el gas de fondo. Nuestro sol es una estrella de segunda generación.

Los materiales que pueden formarse a partir de los elementos del sol pueden dividirse en tres clases diferentes en función de su volatilidad. Algunos materiales serán gases en casi todas las condiciones de presión y temperatura relevantes para el disco. Véase la información relativa a la formación de discos.

Estos materiales se denominarán gases. Otros materiales serán sólidos para todas las temperaturas del disco, excepto las más altas, y se denominarán rocas.

Detalles

Por último, habrá materiales de volatilidad intermedia. Para algunas condiciones del disco serán sólidos y para otras serán gaseosos. Nos referiremos a estos materiales intermedios como hielos. Nótese que estos términos se refieren a la clase de material, no a su fase real.

Elementos como el helio, el neón y el argón son químicamente inertes y serán gases en todas las condiciones relevantes. Dado que el hidrógeno es mucho más abundante que todos los demás elementos, la mayor parte del hidrógeno simplemente se combinará consigo mismo para formar H2 y también será un gas. Elementos como el silicio y otros elementos más pesados tenderán a formar materiales refractarios como Fe2SiO3, MgSiO3, Al2O3, etc., y serán rocas. El oxígeno, el carbono y el nitrógeno restantes se encontrarán mayoritariamente con átomos de hidrógeno y formarán compuestos como H2O, CH4 y NH3. Estas moléculas, a su vez, forman hielos y serán sólidas o gaseosas dependiendo de la presión y la temperatura locales. Para presiones típicas en el disco, el H2O se congelará a unos 170K, el NH3 a unos 110K y el CH4 a unos 40K. Aquí es importante señalar dos advertencias:

La primera es que, aunque el CH4 puro solo se congelará a temperaturas extremadamente bajas, puede quedar atrapado por las moléculas de agua en condensación como un hielo ocluido. Así, puede quedar atrapado en los sólidos en un régimen de temperatura en el que es demasiado cálido para que el CH4 se congele. Por tanto, el disco puede verse como un ser compuesto principalmente por gas H2 y He con una pequeña mezcla de granos sólidos. La composición de estos granos variará un poco con la distancia al Sol debido a los cambios de composición en función de la temperatura, pero el mayor cambio de composición se producirá cuando la temperatura baje lo suficiente como para que los diferentes hielos, en particular el H2O, puedan congelarse. El oxígeno es el elemento más abundante después del helio, por lo que la masa de sólidos disponible tras la condensación del hielo de agua es significativamente mayor que la masa disponible antes de la condensación. El lugar en el que la temperatura desciende por primera vez lo suficiente como para permitir la condensación de un determinado hielo se denomina línea de hielo para esa molécula concreta.

La segunda advertencia es que, en determinadas circunstancias, el carbono tenderá a combinarse con el oxígeno en lugar del hidrógeno, más abundante. Normalmente, como los encuentros entre átomos en un gas se rigen por la estadística, y el hidrógeno es 2000 veces más abundante que el oxígeno, un átomo de carbono tiene 2000 veces más probabilidades de encontrarse con un átomo de hidrógeno que con uno de oxígeno.

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Sin embargo, el enlace entre un átomo de carbono y uno de oxígeno es mucho más fuerte que el enlace entre un átomo de carbono y uno de hidrógeno. Si la temperatura es baja, las colisiones son lo suficientemente débiles como para que un enlace C-H, una vez formado, generalmente no se rompa.Entre las Líneas En este caso, la mayoría de los átomos de oxígeno son libres de combinarse con el hidrógeno para formar H2O, y cruzar la línea de hielo de agua aumentará la masa del material sólido en más de un factor de 2.

Sin embargo, si las temperaturas son lo suficientemente altas, aunque se formen enlaces C-H, las moléculas se moverán lo suficientemente rápido como para que las colisiones intermoleculares rompan estos enlaces. Los enlaces C-O, son mucho más fuertes y, una vez formados, serán mucho más difíciles de romper. Como resultado, en la nebulosa solar, a temperaturas superiores a unos 1000 K, el CO, en lugar del CH4, será el compuesto de carbono preferido. Si el gas fluye hacia la región caliente se forma CO. Si luego fluye de vuelta a la región fría, el CO debería revertirse en CH4 y H2O a las temperaturas más bajas de la línea de nieve (170 K).

Puntualización

Sin embargo, esta reacción está inhibida cinéticamente, y el CO permanecerá estable durante períodos de duración extremadamente larga. Dado que el carbono es sólo ligeramente menos abundante que el oxígeno, si la mayor parte del carbono está en forma de CO, esto dejará muy poco oxígeno disponible para la formación de H2O.Entre las Líneas En este caso, cruzar la línea de hielo de agua aumentará la masa de sólidos sólo en un 50% aproximadamente.

Destino del material sólido

Además del gas, el disco tendrá materiales en fase sólida.Entre las Líneas En principio, estos materiales serán similares a los granos que se ven en las nubes interestelares. Estos granos interestelares suelen ser del orden de 0,1-1 micras de radio y están repartidos por todo el volumen del disco. La fuerza gravitatoria de la estrella central sobre un grano típico puede dividirse en dos componentes. La componente en la dirección radial es compensada por la fuerza centrífuga del movimiento orbital del grano alrededor de la estrella. La componente en la dirección vertical hace que el grano se desplace hacia el plano medio del disco.

La velocidad con la que los granos caen hacia el plano medio viene determinada por el equilibrio entre la componente vertical de la fuerza gravitatoria de la estrella y la fuerza de arrastre del gas sobre el grano. Los pequeños movimientos aleatorios de los granos hacen que choquen, se peguen y crezcan.

Otros Elementos

Además, la velocidad de deriva de los granos hacia el plano medio es mayor en el caso de los granos más grandes, de modo que éstos adelantan a los más pequeños en su descenso y crecen. Estos procesos de crecimiento, pueden disminuir significativamente el tiempo necesario para que los granos deriven hacia la región del plano medio. Después de unos 104-105 años, los granos han crecido hasta alcanzar un tamaño de milímetros y han formado una capa de polvo en las proximidades del plano medio.

La capa de polvo protege esta región de la radiación ionizante, por lo que el gas es neutro y el campo magnético no provoca turbulencias en el gas.

Puntualización

Sin embargo, se espera que haya otras fuentes de turbulencia. Si el gradiente térmico en la dirección vertical es lo suficientemente grande, eso bastará para agitar el gas.

Otros Elementos

Además, al estar gran parte del polvo en una capa fina, la relación entre la masa del polvo y la del gas es alta. Esto conduce a una situación interesante. La presión del gas en el disco disminuye a medida que uno se aleja de la estrella central. Este gradiente de presión aplica una fuerza al gas que se opone a la fuerza gravitatoria de la estrella. Como resultado, aunque el polvo orbita a la velocidad kepleriana, el gas se apoya, en parte, en el gradiente de presión del disco y orbita más lentamente. Cuando la relación entre la masa del polvo y la del gas es lo suficientemente alta, el polvo arrastra al gas y lo acelera hasta acercarse a la velocidad kepleriana.Si, Pero: Pero en las capas justo por encima y por debajo del plano medio, donde hay relativamente poco polvo, el gas se moverá más lentamente. Este cizallamiento conduce a una inestabilidad que es otra fuente de turbulencia. La turbulencia en el gas agitará el polvo hasta niveles más altos por encima del plano medio, de modo que esta capa de polvo tendrá un grosor finito. A cierta distancia r del centro del disco, el grosor típico de la capa de polvo será de aproximadamente 0,1r.

Si los granos pudieran seguir creciendo, estarían menos influenciados por la turbulencia del gas, y el espesor de la capa de polvo seguiría siendo pequeño. El movimiento de los granos puede considerarse compuesto por dos partes: una órbita circular básica alrededor de la estrella y un componente aleatorio adicional. Este componente aleatorio da a la órbita su excentricidad e inclinación no nulas. El grosor de la capa de polvo es una medida de la inclinación de las órbitas del polvo y, por tanto, de su movimiento aleatorio. El conjunto de granos también puede considerarse como un “gas” de partículas, y el movimiento aleatorio de los granos puede asociarse a la temperatura de este gas. Del mismo modo que un grupo de gas suficientemente masivo y suficientemente frío estará sujeto a la inestabilidad de Jeans, también este “gas” de granos, si está suficientemente frío, (es decir, si la capa de polvo es suficientemente fina) tenderá a colapsar en grupos de polvo. Este mecanismo, conocido como la inestabilidad Goldreich-Ward (Goldreich & Ward, 1973), producirá planetesimales de tamaño kilométrico. Este mecanismo de Goldreich-Ward nos permite saltar eficazmente de granos de tamaño milimétrico o centimétrico, cuyo movimiento está fuertemente acoplado al movimiento del gas, a planetesimales de tamaño kilométrico que se ven mucho menos afectados por el arrastre del gas y, además, tienen suficiente atracción gravitatoria para potenciar su crecimiento posterior.

La dificultad de esta idea es la turbulencia del gas. Los remolinos turbulentos harán que los pequeños granos choquen a una velocidad lo suficientemente alta como para que tiendan a fragmentarse en lugar de crecer. Los granos no podrán asentarse en el plano medio, la capa de polvo seguirá siendo gruesa (es decir, caliente) y se inhibirá la inestabilidad de Goldreich-Ward. Esto es una barrera importante para el crecimiento. Una segunda barrera para el crecimiento proviene del gradiente de presión mencionado anteriormente, que hace que el gas orbite a una velocidad inferior a la kepleriana. Si la turbulencia mantiene el polvo distribuido en una capa relativamente gruesa, la relación entre el gas y el polvo será mayor, y será el gas el que arrastre el polvo. Como resultado, las partículas de polvo sienten un viento en contra y una fuerza de arrastre que hace que las partículas pierdan momento angular y se desvíen hacia la estrella. Este efecto es más fuerte para los cuerpos del tamaño de un metro, y tienden a caer en la estrella en menos de 105 años. Si estos cuerpos no pueden crecer lo suficientemente rápido, serán destruidos antes de que puedan llegar a ser lo suficientemente grandes como para desacoplarse completamente del gas. El problema de cómo los granos del tamaño de un centímetro superan esta barrera para convertirse en planetesimales del tamaño de un kilómetro es uno de los principales problemas sin resolver en la formación de planetas.

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):

Una idea popular para superar esta barrera es la inestabilidad de flujo. Supongamos que hay una región temporal de alta presión en el disco. Esto provocará un cambio en el gradiente de presión global, y el gas orbitará más rápidamente en el borde interior, donde el gradiente de presión es menor, y más lentamente en el borde exterior. Los sólidos en esta región sentirán una menor fuerza de arrastre en el borde interior y frenarán su deriva hacia el interior. Esto conducirá a la acumulación de material en el borde interior. A medida que la cantidad de material sólido se acumula, tiene un efecto de retroceso sobre el gas, haciendo que éste se acelere y reduciendo el arrastre neto y la deriva hacia el interior de los sólidos. La cantidad de material sólido sigue aumentando en esta región y se forman filamentos. Si la densidad de los sólidos es lo suficientemente alta, estos filamentos pueden romperse en planetesimales ligados gravitatoriamente.

Una vez que el planetesimal alcanza un tamaño en el que su autogravedad se vuelve importante, su sección transversal de captura se vuelve mayor que su sección transversal geométrica. El aumento gravitatorio de la sección transversal de captura dependerá de la velocidad relativa del encuentro. Si los planetesimales se mueven rápidamente, el efecto de la gravedad será el de cambiar ligeramente las órbitas, pero si los planetesimales se mueven con suficiente lentitud, serán atraídos incluso a grandes separaciones. ¿Cuál es entonces la velocidad de los encuentros entre planetesimales? Este régimen de crecimiento planetario fue investigado con gran detalle por Safronov (1972). Cuando los planetesimales orbitan alrededor de la estrella, se perturban mutuamente a través de la interacción gravitatoria. Desde el punto de vista del mayor de estos planetesimales, que podemos llamar embrión protoplanetario, los demás se mueven con respecto a él con cierta velocidad aleatoria. Si suponemos que estas velocidades aleatorias son el resultado de las interacciones gravitatorias con este embrión, cabría esperar que estuvieran relacionadas con la velocidad de escape del embrión. Safronov argumentó que la velocidad de encuentro aleatoria era tal que la energía cinética implicada era un 10% de la energía potencial gravitatoria en la superficie del embrión. La mitad de la relación entre el potencial gravitatorio en la superficie del embrión y la energía cinética por unidad de masa del movimiento aleatorio de un planetesimal suele denominarse parámetro de Safronov.

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Safronov descubrió que el tiempo que se necesita para formar un objeto de masa terrestre a la distancia de la Tierra del Sol es de alrededor de un millón de años.Si, Pero: Pero el tiempo que se necesita para formar Júpiter es de unos 100 millones de años.

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Sin embargo, dado que Júpiter está compuesto en su mayor parte por hidrógeno y helio, que deben proceder del disco de gas, y estos discos se disipan al cabo de unos 5 a 10 millones de años, tenemos un problema de escala de tiempo. El problema es aún peor en el caso de Neptuno.Entre las Líneas En este caso, el tiempo de formación es más del doble de la edad del sistema solar, ¡una situación imposible!

Por eso se han desarrollado varias hipótesis, que se desarrollan en otro lugar.

Datos verificados por: Dewey

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Véase También

Biología, Ciencia Planetaria, Origen de la Vida, Origen del Mundo, Sistema Solar, Exoplanetología
Discos circumestelares
Sistemas planetarios
Planetas
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
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