{"id":127248,"date":"2009-10-20T07:20:00","date_gmt":"2009-10-20T07:20:00","guid":{"rendered":"http:\/\/weblogs.madrimasd.org\/\/astrofisica\/archive\/2009\/10\/20\/127248.aspx"},"modified":"2020-10-07T09:40:37","modified_gmt":"2020-10-07T08:40:37","slug":"como-se-forma-un-sistema-planetario-a-partir-de-un-disco-circunestelar-astrobiologia-ii","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/www.madrimasd.org\/blogs\/astrofisica\/2009\/10\/20\/127248","title":{"rendered":"C\u00f3mo se forma un sistema planetario a partir de un disco circunestelar (Astrobiolog\u00eda II)"},"content":{"rendered":"
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David ByN<\/p>\n

Hay varios mecanismos que describen en detalle la formaci\u00f3n de un planeta. Sin embargo, dada la gran diversidad de exoplanetas encontrados hasta el momento, y la extraordinaria diferencia entre sus propiedades y configuraciones, ninguno de ellos puede catalogarse como universal. En cualquier caso, la formaci\u00f3n de un sistema planetario es una consecuencia natural de la formaci\u00f3n de una estrella, lo que no implica que necesariamente todas las estrellas tengan planetas, pero s\u00ed que los planetas se forman como subproducto de aqu\u00e9l proceso y que es ocurre con gran frecuencia.<\/p>\n<\/div>\n

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\nEsquema simplificado que muestra la formaci\u00f3n de una estrella por fragmentaci\u00f3n y colapso de una nube de polvo y gas interestelar, y que incluye en el proceso la aparici\u00f3n de un disco circunestelar por conservaci\u00f3n del momento angular que dar\u00e1 lugar a su vez (condici\u00f3n no suficiente) a la generaci\u00f3n de un sistema planetario. La escala del proceso est\u00e1 en millones de a\u00f1os: unos pocos miles para la fase incial de colapso con envoltura, unos diez millones de a\u00f1os para el disco primario circunestelar, hasta un rango de 10-1000 millones de a\u00f1os para el disco de material procesado (denominado de debris), que ser\u00eda el resto del proceso de formaci\u00f3n del sistema planetario, y que en el caso del Sistema Solar estar\u00eda representado por la luz zodiacal.<\/em><\/div>\n

Durante el proceso de formaci\u00f3n de la estrella se crea tambi\u00e9n un disco circunestelar<\/a> (en un plano, debido a la conservaci\u00f3n del momento angular<\/a>, una magnitud que tiene que ver con la rotaci\u00f3n) a partir del polvo y gas a partir del cual se form\u00f3 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 direcci\u00f3n perpendicular al plano del disco, llev\u00e1ndose parte del momento angular, una parte significativa permanece alrededor de la estrella, alcanzando incluso los centenares de unidades astron\u00f3micas. Es este material el que da lugar a la formaci\u00f3n de los planetas, en una escala de unos pocos millones de a\u00f1os (para planetas gigantes, esencialmente formados por hidr\u00f3geno y helio, como J\u00fapiter) o de decenas de millones de a\u00f1os (en el caso de planetas semejantes a la Tierra, de densidad mucho m\u00e1s alta, en el cual predominan elementos m\u00e1s masivos). En el disco protoplanetario aparece una diferenciaci\u00f3n en la composici\u00f3n del material, predominando los hielos de H2<\/sub>O y CH4 <\/sub>(agua y metano), m\u00e1s vol\u00e1tiles, en las zonas m\u00e1s externas y fr\u00edas, mientras que los granos de silicatos tienen a coagularse en las zonas m\u00e1s pr\u00f3ximas a la estrella.<\/p>\n

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\nMuestra de discos circunestelares observados por el telescopio espacial HST. Imagen en alta resoluci\u00f3n.<\/a> <\/em><\/p>\n

Inicialmente los granos de polvo interaccionan entre ellos, agrup\u00e1ndose en tama\u00f1os cada vez mayores hasta alcanzar los t\u00edpicos de los asteroides (incluso de decenas de kil\u00f3metros), pas\u00e1ndose a denominar planetesimales. \u00c9stos a su vez contin\u00faan con interacciones din\u00e1micas, en un proceso de destrucci\u00f3n y creaci\u00f3n de estructuras mayores, que pueden llegar a alcanzar masas similares a la Tierra. Ser\u00eda \u00e9se el caso de los planetas tel\u00faricos, pasando por objetos de masa intermedia, similar a la Luna o Marte, denominados embriones planetarios. En estos momentos se puede producir una reordenaci\u00f3n de la distribuci\u00f3n de las distancias de estos cuerpos a la estrella central, debido a la interacci\u00f3n entre aqu\u00e9llos y el disco, y las ondas de densidad generadas en \u00e9l.<\/p>\n

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\nDiferentes discos de debris, que corresponden al remanente de la posible formaci\u00f3n 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 a\u00f1os. Los tama\u00f1os han sido escalados convenientemente para eliminar el efecto de la distancia a cada sistema. Las cuatro im\u00e1genes fueron tomadas por W. S. Holland y colaboradores con un instrumento que funciona en el submilim\u00e9trico (a 850 micras) y que por tanto ve material a muy baja temperatura como es el polvo de los discos. Nuestro propio Sistema Solar aparecer\u00eda con un tama\u00f1o 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 tama\u00f1os respectivos. Tambi\u00e9n se incluye una imagen tomadas desde el observatorio de Paranal (Chile) que muestra la V\u00eda L\u00e1ctea y, con una inclinaci\u00f3n de unos 45 grados, la luz zodiacal,<\/a> producida por part\u00edculas de polvo dentro del Sistema Solar, restos del disco circunestelar que dio lugar a la formaci\u00f3n del mismo. <\/em><\/p>\n

Son dos los escenarios que permiten explicar la formaci\u00f3n de los gigantes gaseosos: fragmentaci\u00f3n del disco debido a inestabilidades gravitacionales o la agregaci\u00f3n r\u00e1pida de gas por parte de los n\u00facleos rocosos formados con anterioridad, de estar disponible este material. Este proceso ocurrir\u00eda primordialmente a distancias significativas de la estrella, m\u00e1s all\u00e1 de la denominada l\u00ednea de nieve o hielo, a partir de la cual es posible la condensaci\u00f3n de hielos y su incorporaci\u00f3n a los granos iniciales. Esta jerarqu\u00eda es la que justamente se observa en el Sistema Solar, en donde el primer planeta gaseoso, J\u00fapiter, est\u00e1 a una distancia cinco veces superior a la que se encuentra la Tierra respecto al Sol. Sin embargo, la detecci\u00f3n de exoplanetas masivos localizados a periodos orbitales muy reducidos (distancias cortas) junto con la interpretaci\u00f3n basada en modelos te\u00f3ricos, indican que los planetas tambi\u00e9n pueden migrar de posici\u00f3n y cambiar sus elementos orbitales.<\/p>\n

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