El Sofista

La génesis caótica de los planetas (3ra. parte)

Continuación del artículo de Douglas N. C. Lin publicado en la revista Scientific American del 12 de mayo de 2008, cuya primera parte traduje aquí.


4. Nace un gigante gaseoso
Tiempo: De 1 millón a 10 millones de años

Júpiter comenzó probablemente como un embrión de un tamaño similar a la Tierra que ya había acumulado unas 300 masas de la Tierra de gas. Ese crecimiento espectacular depende de varios efectos conflictivos. La gravedad del embrión atrae gas del disco, pero el gas que cae hacia el embrión libera energía y debe enfriarse si va a permanecer en su interior. En consecuencia, la eficiencia del enfriamiento limita la tasa de crecimiento. Si ésta es demasiado lenta, la estrella puede expulsar el gas hacia el disco antes de que el embrión tenga la oportunidad de desarrollar una atmósfera gruesa. El impedimento principal en la transferencia de calor es el flujo de radiación a través de las capas exteriores de la atmósfera emergente, que está determinado por la opacidad del gas (principalmente determinada por su composición) y el gradiente de temperatura (en gran parte determinado por la masa inicial del embrión).

Los primeros modelos señalaban que los embriones requerían una masa crítica, alrededor de 10 veces la de la Tierra, para permitir una transferencia de calor lo suficientemente rápida. Embriones tan grandes pueden presentarse cerca del límite de la nieve, donde la materia se habrá acumulado antes. Esa podría ser la razón por la que Júpiter se ubica apenas más allá del límite de la nieve. Pueden surgir en cualquier otro lugar si el disco contiene más materia prima de lo que los científicos planetarios solían suponer que había. De hecho, ahora los astrónomos han observado muchas estrellas cuyos discos son unas pocas veces más densos que la estimación tradicional y, en ese caso, la transferencia de calor no plantea ningún problema insuperable.

Otro factor que actúa en contra de los gigantes gaseosos es que el embrión tiende a moverse en espiral hacia la estrella. En un proceso conocido como migración de tipo I, el embrión acciona una onda en el disco gaseoso, el que, a su vez, ejerce una atracción en la órbita gravitacional del embrión. El patrón de la onda sigue al planeta como la estela de un barco. El gas ubicado en el lado más lejano de la estrella gira más lentamente que el embrión, lo retiene y reduce su velocidad. Mientras tanto el gas interior de la órbita gira más rápidamente e impulsa al embrión hacia adelante, acelerándolo. La región exterior, más grande, vence en el forcejeo y fuerza al embrión a perder energía y caer varias unidades astronómicas durante un millón de años hacia el interior. Esta migración tiende a paralizarse cerca del límite de la nieve, donde el viento en contra de gas se convierte en un viento a favor y proporciona un impulso adicional para la órbita del embrión. Esta puede ser otra razón más por la que Júpiter está donde esta.

En la imagen (clic para ampliar): Un salto gigante para el tipo de planeta. La formación de un gigante gaseoso como Júpiter es el momento crucial en la historia de un sistema planetario; si tal planeta se forma, determina el resto del sistema. Pero para que eso suceda, un embrión debe acumular gas más rápido de lo que se mueve en espiral hacia el interior. Las ondas que un planeta gigante acciona en el gas circundante trabajan contra su formación. Estas ondas ejercen torsiones desequilibradas en el planeta, deteniéndolo y haciendo que su órbita se reduzca. La gravedad del planeta atrae gas, pero el gas no puede asentarse hasta que se enfríe. Es posible que el planeta caiga en espiral hacia la estrella antes que eso suceda. La formación de un planeta gigante puede ser exitosa en una minoría de sistemas.

El crecimiento del embrión, la migración y la disminución del gas ocurren aproximadamente al mismo ritmo. Cuál triunfa depende de la suerte del sorteo. De hecho, varias generaciones de embriones pueden comenzar el proceso sólo para emigrar antes de que puedan completarlo. En su estela, nuevos lotes de planetesimales procedentes de las regiones exteriores del disco se desplazan hacia el interior y repiten el proceso, hasta que finalmente un gigante gaseoso se forma exitosamente o el gas se pierde y ningún gigante gaseoso podrá ya formarse. Los astrónomos han detectado planetas del tamaño de Júpiter alrededor de casi el 10 por ciento de las estrellas parecidas al Sol que han investigado. Los núcleos de estos planetas pueden ser los escasos sobrevivientes de muchas generaciones de embriones: el último de los mohicanos.

El balance entre los procesos depende de la provisión de materia original en el sistema. Cerca de un tercio de las estrellas ricas en elementos pesados tienen planetas con la masa de Júpiter girando a su alrededor. Se supone que estas estrellas tenían discos más densos que dieron lugar a embriones más grandes, los que pudieron evadir el impedimento de la transferencia de calor. Por el contrario, se forman pocos planetas alrededor de estrellas más pequeñas o más pobres en elementos pesados.

Una vez iniciado el crecimiento, éste se acelera a un ritmo imprevistamente rápido. En el plazo de 1000 años un planeta de la masa de Júpiter puede adquirir la mitad de su masa final. Durante el proceso disipa tanto calor que puede brillar por un breve tiempo más que el sol. El planeta se estabiliza cuando llega a ser tan masivo que puede invertir la migración de tipo I. En lugar de que el disco cambie la órbita del planeta, el planeta cambia la órbita del gas en el disco. El gas interior a la órbita del planeta gira más rápido que el planeta, de manera que la gravedad del planeta tiende a retenerlo, provocando su caída hacia la estrella —esto es, lejos del planeta—. El gas exterior a la órbita del planeta gira más lento, de manera que el planeta tiende a acelerarlo y provoca que se mueva hacia afuera —otra vez, lejos del planeta—. Así, el planeta abre una brecha en el disco y corta su suministro de materia prima. El gas trata de repoblar la brecha, pero simulaciones informáticas señalan que el planeta gana la lucha si su masa excede cerca de una masa de Júpiter a 5 UA.

Esta masa crítica depende del momento. Cuanto más rápido se forma un planeta, más grande puede crecer, porque sigue habiendo un montón de gas. Saturno pudo haber obtenido una masa menor a la Júpiter simplemente porque se formó algunos millones de años más tarde. Los astrónomos tomaron nota de una escasez de planetas en el rango de 20 masas de la Tierra (la masa de Neptuno) a 100 masas de la Tierra (la masa de Saturno), que puede ser una clave del momento preciso.

Punto final: un planeta del tamaño de Júpiter (o no).

Volver a la segunda parte o continuar a la cuarta parte.

escrito por el sofista @ jueves, mayo 15, 2008