A partir de los años ’90 y hasta nuestros días, se han descubierto más de 5.400 planetas girando alrededor de distintas estrellas que pueblan el cielo nocturno. El descubrimiento de estos cuerpos llamados “exoplanetas” constituye una fuerte evidencia de que la gran mayoría de las estrellas semejantes a nuestro Sol, tienen sus propios planetas girando a su alrededor. Solamente necesitamos cuidadosas técnicas y precisos instrumentos para poder descubrirlos, ya que los planetas son tan pequeños y sus estrellas centrales están tan lejos de nosotros, que su minúsculo brillo es completamente avasallado por la luz de su estrella. Pero, si es tan común que las estrellas tengan sus propios sistemas planetarios, entonces el proceso de formación de planetas debe ser un fenómeno natural y frecuente y, seguramente, debe estar relacionado con el nacimiento mismo de las estrellas.
Las estrellas se originan en grandes nebulosas, nubes enormes de gas y polvo interestelar que pueblan extensas regiones de la galaxia. En el interior de estas oscuras nubes se forman “grumos” de materia que atraen, con su fuerza gravitatoria, al material nebular que las rodea (gas y polvo). Entonces la concentración central de material se vuelve más pronunciada y el grumo colapsa rápidamente, a la vez que se calienta. Ese material que está comprimiéndose raudamente en la región central dará origen a la estrella, la que comenzará eventualmente a brillar con luz propia. Una parte importante del material nebular que cae a la estrella en formación toma la forma de un disco rotante, girando alrededor de la concentración central. Estos discos se llaman “discos protoplanetarios” porque, en su interior, tiene lugar el nacimiento de los nuevos planetas. Con poderosos telescopios ya podemos observar estos discos protoplanetarios alrededor de algunas estrellas cercanas, lo que demuestra que estas teorías van en la dirección correcta.
El disco protoplanetario está formado, en su mayor parte, por gas compuesto por átomos y moléculas principalmente de hidrógeno. Sin embargo, una parte de los discos protoplanetarios contiene diminutas partículas de polvo formadas a partir de la cohesión de una enorme cantidad de moléculas. Más aún, en algunos casos, las partículas de polvo se unen para componer diminutos granos sólidos de material, verdaderos guijarros que crecen acopiando más y más material, a medida que se mueven dentro del disco. Las mayores aglomeraciones de granos sólidos, en su accidentado viaje alrededor de la futura estrella, podrán crecer o destruirse al impactar unos contra otros y, en definitiva, algunos comenzarán a formar los embriones de los planetas.
Este proceso de formación planetaria, contado en un simple párrafo, parece sencillo y directo. Sin embargo, ¡es extremadamente complicado! Hay tantas condiciones diferentes e interacciones dentro del disco protoplanetario (entre el gas, el polvo, los guijarros, los embriones planetarios y mucho más) que resulta extremadamente difícil construir modelos computacionales que simulen la formación de los planetas en estos discos. Eso es así porque esos modelos que incluyen los procesos físicos básicos dominantes en los discos protoplanetarios, deben dar cuenta, al pasar los años simulados, de las configuraciones de planetas que observamos en otras estrellas y también, de la estructura de nuestro propio Sistema Solar. Es que el Sistema Solar tiene planetas rocosos como Marte o la Tierra, que son pequeños y están próximos al Sol; y planetas gigantes y gaseosos como Júpiter y Neptuno, que se encuentran a grandes distancias de nuestra estrella. Y también se da el caso contrario: muchos de los exoplanetas descubiertos tienen el tamaño y composición de Júpiter, pero están a una distancia a su estrella menor que la de Mercurio al Sol.
Afrontando los desafíos de esos complicados escenarios de formación planetaria, un equipo de especialistas argentinos (algunos trabajando aquí y otros en el extranjero) acaban de publicar un artículo de investigación en la prestigiosa revista científica “The Astrophysical Journal“, en el cual arrojan luz sobre un tema inexplorado en el proceso de formación de sistemas planetarios. El trabajo en cuestión se titula: “Quantifying the Impact of the Dust Torque on the Migration of Low-mass Planets”, y sus autores locales son los Dres. Octavio M. Guilera y Marcelo M. Miller Bertolami, ambos pertenecientes al IALP (CONICET-UNLP) y docentes de la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas (FCAG) de la Universidad Nacional de La Plata. A ellos se suman los Dres. Pablo Benitez-Llambay y Martín E. Pessah, ambos graduados en Argentina y desarrollando hoy, sus investigaciones en Chile, Dinamarca y Estados Unidos.
En este caso, los investigadores centran su estudio en un fenómeno muy importante y llamativo de la formación de los planetas: la “migración planetaria”. No siendo tan dramáticas como las migraciones dolorosas en la sociedad humana actual, al parecer los planetas en formación también “migran”. Es decir, los embriones planetarios no permanecen en su lugar, manteniendo su distancia a la estrella en formación. Inmersos en el medio lleno de gas y partículas del disco protoplanetario, los embriones planetarios pueden cambiar sus órbitas dependiendo de las fuerzas que su intrincado entorno les ejerza. Mediante migraciones, se puede explicar por qué tantos exoplanetas gigantes gaseosos como nuestro Júpiter se encuentran tan cerca de sus estrellas progenitoras. También se puede comprender cómo nuestro Neptuno, que se estima nació más cerca del Sol que donde se encuentra ahora, migró hasta su remota ubicación actual gracias a las influencias ejercidas por su entorno. Este es un proceso de ida y vuelta: los planetas en formación influyen gravitatoriamente sobre sus entornos, pero sus entornos lo hacen sobre ellos mismos, desviando y cambiando sus trayectorias originales.
Dentro del disco, los efectos que obligan a un planeta a migrar son muchas (fricción, mareas, resonancias, etc.), pero una de las más importantes es la fuerza gravitatoria producida por gas (elemento mayoritario del disco). Sin embargo, las fuerzas desarrolladas por el gas sobre el embrión planetario tienden, en la mayoría de los modelos publicados hasta el momento, a producir su migración acercándolo a la estrella. Si en todos los sistemas dominara la fuerza del gas, todos los planetas tendrían que quedar cerca de la estrella (¡o devorados por ella!) y, ciertamente, no se podrían explicar los planetas gigantes lejanos, como los de nuestro propio Sistema Solar. Aquí es donde aparece el estudio innovador de los investigadores: ellos se propusieron, por primera vez, estimar la influencia que el polvo y los pequeños guijarros podrían tener sobre el planeta en crecimiento. Sus resultados son muy prometedores. Con las fuerzas del polvo y las partículas sólidas del disco, los planetas pueden alejarse o acercarse de la estrella en formación, es decir, pueden migrar tanto hacia el exterior como al interior. La dirección que tomen los futuros planetas dependerá de muchas condiciones propias del disco: la cantidad de gas respecto a la cantidad del polvo, la viscosidad del entorno y la cantidad de materia (masa) del planeta en formación, entre otros.
Este equipo de astrofísicos ha desarrollado modelos innovadores que permiten sumar la, hasta el momento subestimada (y nunca calculada dentro de modelos de formación y migración planetaria), contribución de los pequeños cuerpos sólidos inmersos en el disco protoplanetario a la migración de los planetas. De este modo, pequeños núcleos planetarios formados en las regiones interiores de los discos podrían migrar hacia las regiones externas, actuando como “semillas” para la formación de grandes planetas a mayores distancias de la estrella central. Por esta razón, este trabajo abre nuevos caminos en el entendimiento de los procesos de formación de los sistemas planetarios.
El Dr. Octavio M. Guilera, primer autor del trabajo, en el Instituto de Astrofísica de La Plata.
Título del artículo: “Quantifying the Impact of the Dust Torque on the Migration of Low-mass Planets”
Autores: Octavio M. Guilera (IALP, FCAG), Pablo Benitez-Llambay (Facultad de Ingeniería y Ciencias, Universidad Adolfo Ibáñez, Santiago de Chile, Chile), Marcelo M. Miller Bertolami (IALP, FCAG) y Martin E. Pessah (Niels Bohr Institute, Copenhague -Dinamarca- e Institute for Advanced Study, Princeton -EEUU-).
Enlace al artículo: https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/acd2cb
DOI: 10.3847/1538-4357/acd2cb
Redacción de la nota: Dr. Roberto O. J. Venero