Si viajáramos en el tiempo hasta antes de la década de los ’90 y abriéramos cualquier libro de Astronomía, nos encontraríamos con algo muy sorprendente: en todo el Universo solo se conocían nueve planetas. Eran los ocho planetas del Sistema Solar y Plutón que, por aquellos tiempos, aún era considerado en la categoría de planeta. ¡Era un brevísimo inventario para el que alcanzaban los dedos de las manos! Sin embargo, la década de los ’90 fue una bisagra para las ciencias planetarias. De hecho, hasta hoy, sumamos más de 5.500 planetas descubiertos alrededor de otras estrellas (los llamados “exoplanetas“), más unos 10.000 posibles candidatos por confirmar. Es una impresionante y rauda carrera de hallazgos, gracias al desarrollo de nuevas técnicas de detección y al mejoramiento de los telescopios. Sin embargo, en casi todos estos descubrimientos se ha reiterado una característica común que resulta un poco “incómoda”… y es que la gran mayoría de los exoplanetas giran alrededor de estrellas semejantes al Sol o un poco más pequeñas. ¿Y por qué eso sería incómodo?
Empecemos por decir que la propiedad fundamental que caracteriza a cada estrella es su masa, la cantidad de materia que, en forma de gas intensamente caliente, contiene en su interior. La masa es el factor decisivo que determina cuánta energía emite una estrella en forma de luz y, a largo plazo, define cómo evolucionará la estrella. Así que esta escasez de exoplanetas en torno a estrellas con masas un poco mayores que el Sol (en este caso, entre 1 y 3 veces la masa solar), resulta muy llamativa. Podría pensarse que, quizás, descubrimos pocos exoplanetas que giran alrededor de estas estrellas porque son más difíciles de detectar (por ejemplo, por ser las estrellas demasiado luminosas y por tener una gravedad tan dominante que no da indicios de la presencia planetaria). Pero también podría ser un fenómeno real, es decir, que estas estrellas con más masa no brindan las condiciones apropiadas para la formación de planetas a su alrededor.
Los planetas se originan en los llamados “discos protoplanetarios”. Cuando una estrella se forma a partir de gas y polvo de una nebulosa interestelar, la mayor parte de este material es concentrado gravitatoriamente hacia la estrella central. Sin embargo, una cierta cantidad de gas y polvo permanece girando alrededor de esta estrella, formando un disco protoplanetario. Sabemos que existen estos discos porque los podemos observar directamente mediante telescopios y técnicas muy sofisticadas. En el interior de estos discos de gas y polvo, la materia forma “grumos” que, gravedad y colisiones mediante, van acopiando materia del disco para transformarse primero en guijarros, luego en rocas, pequeños asteroides y así, paulatinamente, van creciendo como embriones planetarios. Para ser consistentes con estas observaciones, la mayoría de los modelos computacionales que simulan discos protoplanetarios se calculan considerando estrellas como el Sol o de menos masa. Nos preguntamos, entonces, si estos procesos de formación planetaria serían diferentes en estrellas con un poco más masa que la considerada. Por ejemplo, ¿cómo influirá la intensa luz estelar de una estrella de más masa en un disco protoplanetario a su alrededor?
Para buscar una respuesta a estos interrogantes, un grupo de expertos en ciencias planetarias liderado por la Dra. María Paula Ronco, ha publicado un nuevo trabajo en la prestigiosa revista científica Astronomy & Astrophysics. Además de Paula, el equipo está integrado por los Dres. Octavio Guilera y Marcelo Miller Bertolami (todos ellos pertenecientes al Grupo de Astrofísica Planetaria del IALP, CONICET – UNLP y docentes de la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas de la UNLP), junto a los investigadores extranjeros: el Dr. Matthias Schreiber (Universidad Técnica Federico Santa María, Valparaíso, Chile) y la Dra. Eva Villaver (Instituto de Astrofísica de Canarias, España).
El equipo investigó los procesos que ocurren en los discos protoplanetarios de estrellas con masas comprendidas entre 1 y 3 veces la masa del Sol. Lo hicieron modelando el disco protoplanetario mediante un riguroso programa de computadora, en el cual incluyeron los fenómenos físicos que pueden tener importancia en un disco protoplanetario y, por ende, en el nacimiento de nuevos planetas. Particularmente, ellos tuvieron en cuenta que una estrella de más masa emite luz de mucha energía, especialmente rayos X y luz ultravioleta. Esa luz (también llamada “radiación“) puede hacer que los átomos del gas pierdan sus electrones y se agiten con tanta fuerza que escapen del disco, produciendo una pérdida de materia en forma de viento. También incorporaron en el programa, la propiedad de “viscosidad“; es decir, consideraron el rozamiento interno entre las partículas del disco. Finalmente, tuvieron en cuenta que las estrellas de más masa, sufren cambios significativos en su temperatura y brillo durante los primeros 10 millones de años de vida de la estrella, tiempos típicos en los cuales los discos protoplanetarios evolucionan y luego desaparecen y que, por ende, pueden afectar a la evolución de los mismos. Estos cambios son insignificantes en estrellas como el Sol que mantienen estas características constantes mientras el disco protoplanetario exista. En este trabajo, el enfoque fue puesto, especialmente, en el comportamiento del gas en el disco.
Sus resultados mostraron que la masa de la estrella central es muy importante en la evolución del disco. Eso se debe principalmente a la mayor intensidad de su luz y a los cambios que esta sufre durante la vida del disco. Cuando las estrellas tienen masas comparables a la del Sol, se forma en el disco protoplanetario, un hueco o surco a una cierta distancia de la estrella. Entonces, el disco queda dividido en dos partes. Por un lado, un disco interno dominado por la gravedad, que cae rápidamente hacia la estrella central por ser frenado por la viscosidad del material. Por el otro, queda un disco externo cuyo borde interior va agrandándose debido a la evaporación del gas causada por la luz estelar. Este es un resultado esperado, ya que coincide con lo obtenido en modelos previos. Sin embargo, cuando se considera que la estrella central tiene entre 2 y 3 veces más masa que el Sol, los modelos muestran un escenario completamente novedoso, nunca obtenido en estudios semejantes. Particularmente, en estos casos, encontraron que el disco se recompone, cerrando el surco. De este modo, el disco “renace”. Esto tiene mucha importancia para la formación de planetas, ya que, al cerrarse el surco, los embriones planetarios tienen más tiempo para crecer y acumular material. Especialmente, esto es decisivo para la formación de planetas gaseosos gigantes como nuestro Júpiter.
No hay dudas de que este trabajo inicia una nueva corriente en el estudio teórico de la formación de planetas en estrellas con masa un poco mayor que la del Sol; un tema que se ha investigado poco y que tiene gran relevancia. Los resultados de este trabajo muestran que el nacimiento de planetas en estas estrellas es viable, a pesar de los procesos que tienden a disipar el disco (como la gran evaporación debido a la intensa radiación estelar). Finalmente, resulta muy importante probar que es posible la existencia de planetas alrededor de estas estrellas, ya que las mismas, en sus etapas finales, se transforman en las llamadas “enanas blancas“. Las enanas blancas son esferas de materia superconcentrada de pequeño tamaño (semejante a la Tierra). La observación de muchas enanas blancas muestra que, en sus superficies, contienen materiales pesados que podrían ser vestigios de planetas absorbidos en las etapas finales de la estrella. La posibilidad de existencia de planetas alrededor de estrellas progenitoras de enanas blancas (que tienen masas entre 1 y 3 veces la masa del Sol), brinda una explicación consistente a estas observaciones que, hasta el momento, han dejado perpleja a la comunidad científica internacional.
Título del artículo: “Planet formation around Intermediate-mass stars I: Different disc evolutionary pathways as a function of stellar mass”
Autores: María Paula Ronco (IALP, FCAG y NFP, Núcleo de Formación Planetaria, Chile), Matthias R. Schreiber (Universidad Técnica Federico Santa María y NFP, Núcleo de Formación Planetaria, Chile), Eva Villaver (Instituto de Astrofísica de Canarias, España), Octavio M. Guilera (IALP, FCAG y NFP, Núcleo de Formación Planetaria, Chile) y Marcelo M. Miller Bertolami (IALP, FCAG).
Enlace al artículo: https://doi.org/10.1051/0004-6361/202347762
Redacción de la nota: Dr. Roberto O. J. Venero