Proceso mediante el cual pequeños cuerpos rocosos o de hielo colisionan y forman protoplanetas más grandes
1. Introducción: de granos de polvo a planetesimales
Cuando una nueva estrella se forma en una nube molecular, el disco protoplanetario que la rodea, compuesto de gas y polvo, se convierte en la materia prima principal para la formación de planetas. Sin embargo, el camino desde granos de polvo de tamaño micrónico hasta planetas del tamaño de la Tierra o incluso Júpiter está lejos de ser sencillo. La acreción de planetesimales conecta la evolución temprana del polvo (crecimiento, fragmentación y adhesión de granos) con la formación final de cuerpos de escala kilométrica o de cientos de kilómetros, llamados planetesimales. Tan pronto como aparecen los planetesimales, la interacción gravitacional y las colisiones les permiten crecer hasta convertirse en protoplanetas, que finalmente determinan la disposición de los sistemas planetarios en desarrollo.
- Por qué es importante: Los planetesimales son los “bloques constructores” en los núcleos de todos los planetas rocosos y muchos gaseosos. También permanecen en cuerpos actuales como asteroides, cometas y objetos del cinturón de Kuiper.
- Desafíos: Los esquemas simples de colisión y adhesión se detienen en el rango de centímetros a metros debido a colisiones dañinas o rápida deriva radial. Las soluciones propuestas – inestabilidad de streaming o acreción de guijarros (pebble) – permiten superar esta “barrera del tamaño métrico”.
En resumen, la acreción de planetesimales es una fase esencial que crea los embriones de futuros planetas a partir de pequeños granos submilimétricos en el disco. Entender este proceso es responder cómo mundos como la Tierra (y probablemente muchos exoplanetas) nacieron del polvo cósmico.
2. La primera barrera: crecimiento de polvo a objetos métricos
2.1 Coagulación y adhesión del polvo
Los granos de polvo en el disco comienzan en escala micrométrica. Pueden unirse para formar estructuras mayores:
- Movimiento browniano: Las colisiones entre granos pequeños ocurren lentamente, por lo que pueden adherirse mediante fuerzas de van der Waals o electrostáticas.
- Movimientos turbulentos: En un entorno turbulento del disco, los granos un poco más grandes se encuentran con mayor frecuencia, permitiendo la formación de conglomerados de tamaño mm–cm.
- Partículas de hielo: Más allá de la línea de congelación, las capas de hielo pueden favorecer una adhesión más eficiente, acelerando el crecimiento de los granos.
Estas colisiones pueden crear conglomerados “esponjosos” que crecen hasta tamaños milimétricos o centimétricos. Sin embargo, al aumentar el tamaño de los granos, también aumenta la velocidad de colisión. Al superar ciertos límites de velocidad o tamaño, las colisiones pueden destruir los conglomerados en lugar de hacerlos crecer, creando un callejón sin salida parcial (llamado “barrera de fragmentación”). [1], [2].
2.2 Barrera del tamaño métrico y deriva radial
Incluso si los granos logran crecer hasta tamaños de cm–m, enfrentan otro gran desafío:
- Deriva radial: Debido a la presión, el gas del disco gira un poco más lento que la velocidad de Kepler, por lo que los cuerpos sólidos pierden momento angular y se mueven en espiral hacia la estrella. Las partículas métricas pueden perderse en la estrella en ~100–1000 años, sin llegar a formar planetesimales.
- Fragmentación: Los conglomerados más grandes pueden desintegrarse debido a mayores velocidades de colisión.
- Rebote: En algunas situaciones, las partículas solo rebotan sin provocar un crecimiento efectivo.
Por lo tanto, el crecimiento gradual de los granos hasta planetesimales de kilómetros es complicado si predominan las colisiones destructivas y la deriva. La solución a este dilema es una de las cuestiones fundamentales de la teoría moderna de la formación planetaria.
3. Cómo superar los obstáculos al crecimiento: soluciones propuestas
3.1 Inestabilidad de streaming
Uno de los posibles mecanismos es la inestabilidad de streaming (en inglés, streaming instability, SI). En el caso de SI:
- Interacción colectiva de partículas y gas: Las partículas se separan un poco del gas, formando sobrecargas locales.
- Retroalimentación positiva: Las partículas concentradas aceleran localmente el flujo de gas, reduciendo el viento de cabeza que enfrentan, por lo que la concentración de partículas aumenta aún más.
- Colapso gravitacional: Finalmente, los cúmulos densos pueden colapsar por su propia gravedad, evitando así colisiones lentas y graduales.
Este colapso gravitacional produce rápidamente planetesimales de escala 10–100 km, cruciales para la formación inicial de protoplanetas [3]. Los modelos numéricos muestran fuertemente que la inestabilidad de streaming puede ser una vía confiable para la formación de planetesimales, especialmente si la proporción polvo-gas es alta o los "crestas" de presión concentran las partículas sólidas.
3.2 Acreción de "pebbles"
Otra forma es la acreción de "pebbles", donde los embriones protoplanetarios (~100–1000 km) "recogen" partículas de tamaño mm–cm que se desplazan por el disco:
- Radio de Bondi/Hill: Si el protoplaneta es lo suficientemente grande para que su esfera de Hill o radio de Bondi pueda "capturar" pebbles, las tasas de acreción pueden ser muy altas.
- Eficiencia de crecimiento: La baja velocidad relativa entre los "pebbles" y el núcleo permite que una gran parte de los "pebbles" se unan, evitando la necesidad de colisiones graduales entre partículas de tamaño similar [4].
La acreción de "pebbles" puede ser más importante en la etapa de protoplanetas, pero también está relacionada con los planetesimales primarios o "semillas" remanentes.
3.3 Subestructuras del disco ("crestas" de presión, vórtices)
Las estructuras en forma de anillo detectadas por ALMA indican posibles "trampas" de polvo (por ejemplo, máximos de presión, vórtices) donde las partículas se acumulan. Estas zonas localmente densas pueden colapsar por inestabilidad de streaming o simplemente acelerar rápidamente las colisiones. Tales estructuras ayudan a evitar la deriva radial "creando lugares" para la acumulación de polvo. Durante miles de órbitas, en estas trampas de polvo pueden formarse planetesimales.
4. Crecimiento posterior más allá de los planetesimales: formación de protoplanetas
Tan pronto como existen cuerpos de escala kilométrica, debido a la "concentración" gravitatoria, las colisiones se vuelven aún más frecuentes:
- Crecimiento descontrolado (runaway): Los planetesimales más grandes crecen más rápido, iniciándose un crecimiento "oligárquico". Un pequeño número de grandes protoplanetas domina los recursos locales.
- Aceleración / "amortiguación": Las colisiones mutuas y la fricción del gas reducen las velocidades aleatorias, favoreciendo más la acreción que la fragmentación.
- Escala de tiempo: En las regiones internas (terrestres), los protoplanetas pueden formarse en unos pocos millones de años, dejando varios embriones que luego, al colisionar, forman los planetas rocosos finales. En las zonas externas, los núcleos de los gigantes gaseosos requieren una evolución aún más rápida para poder captar el gas del disco.
5. Evidencias observacionales y de laboratorio
5.1 Objetos remanentes en nuestro sistema solar
En nuestro sistema persisten asteroides, cometas y objetos del cinturón de Kuiper como planetesimales de acreción incompleta o cuerpos parcialmente formados. Su composición y distribución permiten entender las condiciones de formación de planetesimales en el temprano sistema solar:
- Cinturón de asteroides: En la región entre Marte y Júpiter encontramos cuerpos de composición química variada (rocosos, metálicos, carbonosos), remanentes de una evolución planetesimal incompleta o con órbitas perturbadas por la gravedad de Júpiter.
- Cometas: Planetesimales helados más allá de la línea de nieve, que conservan compuestos volátiles primitivos y polvo de la parte externa del disco.
Sus firmas isotópicas (por ejemplo, isótopos de oxígeno en meteoritos) revelan la química local del disco y procesos de mezcla radial.
5.2 Discos de restos de exoplanetas
Las observaciones de discos de escombros (polvo) (por ejemplo, con ALMA o Spitzer) alrededor de estrellas más viejas muestran bandas donde los planetesimales colisionan. Un ejemplo famoso es el sistema β Pictoris con un enorme disco de polvo y posibles "protuberancias" de cuerpos (planetesimales). Los sistemas protoplanetarios más jóvenes tienen más gas, mientras que los más antiguos tienen menos, dominando los procesos de colisión entre planetesimales restantes.
5.3 Experimentos de laboratorio y física de partículas
Los experimentos de caída libre o microgravedad investigan colisiones de granos de polvo: ¿cómo se adhieren o rebotan los granos entre sí a cierta velocidad? Experimentos a mayor escala examinan las propiedades mecánicas de compuestos de tamaño cm. Mientras tanto, las simulaciones HPC integran estos datos para observar cómo crece la escala de las colisiones. La información sobre tasas de fragmentación, umbrales de adhesión y composición del polvo complementa los modelos de formación de planetesimales [5], [6].
6. Escalas temporales y azar
6.1 Rápido contra lento
Dependiendo de las condiciones del disco, los planetesimales pueden formarse rápidamente (en miles de años) debido a la inestabilidad por streaming o más lentamente si el crecimiento está limitado por colisiones menos frecuentes. Los resultados varían considerablemente:
- Parte externa del disco: La baja densidad ralentiza la formación de planetesimales, pero el hielo facilita la adhesión.
- Parte interna del disco: Una mayor densidad fomenta las colisiones, pero una mayor velocidad aumenta el riesgo de impactos dañinos.
6.2 "El camino fortuito" hacia los protoplanetas
Cuando los planetes comienzan a formarse, su interacción gravitacional provoca colisiones caóticas, fusiones o expulsiones. En algunas regiones pueden formarse rápidamente embriones grandes (por ejemplo, protoplanetas del tamaño de Marte en el sistema interior). Al acumularse suficiente masa, la arquitectura del sistema puede "fijarse" o seguir cambiando debido a colisiones gigantescas, como se cree en el escenario de colisión entre la Tierra y Theia, que explica el origen de la Luna.
6.3 Diversidad de sistemas
Las observaciones de exoplanetas muestran que en algunos sistemas se forman supertierras o Júpiteres calientes cerca de la estrella, mientras que en otros se mantienen órbitas amplias o cadenas resonantes. Diferentes ritmos de formación y procesos migratorios de planetesimales pueden generar configuraciones planetarias inesperadamente diversas, incluso con pequeñas diferencias en masa del disco, momento angular o metalicidad.
7. Roles principales de los planetesimales
7.1 Núcleos para gigantes gaseosos
En la zona externa del disco, cuando las planetesimales alcanzan ~10 masas terrestres, pueden atraer capas de hidrógeno y helio, formando gigantes gaseosos tipo Júpiter. Sin un núcleo planetesimal, esta acumulación de gas puede ser demasiado lenta antes de que el disco se disipe. Por ello, los planetesimales son cruciales en el modelo de acreción del núcleo para la formación de gigantes gaseosos.
7.2 Compuestos volátiles
Los planetesimales formados más allá de la línea de nieve contienen mucho hielo y volátiles. Más tarde, debido a la dispersión o colisiones tardías, pueden transportar agua y compuestos orgánicos a los planetas rocosos interiores, posiblemente contribuyendo significativamente a la habitabilidad. El agua de la Tierra pudo haber llegado parcialmente desde planetesimales o cometas del cinturón de asteroides.
7.3 Restos menores
No todos los planetesimales se fusionan en planetas. Algunos permanecen como asteroides, cometas u objetos del cinturón de Kuiper y cuerpos considerados troyanos. Estas poblaciones conservan material primario del disco, proporcionando evidencias "arqueológicas" sobre las condiciones y ritmos de formación.
8. Investigaciones futuras sobre la ciencia de los planetesimales
8.1 Logros observacionales (ALMA, JWST)
Observaciones de alta resolución pueden revelar no solo subestructuras del disco, sino también concentraciones o filamentos de partículas sólidas que corresponden a inestabilidades de flujo. Un análisis químico detallado (por ejemplo, isotopólogos de CO, compuestos orgánicos complejos) en estos filamentos ayudaría a confirmar las condiciones favorables para la formación de planetesimales.
8.2 Misiones espaciales a cuerpos pequeños
Misiones como OSIRIS-REx (para traer muestras de Bennu), Hayabusa2 (Ryugu), las próximas Lucy (asteroides troyanos) y Comet Interceptor amplían la comprensión sobre la composición y estructura interna de los planetesimales. Cada retorno de muestras o sobrevuelo cercano ayuda a mejorar los modelos de condensación del disco, las historias de colisiones y la presencia de compuestos orgánicos, explicando cómo se formaron y evolucionaron los planetesimales.
8.3 Mejoras teóricas y computacionales
Mejores modelos particulados o fluidodinámico-cinéticos ofrecerán más oportunidades para comprender la inestabilidad de flujo, la física de colisiones de polvo y procesos a diversas escalas (desde granos submm hasta planetesimales de varios kilómetros). Aprovechando recursos HPC de alto rendimiento, podemos combinar los matices microscópicos de la interacción de granos con el comportamiento colectivo de enjambres de planetesimales.
9. Resumen y nota final
La acreción de planetesimales es una etapa esencial en la que el “polvo cósmico” se convierte en mundos tangibles. Desde las interacciones microscópicas de colisiones de polvo hasta la inestabilidad de flujo que impulsa la formación de cuerpos kilométricos, la aparición de planetesimales es tanto compleja como necesaria para cultivar embriones planetarios y, finalmente, planetas completamente desarrollados. Las observaciones en discos protoplanetarios y de escombros, junto con los retornos ejemplares de pequeños cuerpos del Sistema Solar, muestran la interacción caótica de colisiones, deriva, adhesión y colapso gravitacional. En cada etapa – desde el polvo hasta planetesimales y protoplanetas – se revela una coreografía meticulosa (aunque algo aleatoria) de materia, impulsada por la gravedad, la dinámica orbital y la física del disco.
Al combinar estos procesos, vinculamos la adhesión de las partículas de polvo más finas en el disco con las magníficas arquitecturas orbitales de sistemas multiplanetarios. Al igual que la Tierra, muchos exoplanetas comienzan con la agregación de estos pequeños gránulos de polvo – planetesimales, que siembran familias enteras de planetas que con el tiempo pueden incluso volverse habitables.
Enlaces y lectura adicional
- Weidenschilling, S. J. (1977). “Aerodinámica de cuerpos sólidos en la nebulosa solar.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 180, 57–70.
- Blum, J., & Wurm, G. (2008). “Los mecanismos de crecimiento de cuerpos macroscópicos en discos protoplanetarios.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 46, 21–56.
- Johansen, A., et al. (2007). “Formación rápida de planetesimales en discos circunestelares turbulentos.” Nature, 448, 1022–1025.
- Lambrechts, M., & Johansen, A. (2012). “Crecimiento rápido de núcleos de gigantes gaseosos por acreción de guijarros.” Astronomy & Astrophysics, 544, A32.
- Birnstiel, T., Fang, M., & Johansen, A. (2016). “Evolución del polvo y la formación de planetesimales.” Space Science Reviews, 205, 41–75.
- Windmark, F., Birnstiel, T., Ormel, C. W., & Dullemond, C. P. (2012). “Rompiendo las barreras de crecimiento en la formación de planetesimales.” Astronomy & Astrophysics, 544, L16.
- Morbidelli, A., Lunine, J. I., O’Brien, D. P., Raymond, S. N., & Walsh, K. J. (2012). “Construcción de planetas terrestres.” Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 40, 251–275.