Cómo se desarrollan los planetas rocosos cerca de la estrella, en las regiones más calientes
Introducción: La "terra incognita" de los planetas rocosos
La mayoría de las estrellas tipo Sol, especialmente las de masa media o baja, tienen discos protoplanetarios compuestos de gases y polvo. En ellos:
- Las regiones internas (aproximadamente a unas pocas unidades astronómicas) permanecen más calientes debido a la radiación estelar, por lo que la mayoría de los materiales volátiles (por ejemplo, hielo de agua) se subliman.
- Materiales rocosas/silicatadas predominan en estas zonas internas, donde se forman planetas terrestres similares a Mercurio, Venus, Tierra y Marte en nuestro sistema solar.
Al comparar exoplanetas, vemos un amplio espectro de supertierras y otros planetas rocosos cerca de sus estrellas, lo que indica que la formación de tales mundos rocosos es un fenómeno común y muy importante. De cómo se desarrolla la formación de planetas rocosos dependen cuestiones sobre hábitats, composición química y el posible origen de la vida.
2. Preparación: condiciones en el disco interno
2.1 Gradientes de temperatura y "línea de nieve"
La radiación de la estrella en el disco protoplanetario determina el gradiente de temperatura. La línea de nieve (frost line) es el lugar donde el agua puede condensarse de vapor a hielo. Normalmente esta frontera está a varias UA de una estrella tipo Sol, pero puede variar según la edad del disco, la intensidad de la radiación y el entorno:
- Dentro de la línea de nieve: El agua, amoníaco y CO2 permanecen en estado gaseoso, por lo que el polvo está compuesto principalmente por silicatos, hierro y otros minerales refractarios.
- Fuera de la línea de nieve: Hay abundante hielo, lo que permite un crecimiento más rápido de núcleos sólidos y la formación de gigantes gaseosos/hielados.
Así, la región terrestre interna es inicialmente bastante seca en cuanto al hielo de agua, aunque parte del agua puede ser aportada más tarde por planetesimales que vienen desde fuera de la línea de nieve [1], [2].
2.2 Densidad de masa del disco y escalas temporales
El disco de acreción de la estrella a menudo contiene suficiente material sólido para formar varios planetas rocosos en la región interna, pero cuántos se formarán o de qué tamaño serán depende de:
- Densidad de partículas sólidas en la capa superior: Una mayor densidad favorece colisiones más rápidas entre planetesimales y el crecimiento de embriones.
- Tiempo de vida del disco: Generalmente de 3 a 10 millones de años, hasta que el gas desaparece, pero el proceso de formación de planetas rocosos (ya sin ambiente gaseoso) puede continuar durante decenas de millones de años, con protoplanetas colisionando en un entorno sin gas.
Factores físicos – evolución viscosa, campos magnéticos, radiación estelar – moldean la estructura y evolución del disco, definiendo las condiciones bajo las cuales se reúnen los "cuerpos rocosos".
3. Coagulación de polvo y formación de planetesimales
3.1 Crecimiento de partículas rocosas en el disco interno
En la región interna más caliente, pequeños granos de polvo (silicatos, óxidos metálicos, etc.) colisionan y se adhieren, formando agregados – "piedrecillas". Pero aquí surge la "barrera del tamaño metro":
- Deriva radial: Objetos del tamaño de metros se mueven rápidamente hacia la estrella debido a la fricción, por lo que corren el riesgo de perderse antes de alcanzar un tamaño suficiente.
- Colisiones de fragmentación: A medida que aumenta la velocidad, las colisiones pueden destruir los agregados.
Soluciones posibles para superar estas barreras:
- Inestabilidad por flujo (streaming): El exceso local de polvo provoca un colapso gravitacional en planetesimales de escala km.
- Crestas de presión: Las discontinuidades del disco (espacios, anillos) pueden retener polvo y reducir la deriva, permitiendo un crecimiento más eficiente.
- Acreción de "guijarros": Si en algún lugar se forma un núcleo, este rápidamente "recolectará" guijarros de mm–cm [3], [4].
3.2 Formación de planetesimales
Una vez formadas las planetesimales kilométricas, la concentración gravitacional acelera aún más las fusiones. En el disco interno, las planetesimales suelen ser rocosas, compuestas de hierro, silicatos y quizás pequeñas impurezas de carbono. En decenas o cientos de miles de años, estas planetesimales pueden fusionarse en protoplanetas que alcanzan decenas o cientos de kilómetros.
4. Evolución de protoplanetas y crecimiento de planetas terrestres
4.1 Crecimiento oligárquico
En la teoría llamada crecimiento oligárquico:
- Varias protoplanetas grandes en la región se vuelven gravitacionalmente dominantes como "oligarcas".
- Las planetesimales más pequeñas son dispersadas o atraídas.
- Finalmente, en la zona quedan varios protoplanetas en competencia y cuerpos residuales más pequeños.
Esta etapa puede durar varios millones de años hasta que se formen varios embriones de tamaño Marte o tamaño Luna.
4.2 Fase de grandes impactos y disposición final
Después de que el gas se dispersa del disco (ya no hay efecto de frenado ni fricción), estos protoplanetas continúan colisionando en un entorno caótico:
- Grandes impactos: En la etapa final pueden ocurrir colisiones bastante grandes, que en parte funden los mantos, similar al hipotético impacto que originó la Luna entre la proto-Tierra y Theia.
- Largo plazo: La formación de planetas rocosos en el sistema solar pudo durar unos 50–100 millones de años, hasta que tras impactos de cuerpos del tamaño de Marte se estabilizó finalmente la órbita de la Tierra [5].
Durante estas colisiones también ocurre la diferenciación hierro-silicatos, se forman los núcleos planetarios y puede expulsarse material para formar satélites (por ejemplo, la Luna de la Tierra) o anillos.
5. Composición y aporte de agua volátil
5.1 Interior de composición rocosa
Dado que los materiales volátiles se evaporan en la parte interna y cálida del disco, los planetas que se forman allí suelen acumular materiales refractarios – silicatos, metales de hierro-níquel, etc. Esto explica la alta densidad y la naturaleza rocosa de Mercurio, Venus, Tierra y Marte (aunque la composición y la cantidad de hierro de cada planeta varían según las condiciones locales del disco y la historia de impactos gigantes).
5.2 Agua y materia orgánica
A pesar de que la línea de nieve se forma en el interior, los planetas terrestres aún pueden obtener agua si:
- Entrega tardía: Los planetesimales del disco externo o del cinturón de asteroides se dispersan hacia el interior.
- Cuerpos pequeños de hielo: Cometas o asteroides tipo C pueden traer suficientes compuestos volátiles si se dispersan hacia el interior.
Los estudios geoquímicos indican que el agua de la Tierra pudo provenir parcialmente de cuerpos condritas carbonáceos, explicando cómo en una región interna esencialmente seca aún tenemos agua. [6].
5.3 Influencia en la habitabilidad
Los volátiles son cruciales para océanos, atmósferas y superficies habitables. La combinación de colisiones tardías, procesos de fusión en el manto y la llegada de material planetesimal externo determina si un planeta terrestre puede tener condiciones habitables.
6. Datos de observación y perspectivas de exoplanetas
6.1 Observaciones de exoplanetas: Super-Tierras y mundos de lava
Los estudios de exoplanetas (Kepler, TESS, etc.) han revelado numerosos super-Tierras o mini-Neptunos que orbitan cerca de sus estrellas. Algunos pueden ser puramente rocosos pero más grandes que la Tierra, otros tienen atmósferas gruesas. Otros más – «mundos de lava» – están tan cerca de la estrella que su superficie puede estar fundida. Estos hallazgos subrayan:
- Diferencias en el disco: Pequeñas diferencias en los parámetros del disco conducen a resultados diferentes – desde análogos a la Tierra hasta super-Tierras calientes.
- Efecto de migración: Algunas super-Tierras rocosas pudieron formarse más lejos y luego acercarse a la estrella.
6.2 Discos de «debris» como evidencia del proceso de «construcción» terrestre
Alrededor de estrellas más viejas se detectan discos de debris – polvo dejado por colisiones entre planetesimales o protoplanetas rocosos que no se formaron con éxito, lo que indica que continúan ocurriendo colisiones menores. Los anillos de polvo cálido detectados por Spitzer y Herschel alrededor de estrellas maduras pueden parecerse al cinturón de polvo zodiacal de nuestro sistema solar, mostrando restos rocosos existentes en una fase de desgaste por fricción lenta.
6.3 Correspondencias geoquímicas
Las mediciones espectroscópicas de atmósferas de enanas blancas, donde se encuentra material descompuesto de escombros planetarios, muestran una composición elemental similar a componentes rocosos (condritas). Esto confirma que la formación de planetas rocosos en regiones internas es un fenómeno bastante común en sistemas estelares.
7. Escalas de tiempo y configuraciones finales
7.1 Gráfico de acreción
- Formación de planetesimales: Posiblemente en 0,1–1 millón de años debido a la inestabilidad por streaming o colisiones lentas.
- Formación de protoplanetas: En 1–10 millones de años, los cuerpos más grandes comienzan a dominar, "limpiando" o asimilando planetesimales más pequeños.
- Fase de grandes impactos: Decenas de millones de años hasta que finalmente se forman solo unas pocas planetas rocosos finales. Se cree que el gran impacto final de la Tierra (formación de la Luna) ocurrió ~30–50 millones de años después de la formación del Sol [7].
7.2 Variabilidad y arquitectura final
Las diferencias en la densidad del disco, la presencia de planetas gigantes migratorios o las interacciones tempranas estrella–disco pueden alterar significativamente órbitas y composiciones. En algunos casos puede formarse una o ninguna gran planeta terrestre (¿como alrededor de muchas enanas M?), en otros varios supertierras cercanas a la estrella. Cada sistema tiene una "huella digital" única que refleja su entorno inicial.
8. El camino hacia un planeta rocoso
- Crecimiento del polvo: Los granos de silicatos y metales se agrupan en "piedrecillas" de mm a cm, facilitando la adhesión parcial.
- Formación de planetesimales: A través de inestabilidades por streaming u otros mecanismos, se forman rápidamente cuerpos de escala kilométrica.
- Acumulación de protoplanetas: Las colisiones gravitacionales entre planetesimales forman embriones del tamaño de Marte o la Luna.
- Fase de grandes impactos: Un pequeño número de protoplanetas grandes colisionan, formando en decenas de millones de años los planetas rocosos finales.
- Entrega de compuestos volátiles: El agua y la materia orgánica de planetesimales del disco externo o cometas pueden proporcionar océanos y posible habitabilidad a un planeta.
- Limpieza orbital: Las colisiones finales, resonancias o eventos de dispersión establecen órbitas estables y la distribución de mundos terrestres en muchos sistemas.
9. Investigaciones y misiones futuras
9.1 Imágenes de discos con ALMA y JWST
Los mapas de alta resolución de discos muestran anillos, huecos y posiblemente indicios de protoplanetas. Si se encuentran acumulaciones de polvo o espirales dentro del disco, ayudan a entender cómo se forman los planetesimales rocosos. Los datos infrarrojos del JWST permiten detectar características espectrales de silicatos y huecos/anillos internos del disco que indican procesos de formación planetaria en curso.
9.2 Caracterización de exoplanetas
Las encuestas actuales de tránsito/radial de exoplanetas y los futuros proyectos PLATO y Roman Space Telescope descubrirán más exoplanetas pequeños, posiblemente terrestres, determinarán sus órbitas, densidades y quizás indicios de atmósferas. Esto ayuda a probar y refinar modelos sobre cómo se distribuyen los mundos rocosos o cómo entran en la zona habitable de la estrella.
9.3 Retorno de muestras de los restos del disco interno
Las misiones que estudian pequeños cuerpos formados en la región interna del sistema solar, como la misión NASA Psyche (asteroide metálico) u otras misiones de retorno de muestras de asteroides, proporcionan información química sobre la composición inicial de los planetesimales. Al combinar estos datos con estudios de meteoritos, se aclara cómo se formaron los planetas a partir de las partículas sólidas del disco protoplanetario.
10. Conclusión
La formación de mundos rocosos ocurre naturalmente en las regiones calientes de los discos protoplanetarios. Cuando las partículas de polvo y pequeños granos rocosos se unen en planetesimales, la interacción gravitacional impulsa la rápida formación de protoplanetas. Durante decenas de millones de años, colisionando una y otra vez —a veces suavemente, a veces violentamente— estos protoplanetas forman varias órbitas estables donde permanecen los planetas rocosos restantes. La entrega de agua y el desarrollo de atmósferas pueden hacer que estos mundos sean habitables, como lo indica la historia geológica y biológica de la Tierra.
Las observaciones —tanto en nuestro Sistema Solar (asteroides, meteoritos, geología planetaria) como en estudios de exoplanetas— muestran que el fenómeno de formación de planetas rocosos probablemente sea común entre muchas estrellas. Al mejorar la visualización de discos, los modelos de evolución del polvo y las teorías de interacción planeta-disco, los astrónomos comprenden cada vez más la "receta" cósmica de cómo de los cúmulos de polvo alimentados por una estrella surgen mundos rocosos similares a la Tierra o diferentes en nuestra Galaxia. Estas investigaciones no solo revelan la historia del origen de nuestro planeta, sino que también explican cómo se forman los materiales básicos para la vida potencial alrededor de muchas otras estrellas en el Universo.
Nuorodos ir tolesnis skaitymas
- Hayashi, C. (1981). “Estructura de la nebulosa solar, crecimiento y decaimiento de campos magnéticos y efectos de viscosidades magnéticas y turbulentas en la nebulosa.” Progress of Theoretical Physics Supplement, 70, 35–53.
- Weidenschilling, S. J. (1977). “Aerodinámica de cuerpos sólidos en la nebulosa solar.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 180, 57–70.
- Johansen, A., & Lambrechts, M. (2017). “Formación de planetas mediante acreción de guijarros.” Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 45, 359–387.
- Morbidelli, A., Lunine, J. I., O’Brien, D. P., Raymond, S. N., & Walsh, K. J. (2012). “Construyendo planetas terrestres.” Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 40, 251–275.
- Chambers, J. E. (2014). “Acreción planetaria en el Sistema Solar interior.” Icarus, 233, 83–100.
- Raymond, S. N., & Izidoro, A. (2017). “El cinturón de asteroides primordial vacío y el papel del crecimiento de Júpiter.” Icarus, 297, 134–148.
- Kleine, T., et al. (2009). “Cronología Hf–W de meteoritos y el momento de la formación de planetas terrestres.” Geochimica et Cosmochimica Acta, 73, 5150–5188.