Cómo se forma un sistema planetario a partir de un disco circunestelar (Astrobiología II)

Esquema simplificado que muestra la formación de una estrella por fragmentación y colapso de una nube de polvo y gas interestelar, y que incluye en el proceso la aparición de un disco circunestelar por conservación del momento angular que dará lugar a su vez (condición no suficiente) a la generación de un sistema planetario. La escala del proceso está en millones de años: unos pocos miles para la fase incial de colapso con envoltura, unos diez millones de años para el disco primario circunestelar, hasta un rango de 10-1000 millones de años para el disco de material procesado (denominado de debris), que sería el resto del proceso de formación del sistema planetario, y que en el caso del Sistema Solar estaría representado por la luz zodiacal.

Durante el proceso de formación de la estrella se crea también un disco circunestelar (en un plano, debido a la conservación del momento angular, una magnitud que tiene que ver con la rotación) a partir del polvo y gas a partir del cual se formó aquella. Aunque parte de este material se agrega a la estrella en un proceso denominado acrecimiento, o es expulsado en flujos altamente colimados en la dirección perpendicular al plano del disco, llevándose parte del momento angular, una parte significativa permanece alrededor de la estrella, alcanzando incluso los centenares de unidades astronómicas. Es este material el que da lugar a la formación de los planetas, en una escala de unos pocos millones de años (para planetas gigantes, esencialmente formados por hidrógeno y helio, como Júpiter) o de decenas de millones de años (en el caso de planetas semejantes a la Tierra, de densidad mucho más alta, en el cual predominan elementos más masivos). En el disco protoplanetario aparece una diferenciación en la composición del material, predominando los hielos de H₂O y CH₄ (agua y metano), más volátiles, en las zonas más externas y frías, mientras que los granos de silicatos tienen a coagularse en las zonas más próximas a la estrella.

Muestra de discos circunestelares observados por el telescopio espacial HST. Imagen en alta resolución.

Inicialmente los granos de polvo interaccionan entre ellos, agrupándose en tamaños cada vez mayores hasta alcanzar los típicos de los asteroides (incluso de decenas de kilómetros), pasándose a denominar planetesimales. Éstos a su vez continúan con interacciones dinámicas, en un proceso de destrucción y creación de estructuras mayores, que pueden llegar a alcanzar masas similares a la Tierra. Sería ése el caso de los planetas telúricos, pasando por objetos de masa intermedia, similar a la Luna o Marte, denominados embriones planetarios. En estos momentos se puede producir una reordenación de la distribución de las distancias de estos cuerpos a la estrella central, debido a la interacción entre aquéllos y el disco, y las ondas de densidad generadas en él.

Diferentes discos de debris, que corresponden al remanente de la posible formación de sistema planetarios, alrededor de los cuatro prototipos: Beta Pictoris, Fomalhaut, Vega y Epsilon Eridiani, con edades que van desde los 10 a los casi 1000 millones de años. Los tamaños han sido escalados convenientemente para eliminar el efecto de la distancia a cada sistema. Las cuatro imágenes fueron tomadas por W. S. Holland y colaboradores con un instrumento que funciona en el submilimétrico (a 850 micras) y que por tanto ve material a muy baja temperatura como es el polvo de los discos. Nuestro propio Sistema Solar aparecería con un tamaño menor al disco de Epsilon Eridiani (aproximadamente como la elipse representada dentro del disco de la estrella). En el detalle, se muestran los ocho planetas del Sistema Solar y el Sol respetando las proporciones entre sus tamaños respectivos. También se incluye una imagen tomadas desde el observatorio de Paranal (Chile) que muestra la Vía Láctea y, con una inclinación de unos 45 grados, la luz zodiacal, producida por partículas de polvo dentro del Sistema Solar, restos del disco circunestelar que dio lugar a la formación del mismo.

Son dos los escenarios que permiten explicar la formación de los gigantes gaseosos: fragmentación del disco debido a inestabilidades gravitacionales o la agregación rápida de gas por parte de los núcleos rocosos formados con anterioridad, de estar disponible este material. Este proceso ocurriría primordialmente a distancias significativas de la estrella, más allá de la denominada línea de nieve o hielo, a partir de la cual es posible la condensación de hielos y su incorporación a los granos iniciales. Esta jerarquía es la que justamente se observa en el Sistema Solar, en donde el primer planeta gaseoso, Júpiter, está a una distancia cinco veces superior a la que se encuentra la Tierra respecto al Sol. Sin embargo, la detección de exoplanetas masivos localizados a periodos orbitales muy reducidos (distancias cortas) junto con la interpretación basada en modelos teóricos, indican que los planetas también pueden migrar de posición y cambiar sus elementos orbitales.

ENLACES:

• Wikipedia. Momento angular
• LAEFF. Asociaciones estelares
• LAEFF. Exoplanetas
• LAEFF. Discos circunestelares
• CBE. El «naciente» sistema planetario de Beta Pictoris
• CBE. Sistemas planetarios (todas las entradas relativas)
• CBE. La ubicuidad de los procesos astrofísicos: la formación estelar como ejemplo
• Astrobiología (I): La Galaxia, las nubes moleculares y la formación estelar