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Gigantes de gas y hielo

Crecimiento de núcleos masivos más allá de la línea de frío, atrayendo gruesas envolturas de hidrógeno y helio

1. Más allá de la línea de frío

En los discos protoplanetarios, en la región situada más allá de cierta distancia de la estrella – a menudo llamada línea de frío (línea de nieve) – el agua y otras sustancias volátiles pueden congelarse en granos de hielo. Esto tiene una gran importancia para la formación de planetas:

  1. Partículas sólidas enriquecidas con hielo: La temperatura más baja permite que el agua, el amoníaco, el metano y otras sustancias volátiles se condensen sobre los granos de polvo, aumentando la masa total de material sólido.
  2. Núcleos más grandes de partículas sólidas: Este aumento de masa ayuda a los embriones planetarios a acumular rápidamente material y alcanzar la masa crítica para atraer gases de la nebulosa.

Por eso, los planetas que se forman en la parte externa del disco pueden adquirir gruesas envolturas de hidrógeno y helio y convertirse en gigantes gaseosos (como Júpiter o Saturno) o gigantes helados (Urano y Neptuno). Mientras que en el disco interno caliente los planetas terrestres permanecen con una masa bastante pequeña y principalmente rocosos, estos planetas del disco externo pueden alcanzar decenas o cientos de masas terrestres, influyendo significativamente en la arquitectura planetaria general del sistema.

2. Modelo de acreción del núcleo

2.1 Suposición principal

El ampliamente aceptado modelo de acreción del núcleo afirma:

  1. Crecimiento del núcleo sólido: El embrión planetario (inicialmente un cuerpo protoplanetario enriquecido en hielo) acreta partículas sólidas locales hasta alcanzar ~5–10 MTierra.
  2. Acreción de gas: Cuando el núcleo es lo suficientemente masivo, atrae gravitacionalmente de forma rápida hidrógeno y helio del disco, iniciando la acreción descontrolada de la envoltura.
  3. Crecimiento descontrolado: Así se forman gigantes gaseosos tipo Júpiter o “gigantes helados” de tamaño intermedio, si las condiciones del disco son menos favorables para la acreción de la envoltura o el disco se disipa antes.

Este modelo explica de manera confiable la existencia de envolturas masivas de H/He en planetas jovianos y envolturas más modestas en los “gigantes helados”, que quizás se formaron más tarde, atrajeron gas más lentamente o perdieron parte de la envoltura debido a procesos estelares o del disco.

2.2 Tiempo de vida del disco y formación rápida

Los gigantes gaseosos deben formarse antes de que el gas del disco se disipe (en ~3–10 millones de años). Si el núcleo crece demasiado lento, el protoplaneta no podrá acumular suficiente hidrógeno y helio. Estudios en cúmulos estelares jóvenes muestran que los discos desaparecen bastante rápido, justificando que la formación de planetas gigantes debe ocurrir con suficiente rapidez para aprovechar el reservorio gaseoso a corto plazo [1], [2].

2.3 Contracción y enfriamiento de la envoltura

Cuando el núcleo supera la masa crítica, inicialmente una capa atmosférica poco profunda pasa a una etapa de acreción descontrolada de gas. A medida que la envoltura crece, la energía gravitacional se irradia, permitiendo que la envoltura se contraiga y atraiga aún más gas. Esta retroalimentación positiva puede formar planetas finales de ~decenas o cientos de masas terrestres, dependiendo de la densidad local del disco, el tiempo y factores como la migración tipo II o la formación de huecos en el disco.

3. Líneas de congelación y la importancia de las partículas sólidas heladas

3.1 Compuestos volátiles y aumento de la masa de partículas sólidas

En el disco externo, donde la temperatura cae por debajo de ~170 K (para el agua, aunque el límite exacto depende de los parámetros del disco), el vapor de agua se condensa, aumentando la densidad superficial de partículas sólidas de 2 a 4 veces. También otros hielos (CO, CO2, NH3) se condensan a temperaturas aún más bajas, más lejos de la estrella, por lo que la cantidad de material sólido se vuelve aún mayor. Esta abundancia de planetesimales enriquecidos en hielo conduce a núcleos que crecen más rápido, lo que es la principal condición para la formación de gigantes gaseosos y helados [3], [4].

3.2 ¿Por qué algunos se convierten en gigantes gaseosos y otros en gigantes helados?

  • Gigantes gaseosos (p. ej., Júpiter, Saturno): Sus núcleos se forman lo suficientemente rápido (>10 masas terrestres) para capturar una enorme capa de hidrógeno y helio del disco.
  • Gigantes helados (p. ej., Urano, Neptuno): Pueden haberse formado más tarde, acreciendo más lentamente o experimentando una mayor dispersión del disco, por lo que tienen una envoltura gaseosa menor y gran parte de su masa está compuesta por hielos de agua/amoniaco/metano.

Así, si un planeta se convierte en un "gigante joviano" o un "gigante helado neptuniano" depende de la densidad de partículas sólidas, la tasa de crecimiento del núcleo y el entorno externo (por ejemplo, la fotoevaporación por estrellas masivas cercanas).

4. Crecimiento de núcleos masivos

4.1 Acreción de planetesimales

Según el modelo rígido de acreción del núcleo, los planetesimales helados (de tamaño km o mayores) se forman por colisiones o inestabilidad de streaming. Cuando la protoplaneta alcanza un tamaño de ~1000 km o más, intensifica las colisiones gravitacionales con los planetesimales restantes:

  1. Crecimiento oligárquico: Varias protoplanetas grandes dominan la región, "barriendo" poblaciones de cuerpos más pequeños.
  2. Reducción de fragmentación: Una menor velocidad de colisión (debido a la amortiguación parcial del gas) favorece la acreción en lugar de la fragmentación.
  3. Escalas de tiempo: El núcleo debe alcanzar ~5–10 MTierra en unos pocos millones de años para aprovechar el gas del disco [5], [6].

4.2 Acreción de "guijarros"

Otro mecanismo es la acreción de "guijarros":

  • Guijarros (mm–cm) se desplazan por el disco.
  • Un núcleo proto suficientemente masivo puede gravitacionalmente "capturar" esos guijarros, creciendo muy rápidamente.
  • Esto acelera la transición hacia un núcleo de super-Tierra o gigante, lo cual es crucial para iniciar la acreción de la envoltura.

Cuando el núcleo alcanza la masa límite, comienza la acreción incontrolada de gas, dando lugar a un gigante gaseoso o un gigante helado, dependiendo de la masa final de la envoltura y las condiciones del disco.

5. Acreción de la envoltura y planetas dominados por gases

5.1 Crecimiento incontrolado de la envoltura

Cuando el núcleo supera la masa crítica, el pro-gigante planeta inicialmente tiene una atmósfera tenue que pasa a una fase incontrolable de atracción de gases. A medida que la envoltura se expande, la energía gravitacional se irradia, lo que permite atraer aún más gases de la nebulosa. El factor limitante clave suele ser la capacidad de alimentar y renovar el gas del disco o la capacidad del planeta para enfriar y atraer su envoltura. Los modelos muestran que si se forma un núcleo de ~10 MTierra, la masa de la envoltura puede crecer hasta decenas o cientos de masas terrestres, siempre que el disco persista [7], [8].

5.2 Formación de huecos y migración tipo II

Un planeta suficientemente masivo puede abrir un hueco en el disco mediante torques de marea que superan las fuerzas de presión local del disco. Esto altera el flujo de suministro de gas y conduce a una migración tipo II, donde la evolución orbital del planeta depende de la viscosidad del disco. Algunos gigantes pueden migrar hacia adentro (formando «Júpiteres calientes») si el disco no se disipa lo suficientemente rápido, mientras que otros permanecen en su zona de formación o más allá, si las condiciones del disco inhiben la migración o si varios gigantes se acoplan en resonancias.

5.3 Variantes finales diversas de gigantes gaseosos

  • Similares a Júpiter: Muy masivos, con una gran envoltura (~300 masas terrestres) y un núcleo de ~10–20 masas terrestres.
  • Similares a Saturno: Tamaño intermedio de la envoltura (~90 masas terrestres), pero con clara dominancia de hidrógeno y helio.
  • Sub-jovianos: Menor masa total o crecimiento descontrolado incompleto.
  • Enanas marrones: Al alcanzar ~13 masas de Júpiter, aparece el límite entre planetas gigantes y enanas marrones subestelares, aunque los mecanismos de formación pueden variar.

6. Gigantes helados: Urano y Neptuno

6.1 Formación en el disco exterior

Gigantes helados, como Urano y Neptuno, tienen una masa total de aproximadamente 10–20 Masa de la Tierra, con ~1–3 MTierras en el núcleo y solo unas pocas masas terrestres en la envoltura de hidrógeno/helio. Se cree que nacieron a 15–20 UA, donde la densidad del disco es menor y la tasa de acreción se ralentiza por la mayor distancia. Las causas de su formación difieren de las de Júpiter/Saturno:

  • Formación tardía: El núcleo alcanzó la masa crítica bastante tarde, cuando el disco ya estaba dispersándose, por lo que se atrajo una menor cantidad de gas.
  • Disipación más rápida del disco: Menos tiempo o radiación externa redujeron las reservas de gas.
  • Migración orbital: Podrían haberse formado un poco más cerca o más lejos y haber sido desplazados a sus órbitas actuales debido a la interacción con otros gigantes.

6.2 Composición y estructura interna

Los gigantes helados contienen abundantes hielos de agua/amoniaco/metano — compuestos volátiles que se condensaron en la fría zona externa. Su mayor densidad, en comparación con los gigantes gaseosos H/He, indica más «elementos pesados». La estructura interna puede ser estratificada: núcleo rocoso/metálico, manto acuoso con amoníaco/metano disueltos y una capa relativamente delgada de H–He en la parte superior.

6.3 Análogos exoplanetarios

Muchas exoplanetas llamadas «mini-Neptunos» tienen masas intermedias entre super-Tierras (~2–10 MTierras) y Saturno. Esto indica que el proceso parcial o incompleto de acreción de la envoltura es bastante común, siempre que se forme al menos un núcleo de tamaño medio, una dinámica similar a la formación de un «gigante helado» alrededor de muchas estrellas.

7. Verificación observacional y consideraciones teóricas

7.1 Observando gigantes en formación en discos

ALMA ha detectado patrones de anillos/huecos que pueden estar tallados por núcleos de planetas gigantes. Algunos instrumentos de imagen directa (por ejemplo, SPHERE/GPI) intentan detectar formaciones gigantes jóvenes que aún están inmersas en el disco. Tales detecciones confirman las fuerzas de marea y la acumulación de masa indicadas en la teoría de acreción del núcleo.

7.2 Pistas de composición a partir de espectros atmosféricos

Los espectros de gigantes exoplanetarios (de tránsito o observación directa) revelan la “metallicidad” atmosférica, indicando cuántos elementos pesados hay en ella. Al observar las atmósferas de Saturno y Júpiter también se ven rastros de la química del disco cuando se formaron, por ejemplo, la relación C/O o la cantidad de gases nobles. Las diferencias pueden indicar acreción de planetesimales o la ruta de migración dinámica.

7.3 Efecto de la migración y arquitectura del sistema

Las encuestas de exoplanetas muestran muchos sistemas con Júpiteres calientes o múltiples planetas jovianos cerca de la estrella. Esto indica que la formación de planetas gigantes y la interacción entre disco o planetas puede mover fuertemente las órbitas. Los gigantes gaseosos/hielados externos de nuestro sistema solar determinaron la disposición final, dispersando cometas y cuerpos menores, y pudieron ayudar a proteger la Tierra de una mayor amenaza de migración (por ejemplo, hacia el interior en Júpiter o Saturno).

8. Consecuencias cosmológicas y diversidad

8.1 Influencia de la metallicidad estelar

Las estrellas con mayor metallicidad (mayor proporción de elementos pesados) generalmente tienen con más frecuencia planetas gigantes. Los estudios muestran una fuerte correlación entre la abundancia de hierro en la estrella y la probabilidad de planetas gigantes. Probablemente esto esté relacionado con una mayor cantidad de polvo en el disco, lo que acelera el crecimiento del núcleo. Los discos de baja metallicidad a menudo forman menos o más pequeños gigantes, o quizás más mundos rocosos/“oceánicos”.

8.2 ¿El “desierto” de las enanas marrones?

Cuando la acreción de gas alcanza aproximadamente 13 masas de Júpiter, el límite entre planetas gigantes y enanas marrones subestelares se vuelve borroso. Las observaciones muestran un “desierto de enanas marrones” cerca de estrellas tipo solar (las enanas marrones son raras a distancias cortas), posiblemente porque los cuerpos de esa masa tienen un mecanismo de formación diferente, y la fragmentación del disco rara vez produce órbitas estables en ese rango de masa.

8.3 Estrellas de baja masa (enanas M)

Las enanas M (estrellas de masa menor) generalmente tienen discos de menor masa. En ellos es más fácil formar mini-Neptunos o super-Tierras que planetas del tamaño de Júpiter, aunque hay excepciones. La relación entre la masa del disco y la masa de la estrella explica por qué alrededor de estrellas más pequeñas se encuentran con más frecuencia Neptunos o super-Tierras rocosas.

9. Conclusión

Gigantes gaseosos e helados son algunos de los resultados más masivos de la formación planetaria, que surgen más allá de la línea de hielo en discos protoplanetarios. Sus núcleos potentes, formados rápidamente a partir de planetesimales enriquecidos en hielo, atraen gruesas envolturas de hidrógeno y helio mientras el disco es rico en gas. Las consecuencias finales – gigantes jovianos con enormes envolturas, análogos a Saturno con anillos o gigantes helados más pequeños – dependen de las propiedades del disco, la tasa de formación y la migración. Las observaciones de gigantes exoplanetarios y huecos en discos polvorientos jóvenes muestran que este proceso es común y determina la diversidad orbital y composicional de los planetas gigantes.

Según el modelo de acreción del núcleo, el camino parece matizado: un cuerpo enriquecido en hielo supera varias masas terrestres, provoca una captura descontrolada de gas y se convierte en un enorme depósito de H/He, que en gran medida influye en la disposición de todo el sistema planetario – dispersando o organizando cuerpos menores, creando el contexto dinámico principal. Mientras seguimos observando las estructuras de anillos de ALMA, los datos espectrales de atmósferas de gigantes y la estadística de exoplanetas, nuestra comprensión de cómo las zonas frías de discos protoplanetarios generan a los miembros más grandes de las familias planetarias se profundiza cada vez más.

Nuorodos ir tolesnis skaitymas

  1. Pollack, J. B., et al. (1996). “Formación de los planetas gigantes por acreción concurrente de sólidos y gas.” Icarus, 124, 62–85.
  2. Safronov, V. S. (1972). Evolución de la nube protoplanetaria y formación de la Tierra y los planetas. NASA TT F-677.
  3. Lambrechts, M., & Johansen, A. (2012). “Crecimiento rápido de núcleos de gigantes gaseosos por acreción de guijarros.” Astronomy & Astrophysics, 544, A32.
  4. Helled, R., et al. (2014). “Formación, evolución y estructura interna de planetas gigantes.” Protostars and Planets VI, University of Arizona Press, 643–665.
  5. Stevenson, D. J. (1982). “Formación de los planetas gigantes.” Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 10, 257–295.
  6. Mordasini, C., et al. (2012). “Caracterización de exoplanetas a partir de su formación. I. Modelos combinados de formación y evolución planetaria.” Astronomy & Astrophysics, 541, A97.
  7. Bitsch, B., Lambrechts, M., & Johansen, A. (2015). “El crecimiento de planetas por acreción de guijarros en discos protoplanetarios en evolución.” Astronomy & Astrophysics, 582, A112.
  8. D’Angelo, G., et al. (2011). “Formación de planetas extrasolares.” Exoplanets, University of Arizona Press, 319–346.
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