La deriva radial es un proceso por el cual las partículas de polvo migran en los discos protoplanetarios durante la formación de planetesimales. Implica el movimiento de partículas sólidas dentro del entorno dominado por el gas que rodea a una estrella joven y es crucial para comprender la formación de planetas a partir de discos protoplanetarios. El radio orbital de los cuerpos más grandes disminuye alrededor de la estrella central debido a la fricción por presión que reduce su velocidad orbital y, en consecuencia, su momento angular. [1]
Los discos protoplanetarios están compuestos principalmente de una mezcla de gas y sólidos. En las primeras etapas, después de la formación de un disco protoplanetario, los habitantes del núcleo son principalmente partículas de polvo y gas, que constituyen la mayor parte de su composición. Las partículas de gas son significativamente más pequeñas que sus contrapartes sólidas, las partículas de polvo. Debido a las diferencias de tamaño de estas partículas, las partículas de polvo experimentan una mayor presión de gas que altera el movimiento de estas partículas para orbitar a velocidades más lentas en relación con el gas circundante. La deriva radial se refiere al escenario particular de deriva hacia el interior que ocurre con objetos más grandes. A medida que las partículas de polvo aumentan de tamaño para formar planetesimales, pierden energía gradualmente debido a la influencia de la presión del gas que hace que estos cuerpos disminuyan su velocidad, lo que resulta en una deriva radial hacia el interior. [2]
El movimiento de las partículas en los discos protoplanetarios depende en gran medida de su tamaño. A medida que los granos pequeños crecen y evolucionan hasta convertirse en planetesimales, la fuerza de arrastre que encuentran debido a la presión del gas también aumenta a medida que la magnitud de esta fuerza aumenta con el tamaño. [3] Este arrastre da como resultado una reducción continua de su velocidad orbital. En última instancia, sin intervención, estos cuerpos continuarán girando en espiral hacia adentro a medida que crecen y se vaporizan por el calor de la estrella central.
Esta teoría insinúa que el crecimiento de partículas sólidas a planetesimales debe ocurrir en escalas de tiempo increíblemente cortas para evitar que se desplacen hacia la estrella y puedan evolucionar hasta convertirse en la estructura de los planetas que observamos hoy. [1]
El fenómeno de la deriva radial presenta desafíos significativos para la formación de planetas, comúnmente conocido como el Problema de la Deriva Radial o la Barrera de la Deriva Radial . A medida que las partículas migran hacia el interior durante el crecimiento, su capacidad de evolucionar hacia planetesimales se ve comprometida. Se han propuesto varias teorías para abordar este problema, cada una explorando diferentes mecanismos que podrían permitir la formación de planetesimales a pesar de esta interferencia. Algunas propuestas notables son la existencia de trampas de partículas alrededor de los huecos planetarios que ralentizan la deriva hacia el interior, los golpes de presión debido a las variaciones de presión del gas, las formaciones de vórtices dentro del disco y cómo el crecimiento poroso en los granos de polvo puede afectar el movimiento radial. [4]