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Ciencia.-La historia cósmica puede explicar Mercurio, Venus, la Tierra y Marte

Astrónomos han logrado vincular las propiedades de los planetas internos de nuestro sistema solar con la aparición de estructuras de anillos en el disco giratorio de gas y polvo en el que se formaron.

MADRID, 3 (EUROPA PRESS)

Astrónomos han logrado vincular las propiedades de los planetas internos de nuestro sistema solar con la aparición de estructuras de anillos en el disco giratorio de gas y polvo en el que se formaron.

Los anillos están asociados con propiedades físicas básicas, como la transición desde una región exterior donde se puede formar hielo donde el agua solo puede existir como vapor de agua. Los astrónomos utilizaron una serie de simulación para explorar diferentes posibilidades de evolución del planeta interior. Las regiones internas de nuestro sistema solar son un resultado poco común, pero posible, de esa evolución. El estudio se publica en Nature Astronomy.

La imagen general de la formación de planetas alrededor de las estrellas no ha cambiado durante décadas. Pero muchos de los detalles aún no se han explicado, y la búsqueda de explicaciones es una parte importante de la investigación actual. Ahora, un grupo de astrónomos dirigido por Andre Izidoro de la Universidad de Rice ha encontrado una explicación de por qué los planetas internos de nuestro sistema solar tienen las propiedades que observamos.

La imagen general en cuestión es la siguiente: alrededor de una estrella joven, se forma un «disco protoplanetario» de gas y polvo, y dentro de ese disco crecen cuerpos pequeños cada vez más grandes, que eventualmente alcanzan diámetros de miles de kilómetros, es decir: planetas. Pero en los últimos años, gracias a los métodos de observación modernos, la imagen moderna de la formación de planetas se ha refinado y cambiado en direcciones muy específicas.

El cambio más sorprendente fue provocado por una imagen literal: la primera imagen tomada por la observación de ALMA después de ser culminado en 2014. La imagen mostraba el disco protoplanetario alrededor de la joven estrella HL Tauri con un detalle sin precedentes, y los detalles más impresionantes equivalían a un anidado estructura de anillos y huecos claramente visibles en ese disco.

A medida que los investigadores involucrados en la simulación de estructuras de discos protoplanetarios tomaron estas nuevas observaciones, quedó claro que tales anillos y espacios se asocian comúnmente con «golpes de presión», donde la presión local es algo más baja que en las regiones circundantes. Estos cambios localizados suelen estar asociados con cambios en la composición del disco, principalmente en el tamaño de los granos de polvo.

En particular, hay golpes de presión asociados con transiciones particularmente importantes en el disco que pueden vincularse directamente a la física fundamental. Muy cerca de la estrella, a temperaturas superiores a 1,400 Kelvin, los compuestos de silicato son gaseosos; simplemente, hace demasiado calor para que existan en cualquier otro estado. Por supuesto, eso significa que los planetas no se pueden formar en una región tan caliente. Por debajo de esa temperatura, los compuestos de silicato se «subliman», es decir, cualquier gas de silicato pasa directamente a un estado sólido. Este golpe de presión define un borde interno general para la formación de planetas.

Más lejos, a 170 Kelvin (-100 grados Celsius), hay una transición entre el vapor de agua por un lado y el hielo de agua por otro lado, conocida como la línea de nieve del agua. (La razón por la que la temperatura es mucho más baja que los 0 grados Celsius estándar donde el agua se congela en la Tierra es la presión mucho más baja, en comparación con la atmósfera de la Tierra). A temperaturas aún más bajas, 30 Kelvin (-240 grados Celsius), es la línea de nieve de CO ; por debajo de esa temperatura, el monóxido de carbono forma un hielo sólido.

¿Qué significa esto para la formación de sistemas planetarios? Numerosas simulaciones anteriores ya habían demostrado cómo tales golpes de presión facilitan la formación de planetesimales, los pequeños objetos, entre 10 y 100 kilómetros de diámetro, que se cree que son los componentes básicos de los planetas. Después de todo, el proceso de formación comienza mucho, mucho más pequeño, es decir, con granos de polvo. Esos granos de polvo tienden a acumularse en la región de baja presión de un golpe de presión, ya que los granos de cierto tamaño se desplazan hacia adentro (es decir, hacia la estrella) hasta que son detenidos por la presión más alta en el límite interno del golpe.

A medida que aumenta la concentración de granos en el golpe de presión y, en particular, la proporción de material sólido (que tiende a agregarse) a gas (que tiende a separar los granos) aumenta, es más fácil para esos granos formar guijarros y para esos guijarros. para agregar en objetos más grandes. Los guijarros son lo que los astrónomos llaman agregados sólidos con tamaños entre unos pocos milímetros y unos pocos centímetros.

Pero lo que todavía era una cuestión abierta era el papel de esas subestructuras en la forma general de los sistemas planetarios, como nuestro propio sistema solar, con su distribución característica de planetas interiores terrestres y rocosos y planetas gaseosos exteriores. Esta es la pregunta que abordaron Andre Izidoro (Rice University), Bertram Bitsch del Instituto Max Planck de Astronomía y sus colegas. En su búsqueda de respuestas, combinaron varias simulaciones que cubrían diferentes aspectos y diferentes fases de la formación de planetas.

Específicamente, los astrónomos construyeron un modelo de un disco de gas, con tres golpes de presión en el límite de silicatos que se vuelven gaseosos y las líneas de nieve de agua y CO. Luego simularon la forma en que los granos de polvo crecen y se fragmentan en el disco de gas, la formación de planetesimales, el crecimiento de planetesimales a embriones planetarios (de 100 km de diámetro a 2.000 km) cerca de la ubicación de nuestra Tierra («1 unidad astronómica» distancia del sol), el crecimiento de embriones planetarios a planetas para los planetas terrestres y la acumulación de planetesimales en un cinturón de asteroides recién formado.

Los resultados sugieren un vínculo directo entre la aparición de nuestro sistema solar y la estructura anular de su disco protoplanetario.

Como se esperaba, en esos modelos, los planetesimales en esas simulaciones se formaron naturalmente cerca de los topes de presión, como un «atasco de tráfico cósmico» para guijarros que se desplazaban hacia adentro, que luego serían detenidos por la presión más alta en el límite interno del tope de presión.

Para las partes internas de los sistemas simulados, los investigadores identificaron las condiciones adecuadas para la formación de algo como nuestro propio sistema solar: si la región justo afuera del golpe de presión más interno (silicato) contiene alrededor de 2,5 masas terrestres en planetesimales, estos crecen para formar cuerpos del tamaño aproximado de Marte, en consonancia con los planetas interiores del sistema solar.

Un disco más masivo, o una mayor eficiencia de formación de planetesimales, conduciría en cambio a la formación de «super-Tierras», es decir, planetas rocosos considerablemente más masivos. Esas supertierras estarían en órbita cercana alrededor de la estrella anfitriona, justo contra ese límite de presión más interno. La existencia de ese límite también puede explicar por qué no hay planeta más cerca del sol que Mercurio: el material necesario simplemente se habría evaporado tan cerca de la estrella.

Las simulaciones incluso van tan lejos como para explicar las composiciones químicas ligeramente diferentes de Marte por un lado, la Tierra y Venus por el otro: en los modelos, la Tierra y Venus de hecho recolectan la mayor parte del material que formará su masa de regiones más cercanas a el sol que la órbita actual de la Tierra (una unidad astronómica). Los análogos de Marte en las simulaciones, por el contrario, se construyeron principalmente a partir de material de regiones un poco más alejadas del sol.

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