Un grupo de investigadores ha explicado la conexión que hay entre las propiedades de los planetas rocosos del Sistema Solar y su formación. Es decir, cómo se desarrolló la formación del Sistema Solar permite explicar por qué Mercurio, Venus, la Tierra y Marte son como los conocemos…
Los planetas rocosos deben sus propiedades a la historia del Sistema Solar
Un grupo de astrónomos ha logrado encontrar una conexión entre las características de los planetas interiores del Sistema Solar y su formación. Concretamente, con la aparición de estructuras, en forma de anillo, en el disco de gas y polvo en el que se formaron los planetas. Esos anillos están asociados con propiedades básicas físicas, como la transición de la región exterior, donde se puede formar el hielo, a la región interior, donde el agua solo puede estar presente en forma de vapor de agua. Los investigadores han recurrido a las simulaciones.
Con su ayuda han analizado las diferentes posibilidades para la evolución de los planetas interiores. Según explican, la región interior del Sistema Solar es rara, pero no deja de ser un resultado posible de la evolución del Sistema Solar. Desde hace décadas, la imagen sobre la formación de planetas no ha cambiado especialmente. A pesar de ello, muchos de los detalles todavía son desconocidos. De ahí que una parte importante de la investigación actual sea, precisamente, encontrar la explicación a lo que observamos en nuestro entorno.
Los investigadores han logrado explicar por qué el sistema solar tiene las propiedades que podemos ver. La imagen general es siempre la misma. Alrededor de una estrella joven se forma un disco protoplanetario. En su interior, algunos objetos pequeños van acumulando material. Con el paso del tiempo, alcanzan diámetros de miles de kilómetros. Es decir, se convierten en planetas. En los últimos años, la observación del universo ha permitido refinar el modelo de formación de planetas. Ha cambiado, también, en algunos aspectos.
El papel de los anillos en el disco protoplanetario
El cambio más importante llegó gracias a la primera imagen tomada por el observatorio ALMA, en 2014. En ella se mostraba el disco protoplanetario alrededor de la estrella HL Tauri, con un nivel de detalle que no se había alcanzado hasta ese momento. Se podía apreciar, fácilmente, los anillos y huecos presentes en el disco. Los investigadores entendieron que eran producto de un bache de presión. Allí, la presión local es algo más baja que en las regiones a su alrededor. Esos cambios se suelen asociar con cambios en la composición del disco.
Principalmente, en el tamaño de los granos de polvo. Pero, concretamente, hay baches asociados con transiciones importantes en el disco. Muy cerca de la estrella, con temperaturas superiores a 1400 Kelvin (1126 ºC), los compuestos de silicatos (granos de arena, por ejemplo) son gaseosos. Es demasiada temperatura para que estén presentes en otro estado. Por lo que, lógicamente, los planetas no pueden formarse en ese entorno. Por debajo de esa temperatura, los compuestos de silicatos se subliman. Pasan directamente de gas a sólido.
Por lo que ese bache de presión define el borde interior para la formación de planetas. Más lejos, a 170 Kelvin (-103 ºC), hay una transición entre el vapor de agua y agua congelada. Es conocida como la línea de nieve. La diferencia respecto a la temperatura estándar de 0 ºC es, simplemente, que la presión es muy inferior a la que encontramos en la atmósfera de la Tierra. A temperaturas más bajas, a 30 Kelvin (-243 ºC) está la línea de nieve del monóxido de carbono. Es decir, a partir de ahí, el monóxido de carbono se congela.
El papel de los «baches de presión» en la formación de planetas
¿Qué importancia tiene esto? Según cuentan los investigadores, las simulaciones previas habían mostrado que estos baches facilitan la formación de planetesimales. Esos pequeños objetos, con entre 10 y 100 kilómetros de diámetro, que se plantea que actúan como bloques de formación de los planetas. A fin de cuentas, el proceso comienza mucho antes, con pequeñísimos granos de polvo. Esos granos suelen acumularse en una región de baja presión, ya que los granos de cierto tamaño se mueven hacia el interior. Es decir, hacia la estrella.
Ese movimiento se detiene por una presión más alta, en el borde interior de ese bache. De modo que la concentración de granos aumenta. Esto provoca que aumente la proporción de material sólido frente a gas. Algo interesante porque ese material tiende a unirse (frente al gas, que separa los granos). Por lo que es más fácil que se formen objetos cada vez más grandes. A pesar de esto, no estaba claro qué papel desempeñan estas estructuras en el aspecto de un sistema planetario, como puede ser el caso de nuestro propio Sistema Solar.
¿Cómo explicar la distribución de planetas rocosos en el interior y gigantes gaseosos en el exterior? Los investigadores han combinado diferentes simulaciones, permitiendo cubrir diferentes aspectos, y fases, de la formación de planetas. Con esto en mente, crearon un modelo de un disco de gas, con tres baches de presión. Cada uno para los tres lugares ya mencionados (sublimación de silicatos, congelación de agua y congelación de monóxido de carbono). Después, simularon el comportamiento de los granos de polvo en el disco.
Las propiedades de los planetas rocosos según el crecimiento de los granos de polvo
Buscaban ver cómo crecen (y se fragmentan) los granos de polvo en el disco, la formación de planetesimales, así como el crecimiento de planetesimales a embriones planetarios (con tamaños de 100 a 2000 kilómetros de diámetro), cerca de la ubicación de la Tierra. Es decir, a una unidad astronómica del Sol. También el crecimiento de embriones planetarios a planetas, para los planetas rocosos, y la acumulación de planetesimales en un cinturón de asteroides. En nuestro sistema, tenemos un cinturón de asteroides entre Marte y Júpiter.
Es el hogar de cientos de objetos pequeños que, se cree, son los restos de colisiones entre planetesimales, en un lugar en el que nunca llegaron a formarse embriones planetarios ni, por tanto, planetas. Llegados a este punto, los investigadores se plantearon qué sucedería si las condiciones iniciales fueran ligeramente diferentes. ¿El resultado final seguiría siendo el mismo? Comprender estas variaciones es importante para entender qué ingredientes son importantes para definir el tipo de sistema que se formará. Así que los investigadores analizaron varios escenarios.
Las propiedades de composición, y temperatura, del disco iban variando en cada simulación. En algunas solo había baches de presión para los silicatos y la congelación del agua. En otras estaban presentes los tres. Los resultados apuntan a una conexión directa entre el aspecto del Sistema Solar y la estructura de su disco protoplanetario. Los investigadores vieron lo que esperaban. Los planetesimales se formaron cerca de los baches de presión, como una suerte de atasco de tráfico para los guijarros que se acercaban a la estrella.
Las condiciones precisas para encontrarnos con planetas rocosos con las propiedades que observamos
En las regiones interiores, de los sistemas simulados, los investigadores vieron las condiciones necesarias para la formación de algo como nuestro sistema. Si en la región exterior, pegada al bache de presión de sublimación de los silicatos, hay unas 2,5 masas terrestres de planetesimales, crecerán hasta formar objetos con un tamaño similar al de Marte. Algo que encaja con lo que podemos ver aquí.
En un disco más masivo, o con una mayor eficiencia para formar planetesimales, el escenario nos lleva a la formación de supertierras. Estos planetas rocosos, más masivos que la Tierra, estarían en una órbita cercana a su estrella. La existencia de este bache de presión de silicatos, además, permite explicar por qué no hay ningún planeta más cercano al Sol que Mercurio. El material necesario, más allá de ese punto, se habría evaporado por la cercanía a la estrella. Las simulaciones, además, han permitido ir incluso más lejos.
Es posible explicar hasta las ligeras diferencias en la composición química de Marte, por un lado, y Venus y la Tierra por otro. En los modelos, la Tierra y Venus acumulan la mayor parte del material (que los compondrán) de regiones más cercanas al Sol que la órbita actual de la Tierra. Los planetas similares a Marte, sin embargo, se formarán principalmente a partir de material en regiones más alejadas del Sol. Más allá de la órbita de Marte, las simulaciones mostraban una región que comenzaba con una pequeña población de planetesimales o, directamente, vacía.
El cinturón de asteroides y otras regiones…
Con el paso del tiempo, algunos planetesimales, de las zonas interiores, o ligeramente más alejadas, terminarían siendo atrapadas en el cinturón de asteroides. Como producto de las colisiones, se formarían fragmentos más pequeños, llevándonos a los asteroides que vemos hoy en día. Las simulaciones también permiten explicar las diferencias entre los diferentes grupos de asteroides. Los de tipo S, formados principalmente por silicatos, procederían de objetos que llegaron desde la región de Marte. Los de tipo C, ricos en carbono, de la región exterior del cinturón de asteroides.
Esa región exterior, justo después del bache de presión que marca el límite interior para la presencia de agua congelada, es el lugar de inicio para la formación de planetas gigantes. Los planetesimales, cerca de esta zona, suelen tener una masa de entre 40 y 100 veces la de la Tierra. Algo que encaja con las estimaciones de la masa total de los núcleos de los planetas gigantes del Sistema Solar: Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. En ese contexto, los planetesimales más masivos acumularían más masa a mucha velocidad.
Las simulaciones no continuaron analizando la evolución posterior de los planetas gigantes, ya que es algo mucho mejor estudiado. Pero, además de explicar las propiedades de los planetas rocosos, la presencia del cinturón de asteroides, y la formación de los planetas gigantes, las simulaciones también permiten explicar el cinturón de Kuiper. Los objetos allí presentes se formaron en el borde exterior del último bache de presión, que define el borde interior para la presencia de hielo de monóxido de carbono.
Las posibilidades del Sistema Solar
También llega a explicar las diferencias entre los objetos del cinturón de Kuiper conocidos. Todo se reduce a la diferencia entre los planetesimales que procedían de un lado, u otro, del bache de presión de la congelación del monóxido de carbono. Sea como fuere, las simulaciones han permitido a los investigadores llegar a dos conclusiones básicas. Por un lado, es posible que se formase un bache de presión muy rápidamente en la región de la línea de nieve (la congelación de agua). Si es así, las regiones interior y exterior siguieron su propio camino muy pronto.
En apenas los primeros cien mil años, cada región estaba ya evolucionando. Así, se desemboca en la formación de planetas rocosos en la parte interior, de forma similar a lo que sucedió en el Sistema Solar. Por otro lado, si ese bache se formó más tarde, o no es muy pronunciado, hay más masa que puede moverse hacia la región interior, permitiendo la formación de supertierras y minineptunos en el interior de un sistema planetario. Lo más interesante es que las observaciones hacen pensar que ese es el escenario más común.
Es decir, el Sistema Solar es, en realidad, un caso más bien raro de formación de planetas. Los investigadores querían centrarse en el interior del sistema solar y las propiedades de los planetas rocosos. Ahora quieren centrarse en los planetas exteriores. El objetivo es poder explicar las propiedades de nuestro sistema y de otros. Sea como fuere, lo más destacable es que es posible explicar lo que observamos en este entorno. Su origen está en las condiciones que se dieron en la infancia de este pequeño rincón de la Vía Láctea…
Estudio
El estudio es A. Izidoro, R. Dasgupta, S. Raymond et al.; «Planetesimal rings as the cause of the Solar System’s planetary architecture». Publicado en la revista Nature Astronomy el 30 de diciembre de 2021. Puede consultarse en arXiv.
Referencias: Phys
