La hipótesis nebular es el modelo más ampliamente aceptado en el campo de la cosmogonía para explicar la formación y evolución del Sistema Solar (así como otros sistemas planetarios ). Sugiere que el Sistema Solar se formó a partir de gas y polvo que orbitaban alrededor del Sol y que se agruparon para formar los planetas. La teoría fue desarrollada por Immanuel Kant y publicada en su Historia natural universal y teoría de los cielos (1755) y luego modificada en 1796 por Pierre Laplace . Originalmente aplicada al Sistema Solar , ahora se piensa que el proceso de formación de sistemas planetarios está en funcionamiento en todo el universo . La variante moderna ampliamente aceptada de la teoría nebular es el modelo del disco nebular solar ( SNDM ) o modelo nebular solar . [1] Ofrecía explicaciones para una variedad de propiedades del Sistema Solar, incluidas las órbitas casi circulares y coplanares de los planetas, y su movimiento en la misma dirección que la rotación del Sol. Algunos elementos de la teoría nebular original se hacen eco en las teorías modernas de formación planetaria, pero la mayoría de los elementos han sido reemplazados.
Según la teoría nebular, las estrellas se forman en nubes masivas y densas de hidrógeno molecular , llamadas nubes moleculares gigantes (GMC). Estas nubes son gravitacionalmente inestables y la materia se fusiona en su interior para formar cúmulos más pequeños y densos, que luego rotan, colapsan y forman estrellas. La formación de estrellas es un proceso complejo, que siempre produce un disco protoplanetario gaseoso ( proplyd ) alrededor de la estrella joven. Esto puede dar origen a planetas en ciertas circunstancias, que no se conocen bien. Por lo tanto, se piensa que la formación de sistemas planetarios es un resultado natural de la formación de estrellas. Una estrella similar al Sol suele tardar aproximadamente un millón de años en formarse, y el disco protoplanetario evoluciona hasta convertirse en un sistema planetario en los siguientes 10 a 100 millones de años. [2]
El disco protoplanetario es un disco de acreción que alimenta a la estrella central. [3] Inicialmente muy caliente, el disco se enfría más tarde en lo que se conoce como la etapa de estrella T Tauri ; aquí, es posible la formación de pequeños granos de polvo hechos de rocas y hielo. Los granos eventualmente pueden coagularse en planetesimales de tamaño kilométrico . Si el disco es lo suficientemente masivo, comienzan las acreciones descontroladas, lo que resulta en la rápida formación (100.000 a 300.000 años) de embriones planetarios del tamaño de la Luna a Marte . Cerca de la estrella, los embriones planetarios pasan por una etapa de fusiones violentas, produciendo algunos planetas terrestres . La última etapa dura aproximadamente entre 100 millones y mil millones de años. [2]
La formación de planetas gigantes es un proceso más complicado. Se cree que ocurre más allá de la línea de congelación , donde los embriones planetarios están hechos principalmente de varios tipos de hielo. Como resultado, son varias veces más masivos que en la parte interior del disco protoplanetario. Lo que sigue después de la formación del embrión no está completamente claro. Algunos embriones parecen continuar creciendo y eventualmente alcanzan 5-10 masas terrestres , el valor umbral, que es necesario para comenzar la acreción del gas hidrógeno - helio del disco. [4] La acumulación de gas por el núcleo es inicialmente un proceso lento, que continúa durante varios millones de años, pero después de que el protoplaneta en formación alcanza aproximadamente 30 masas terrestres ( M E ) se acelera y procede de manera descontrolada. Se cree que los planetas similares a Júpiter y Saturno acumulan la mayor parte de su masa durante solo 10.000 años. La acreción se detiene cuando se agota el gas. Los planetas formados pueden migrar a largas distancias durante o después de su formación. Se cree que los gigantes de hielo como Urano y Neptuno son núcleos fallidos, que se formaron demasiado tarde, cuando el disco casi había desaparecido. [2]
Hay evidencia de que Emanuel Swedenborg fue el primero en proponer partes de la teoría nebular en 1734. [5] [6] Immanuel Kant , familiarizado con el trabajo de Swedenborg, desarrolló la teoría aún más en 1755, publicando su propia Historia natural universal y teoría de los cielos , en donde argumentó que las nubes gaseosas ( nebulosas ) giran lentamente, colapsan gradualmente y se aplanan debido a la gravedad , formando eventualmente estrellas y planetas . [1]
Pierre-Simon Laplace desarrolló y propuso de forma independiente un modelo similar en 1796 [1] en su Exposition du systeme du monde . Imaginó que el Sol originalmente tenía una atmósfera caliente extendida por todo el volumen del Sistema Solar. Su teoría presentaba una nube protosolar que se contraía y enfriaba: la nebulosa protosolar. A medida que esta se enfriaba y contraía, se aplanaba y giraba más rápidamente, arrojando (o desprendiendo) una serie de anillos gaseosos de material; y según él, los planetas se condensaron a partir de este material. Su modelo era similar al de Kant, excepto que era más detallado y a menor escala. [1] Si bien el modelo nebular laplaciano dominó en el siglo XIX, encontró una serie de dificultades. El problema principal involucraba la distribución del momento angular entre el Sol y los planetas. Los planetas tienen el 99% del momento angular, y este hecho no podía explicarse mediante el modelo nebular. [1] Como resultado, los astrónomos abandonaron en gran medida esta teoría de formación de planetas a principios del siglo XX.
Según algunos, una crítica importante vino durante el siglo XIX de parte de James Clerk Maxwell (1831-1879), quien en algunas fuentes se afirma que sostuvo que la diferente rotación entre las partes interna y externa de un anillo no podía permitir la condensación de material. [7] Sin embargo, tanto la crítica como la atribución a Maxwell se han considerado incorrectas tras una investigación más profunda, y el error original fue cometido por George Gamow en algunas publicaciones populares y se propagó continuamente desde entonces. [8] El astrónomo Sir David Brewster también rechazó a Laplace, escribiendo en 1876 que "aquellos que creen en la teoría nebular consideran como cierto que nuestra Tierra obtuvo su materia sólida y su atmósfera de un anillo arrojado desde la atmósfera solar, que luego se contrajo en una esfera terráquea sólida, de la cual la Luna fue arrojada por el mismo proceso". Argumentó que bajo tal punto de vista, "la Luna necesariamente debe haber arrastrado agua y aire de las partes acuáticas y aéreas de la Tierra y debe tener una atmósfera". [9] Brewster afirmó que las creencias religiosas de Sir Isaac Newton habían considerado previamente que las ideas nebulares tendían al ateísmo, y lo citó diciendo que "el crecimiento de nuevos sistemas a partir de los antiguos, sin la mediación de un poder divino, le parecía aparentemente absurdo". [10]
Las deficiencias percibidas del modelo laplaciano estimularon a los científicos a encontrar un sustituto para él. Durante el siglo XX muchas teorías abordaron la cuestión, incluida la teoría planetesimal de Thomas Chamberlin y Forest Moulton (1901), el modelo de mareas de James Jeans (1917), el modelo de acreción de Otto Schmidt (1944), la teoría de protoplanetas de William McCrea (1960) y finalmente la teoría de captura de Michael Woolfson . [1] En 1978, Andrew Prentice resucitó las ideas laplacianas iniciales sobre la formación de planetas y desarrolló la teoría laplaciana moderna . [1] Ninguno de estos intentos resultó completamente exitoso, y muchas de las teorías propuestas fueron descriptivas.
El nacimiento de la teoría moderna ampliamente aceptada de la formación planetaria, el modelo del disco nebular solar (SNDM), se puede rastrear hasta el astrónomo soviético Victor Safronov . [11] Su libro de 1969 Evolution of the protoplanetary cloud andformation of the Earth and the planets , [12] que fue traducido al inglés en 1972, tuvo un efecto duradero en la forma en que los científicos piensan sobre la formación de los planetas. [13] En este libro se formularon casi todos los problemas principales del proceso de formación planetaria y algunos de ellos se resolvieron. Las ideas de Safronov se desarrollaron aún más en los trabajos de George Wetherill , quien descubrió la acreción descontrolada . [1] Si bien originalmente se aplicó solo al Sistema Solar , los teóricos posteriormente pensaron que el SNDM estaba funcionando en todo el Universo; al 24 de julio de 2024, los astrónomos han descubierto 7026 planetas extrasolares en nuestra galaxia . [14]
El proceso de formación de estrellas da lugar de forma natural a la aparición de discos de acreción alrededor de objetos estelares jóvenes. [16] A la edad de aproximadamente 1 millón de años, el 100% de las estrellas pueden tener tales discos. [17] Esta conclusión está respaldada por el descubrimiento de los discos gaseosos y polvorientos alrededor de las protoestrellas y las estrellas T Tauri , así como por consideraciones teóricas. [18] Las observaciones de estos discos muestran que los granos de polvo en su interior crecen en tamaño en escalas de tiempo cortas (de miles de años), produciendo partículas de 1 centímetro de tamaño. [19]
El proceso de acreción, por el cual planetesimales de 1 km se convierten en cuerpos de 1.000 km de tamaño, es bien conocido en la actualidad. [20] Este proceso se desarrolla dentro de cualquier disco donde la densidad numérica de planetesimales sea suficientemente alta y se desarrolla de manera descontrolada. El crecimiento luego se ralentiza y continúa como acreción oligárquica. El resultado final es la formación de embriones planetarios de tamaños variables, que dependen de la distancia a la estrella. [20] Varias simulaciones han demostrado que la fusión de embriones en la parte interna del disco protoplanetario conduce a la formación de unos pocos cuerpos del tamaño de la Tierra. Por lo tanto, el origen de los planetas terrestres ahora se considera un problema casi resuelto. [21]
La física de los discos de acreción se enfrenta a algunos problemas. [22] El más importante es cómo el material, que es acretado por la protoestrella, pierde su momento angular . Una posible explicación sugerida por Hannes Alfvén fue que el momento angular fue perdido por el viento solar durante su fase de estrella T Tauri . El momento es transportado a las partes externas del disco por tensiones viscosas. [23] La viscosidad es generada por turbulencia macroscópica, pero el mecanismo preciso que produce esta turbulencia no se entiende bien. Otro posible proceso para perder momento angular es el frenado magnético , donde el giro de la estrella se transfiere al disco circundante a través del campo magnético de esa estrella. [24] Los principales procesos responsables de la desaparición del gas en los discos son la difusión viscosa y la fotoevaporación. [25] [26]
La formación de planetesimales es el mayor problema sin resolver en el modelo del disco nebular. Cómo partículas de 1 cm de tamaño se fusionan para formar planetesimales de 1 km es un misterio. Este mecanismo parece ser la clave para la pregunta de por qué algunas estrellas tienen planetas, mientras que otras no tienen nada a su alrededor, ni siquiera cinturones de polvo . [28]
La escala temporal de formación de los planetas gigantes es también un problema importante. Las teorías antiguas no podían explicar cómo sus núcleos podían formarse lo suficientemente rápido como para acumular cantidades significativas de gas del disco protoplanetario que desaparecía rápidamente. [20] [29] La vida media de los discos, que es inferior a diez millones (10 7 ) de años, parecía ser más corta que el tiempo necesario para la formación del núcleo. [17] Se ha avanzado mucho para resolver este problema y los modelos actuales de formación de planetas gigantes son capaces de formar Júpiter (o planetas más masivos) en unos 4 millones de años o menos, muy dentro de la vida media de los discos gaseosos. [30] [31] [32]
Otro problema potencial de la formación de planetas gigantes es su migración orbital . Algunos cálculos muestran que la interacción con el disco puede causar una rápida migración hacia el interior, que, si no se detiene, hace que el planeta llegue a las "regiones centrales todavía como un objeto subjoviano". [ 33] Cálculos más recientes indican que la evolución del disco durante la migración puede mitigar este problema. [34]
Se cree que las estrellas se forman dentro de nubes gigantes de hidrógeno molecular frío , nubes moleculares gigantes de aproximadamente 300.000 veces la masa del Sol ( M ☉ ) y 20 parsecs de diámetro. [2] [35] A lo largo de millones de años, las nubes moleculares gigantes son propensas a colapsar y fragmentarse. [36] Estos fragmentos luego forman núcleos pequeños y densos, que a su vez colapsan en estrellas. [35] Los núcleos varían en masa desde una fracción a varias veces la del Sol y se denominan nebulosas protoestelares (protosolares). [2] Poseen diámetros de 0,01-0,1 pc (2.000-20.000 UA) y una densidad numérica de partículas de aproximadamente 10.000 a 100.000 cm −3 . [a] [35] [37]
El colapso inicial de una nebulosa protoestelar de masa solar tarda alrededor de 100.000 años. [2] [35] Cada nebulosa comienza con una cierta cantidad de momento angular . El gas en la parte central de la nebulosa, con un momento angular relativamente bajo, sufre una rápida compresión y forma un núcleo hidrostático caliente (que no se contrae) que contiene una pequeña fracción de la masa de la nebulosa original. [38] Este núcleo forma la semilla de lo que se convertirá en una estrella. [2] [38] A medida que continúa el colapso, la conservación del momento angular significa que la rotación de la envoltura que cae se acelera, [39] [40] lo que evita en gran medida que el gas se acreciente directamente sobre el núcleo central. En cambio, el gas se ve obligado a extenderse hacia afuera cerca de su plano ecuatorial, formando un disco , que a su vez se acrecienta sobre el núcleo. [2] [39] [40] El núcleo crece gradualmente en masa hasta que se convierte en una protoestrella joven y caliente . [38] En esta etapa, la protoestrella y su disco están muy oscurecidos por la envoltura que cae y no son directamente observables. [16] De hecho, la opacidad de la envoltura restante es tan alta que incluso la radiación de ondas milimétricas tiene problemas para escapar de su interior. [2] [16] Estos objetos se observan como condensaciones muy brillantes, que emiten principalmente radiación de ondas milimétricas y submilimétricas . [37] Se clasifican como protoestrellas de clase espectral 0. [16] El colapso suele ir acompañado de salidas bipolares ( chorros ) que emanan a lo largo del eje de rotación del disco inferido. Los chorros se observan con frecuencia en regiones de formación estelar (véase objetos Herbig–Haro (HH) ). [41] La luminosidad de las protoestrellas de clase 0 es alta: una protoestrella de masa solar puede radiar hasta 100 luminosidades solares. [16] La fuente de esta energía es el colapso gravitacional , ya que sus núcleos aún no están lo suficientemente calientes como para comenzar la fusión nuclear . [38] [42]
A medida que continúa la caída de su material sobre el disco, la envoltura finalmente se vuelve delgada y transparente y el objeto estelar joven (YSO) se vuelve observable, inicialmente en luz infrarroja lejana y más tarde en el visible. [37] Alrededor de este momento, la protoestrella comienza a fusionar deuterio . Si la protoestrella es suficientemente masiva (por encima de 80 masas de Júpiter ( M J )), sigue la fusión de hidrógeno. De lo contrario, si su masa es demasiado baja, el objeto se convierte en una enana marrón . [42] Este nacimiento de una nueva estrella ocurre aproximadamente 100.000 años después de que comience el colapso. [2] Los objetos en esta etapa se conocen como protoestrellas de clase I, [16] que también se llaman estrellas jóvenes T Tauri , protoestrellas evolucionadas u objetos estelares jóvenes. [16] En este momento, la estrella en formación ya ha acrecentado gran parte de su masa: la masa total del disco y la envoltura restante no excede el 10-20% de la masa del YSO central. [37]
En la siguiente etapa, la envoltura desaparece completamente, habiendo sido recogida por el disco, y la protoestrella se convierte en una estrella T Tauri clásica. [b] Esto sucede después de aproximadamente 1 millón de años. [2] La masa del disco alrededor de una estrella T Tauri clásica es de aproximadamente el 1-3% de la masa estelar, y se acrecienta a una tasa de 10 −7 a 10 −9 M ☉ por año. [45] Un par de chorros bipolares suele estar presente también. [46] La acreción explica todas las propiedades peculiares de las estrellas T Tauri clásicas: fuerte flujo en las líneas de emisión (hasta el 100% de la luminosidad intrínseca de la estrella), actividad magnética , variabilidad fotométrica y chorros. [47] Las líneas de emisión en realidad se forman cuando el gas acrecentado golpea la "superficie" de la estrella, lo que sucede alrededor de sus polos magnéticos . [47] Los chorros son subproductos de la acreción: se llevan el momento angular excesivo. La etapa clásica de T Tauri dura unos 10 millones de años. [2] El disco finalmente desaparece debido a la acreción sobre la estrella central, la formación de planetas, la eyección por chorros y la fotoevaporación por la radiación UV de la estrella central y las estrellas cercanas. [48] Como resultado, la estrella joven se convierte en una estrella T Tauri débilmente alineada , que lentamente, durante cientos de millones de años, evoluciona hasta convertirse en una estrella ordinaria similar al Sol. [38]
En determinadas circunstancias, el disco, que ahora puede llamarse protoplanetario, puede dar origen a un sistema planetario . [2] Se han observado discos protoplanetarios alrededor de una fracción muy alta de estrellas en cúmulos estelares jóvenes . [17] [50] Existen desde el comienzo de la formación de una estrella, pero en las primeras etapas son inobservables debido a la opacidad de la envoltura circundante. [16] Se cree que el disco de una protoestrella de clase 0 es masivo y caliente. Es un disco de acreción , que alimenta a la protoestrella central. [39] [40] La temperatura puede superar fácilmente los 400 K en el interior de 5 UA y los 1.000 K en el interior de 1 UA. [51] El calentamiento del disco se debe principalmente a la disipación viscosa de la turbulencia en él y a la caída del gas de la nebulosa. [39] [40] La alta temperatura en el disco interior hace que la mayor parte del material volátil (agua, materia orgánica y algunas rocas) se evapore, dejando solo los elementos más refractarios como el hierro . El hielo puede sobrevivir solo en la parte exterior del disco. [51]
El principal problema en la física de los discos de acreción es la generación de turbulencia y el mecanismo responsable de la alta viscosidad efectiva . [2] Se cree que la viscosidad turbulenta es responsable del transporte de la masa a la protoestrella central y del momento a la periferia del disco. Esto es vital para la acreción, porque el gas puede ser acrecentado por la protoestrella central solo si pierde la mayor parte de su momento angular, que debe ser arrastrado por la pequeña parte del gas que se desplaza hacia afuera. [39] [52] El resultado de este proceso es el crecimiento tanto de la protoestrella como del radio del disco , que puede alcanzar las 1.000 UA si el momento angular inicial de la nebulosa es lo suficientemente grande. [40] Rutinariamente se observan discos grandes en muchas regiones de formación estelar, como la nebulosa de Orión . [18]
La vida útil de los discos de acreción es de unos 10 millones de años. [17] Cuando la estrella alcanza la etapa clásica de T-Tauri, el disco se vuelve más delgado y se enfría. [45] Los materiales menos volátiles comienzan a condensarse cerca de su centro, formando granos de polvo de 0,1 a 1 μm que contienen silicatos cristalinos . [19] El transporte del material desde el disco exterior puede mezclar estos granos de polvo recién formados con los primordiales , que contienen materia orgánica y otros volátiles. Esta mezcla puede explicar algunas peculiaridades en la composición de los cuerpos del Sistema Solar, como la presencia de granos interestelares en meteoritos primitivos e inclusiones refractarias en cometas. [51]
Las partículas de polvo tienden a adherirse entre sí en el denso entorno del disco, lo que lleva a la formación de partículas más grandes de hasta varios centímetros de tamaño. [54] Las firmas del procesamiento y la coagulación del polvo se observan en los espectros infrarrojos de los discos jóvenes. [19] Una mayor agregación puede conducir a la formación de planetesimales que miden 1 km de diámetro o más, que son los componentes básicos de los planetas . [2] [54] La formación de planetesimales es otro problema sin resolver de la física de discos, ya que la simple adherencia se vuelve ineficaz a medida que las partículas de polvo crecen. [28]
Una hipótesis es la formación por inestabilidad gravitacional . Partículas de varios centímetros de tamaño o más grandes se depositan lentamente cerca del plano medio del disco, formando una capa muy delgada (menos de 100 km) y densa. Esta capa es gravitacionalmente inestable y puede fragmentarse en numerosos grupos, que a su vez colapsan en planetesimales. [2] [28] Sin embargo, las diferentes velocidades del disco de gas y los sólidos cerca del plano medio pueden generar turbulencia que impide que la capa se vuelva lo suficientemente delgada como para fragmentarse debido a la inestabilidad gravitacional. [55] Esto puede limitar la formación de planetesimales a través de inestabilidades gravitacionales a ubicaciones específicas en el disco donde la concentración de sólidos es mayor. [56]
Otro posible mecanismo para la formación de planetesimales es la inestabilidad de flujo , en la que la resistencia que sienten las partículas que orbitan a través del gas crea un efecto de retroalimentación que provoca el crecimiento de concentraciones locales. Estas concentraciones locales empujan al gas hacia atrás creando una región donde el viento en contra que sienten las partículas es menor. La concentración puede así orbitar más rápido y sufre menos deriva radial. Las partículas aisladas se unen a estas concentraciones cuando son superadas o cuando se desplazan hacia el interior, lo que hace que crezca en masa. Finalmente, estas concentraciones forman filamentos masivos que se fragmentan y sufren un colapso gravitacional formando planetesimales del tamaño de los asteroides más grandes. [57]
La formación planetaria también puede ser provocada por la inestabilidad gravitacional dentro del propio disco, lo que lleva a su fragmentación en cúmulos. Algunos de ellos, si son lo suficientemente densos, colapsarán , [ 52] lo que puede llevar a la rápida formación de planetas gigantes gaseosos e incluso enanas marrones en una escala de tiempo de 1000 años. [58] Si estos cúmulos migran hacia adentro a medida que avanza el colapso, las fuerzas de marea de la estrella pueden resultar en una pérdida de masa significativa dejando atrás un cuerpo más pequeño. [59] Sin embargo, solo es posible en discos masivos, más masivos que 0,3 M ☉ . En comparación, las masas típicas de los discos son de 0,01 a 0,03 M ☉ . Debido a que los discos masivos son raros, se cree que este mecanismo de formación de planetas es poco frecuente. [2] [22] Por otro lado, puede desempeñar un papel importante en la formación de enanas marrones . [60]
La disipación final de los discos protoplanetarios se desencadena por una serie de mecanismos diferentes. La parte interior del disco es acretada por la estrella o expulsada por los chorros bipolares [45] [46] , mientras que la parte exterior puede evaporarse bajo la potente radiación ultravioleta de la estrella durante la etapa T Tauri [61] o por las estrellas cercanas [48] . El gas en la parte central puede ser acretado o expulsado por los planetas en crecimiento, mientras que las pequeñas partículas de polvo son expulsadas por la presión de radiación de la estrella central. Lo que queda finalmente es un sistema planetario, un disco remanente de polvo sin planetas, o nada, si los planetesimales no se formaron [2] .
Debido a que los planetesimales son tan numerosos y están dispersos por todo el disco protoplanetario, algunos sobreviven a la formación de un sistema planetario. Se cree que los asteroides son planetesimales sobrantes que se van triturando gradualmente unos a otros hasta convertirse en trozos cada vez más pequeños, mientras que los cometas son, por lo general, planetesimales de los confines más lejanos de un sistema planetario. Los meteoritos son muestras de planetesimales que alcanzan una superficie planetaria y proporcionan una gran cantidad de información sobre la formación del Sistema Solar. Los meteoritos de tipo primitivo son trozos de planetesimales de baja masa destrozados, en los que no se produjo ninguna diferenciación térmica , mientras que los meteoritos de tipo procesado son trozos de planetesimales masivos destrozados. [62] Los objetos interestelares podrían haber sido capturados y convertirse en parte del joven Sistema Solar. [63]
Según el modelo del disco nebular solar, los planetas rocosos se forman en la parte interior del disco protoplanetario, dentro de la línea de escarcha , donde la temperatura es lo suficientemente alta como para evitar la condensación de hielo de agua y otras sustancias en granos. [64] Esto da como resultado la coagulación de granos puramente rocosos y más tarde la formación de planetesimales rocosos. [c] [64] Se cree que tales condiciones existen en la parte interna de 3 a 4 UA del disco de una estrella similar al Sol. [2]
Después de que los planetesimales pequeños (de aproximadamente 1 km de diámetro) se han formado de una forma u otra, comienza la acreción descontrolada . [20] Se llama descontrolada porque la tasa de crecimiento de la masa es proporcional a R 4 ~M 4/3 , donde R y M son el radio y la masa del cuerpo en crecimiento, respectivamente. [65] El crecimiento específico (dividido por la masa) se acelera a medida que aumenta la masa. Esto conduce al crecimiento preferencial de los cuerpos más grandes a expensas de los más pequeños. [20] La acreción descontrolada dura entre 10.000 y 100.000 años y termina cuando los cuerpos más grandes superan aproximadamente los 1.000 km de diámetro. [20] La desaceleración de la acreción es causada por perturbaciones gravitacionales de los cuerpos grandes en los planetesimales restantes. [20] [65] Además, la influencia de los cuerpos más grandes detiene el crecimiento de los cuerpos más pequeños. [20]
La siguiente etapa se llama acreción oligárquica . [20] Se caracteriza por el predominio de varios cientos de los cuerpos más grandes, los oligarcas, que continúan acrecentando planetesimales lentamente. [20] Ningún otro cuerpo que los oligarcas puede crecer. [65] En esta etapa, la tasa de acreción es proporcional a R 2 , que se deriva de la sección transversal geométrica de un oligarca. [65] La tasa de acreción específica es proporcional a M −1/3 ; y disminuye con la masa del cuerpo. Esto permite que los oligarcas más pequeños alcancen a los más grandes. Los oligarcas se mantienen a una distancia de aproximadamente 10·H r ( H r = a(1-e)(M/3M s ) 1/3 es el radio de Hill , donde a es el semieje mayor , e es la excentricidad orbital y M s es la masa de la estrella central) entre sí por la influencia de los planetesimales restantes. [20] Sus excentricidades orbitales e inclinaciones permanecen pequeñas. Los oligarcas continúan acumulándose hasta que los planetesimales se agotan en el disco que los rodea. [20] A veces, los oligarcas cercanos se fusionan. La masa final de un oligarca depende de la distancia desde la estrella y la densidad superficial de planetesimales y se llama masa de aislamiento. [65] Para los planetas rocosos es de hasta 0,1 M E , o una masa de Marte . [2] El resultado final de la etapa oligárquica es la formación de unos 100 embriones planetarios del tamaño de la Luna o Marte, espaciados uniformemente a unas 10·H r . [21] Se cree que residen dentro de huecos en el disco y que están separados por anillos de planetesimales restantes. Se cree que esta etapa dura unos pocos cientos de miles de años. [2] [20]
La última etapa de la formación de planetas rocosos es la etapa de fusión . [2] Comienza cuando solo queda un pequeño número de planetesimales y los embriones se vuelven lo suficientemente masivos como para perturbarse entre sí, lo que hace que sus órbitas se vuelvan caóticas . [21] Durante esta etapa, los embriones expulsan los planetesimales restantes y chocan entre sí. El resultado de este proceso, que dura de 10 a 100 millones de años, es la formación de un número limitado de cuerpos del tamaño de la Tierra. Las simulaciones muestran que el número de planetas sobrevivientes es en promedio de 2 a 5. [2] [21] [62] [66] En el Sistema Solar pueden estar representados por la Tierra y Venus . [21] La formación de ambos planetas requirió la fusión de aproximadamente 10-20 embriones, mientras que un número igual de ellos fueron expulsados del Sistema Solar. [62] Se cree que algunos de los embriones, que se originaron en el cinturón de asteroides , trajeron agua a la Tierra. [64] Marte y Mercurio pueden ser considerados como embriones restantes que sobrevivieron a esa rivalidad. [62] Los planetas rocosos que han logrado fusionarse terminan por establecerse en órbitas más o menos estables, lo que explica por qué los sistemas planetarios están generalmente llenos hasta el límite; o, en otras palabras, por qué siempre parecen estar al borde de la inestabilidad. [21]
La formación de planetas gigantes es un problema destacado en las ciencias planetarias . [22] En el marco del modelo nebular solar existen dos teorías para su formación. La primera es el modelo de inestabilidad del disco , donde los planetas gigantes se forman en los discos protoplanetarios masivos como resultado de su fragmentación gravitacional (ver arriba). [58] La segunda posibilidad es el modelo de acreción del núcleo , que también se conoce como el modelo de inestabilidad nucleada . [22] [34] Se piensa que este último escenario es el más prometedor, porque puede explicar la formación de los planetas gigantes en discos de masa relativamente baja (menos de 0,1 M ☉ ). [34] En este modelo la formación de planetas gigantes se divide en dos etapas: a) acreción de un núcleo de aproximadamente 10 M E y b) acreción de gas del disco protoplanetario. [2] [22] [67] Cualquiera de los dos métodos también puede conducir a la creación de enanas marrones . [31] [68] Las búsquedas realizadas en 2011 han demostrado que la acreción del núcleo es probablemente el mecanismo de formación dominante. [68]
Se cree que la formación del núcleo de los planetas gigantes se produce aproximadamente siguiendo las líneas de la formación de los planetas terrestres. [20] Comienza con planetesimales que experimentan un crecimiento descontrolado, seguido de la etapa oligárquica más lenta. [65] Las hipótesis no predicen una etapa de fusión, debido a la baja probabilidad de colisiones entre embriones planetarios en la parte exterior de los sistemas planetarios. [65] Una diferencia adicional es la composición de los planetesimales , que en el caso de los planetas gigantes se forman más allá de la llamada línea de congelación y consisten principalmente en hielo: la relación hielo-roca es de aproximadamente 4 a 1. [29] Esto aumenta la masa de los planetesimales cuatro veces. Sin embargo, la nebulosa de masa mínima capaz de formación de planetas terrestres solo puede formar 1-2 núcleos M E a la distancia de Júpiter (5 UA) en 10 millones de años. [65] El último número representa la vida media de los discos gaseosos alrededor de estrellas similares al Sol. [17] Las soluciones propuestas incluyen una mayor masa del disco (un aumento de diez veces sería suficiente); [65] la migración de protoplanetas, que permite al embrión acrecentar más planetesimales; [29] y, finalmente, una mejora de la acreción debido al arrastre de gas en las envolturas gaseosas de los embriones. [29] [32] [69] Alguna combinación de las ideas mencionadas anteriormente puede explicar la formación de los núcleos de los planetas gigantes gaseosos como Júpiter y quizás incluso Saturno . [22] La formación de planetas como Urano y Neptuno es más problemática, ya que ninguna teoría ha sido capaz de prever la formación in situ de sus núcleos a una distancia de 20-30 UA de la estrella central. [2] Una hipótesis es que inicialmente se acrecionaron en la región de Júpiter-Saturno, luego se dispersaron y migraron a su ubicación actual. [70] Otra posible solución es el crecimiento de los núcleos de los planetas gigantes mediante la acreción de guijarros . En la acreción de guijarros, los objetos de entre un centímetro y un metro de diámetro que caen hacia un cuerpo masivo se ralentizan lo suficiente por el arrastre de gas como para que se desplacen en espiral hacia él y sean acrecionados. El crecimiento por acreción de guijarros puede ser hasta 1000 veces más rápido que por acreción de planetesimales. [71]
Una vez que los núcleos tienen suficiente masa (5-10 M E ), comienzan a recolectar gas del disco circundante. [2] Inicialmente es un proceso lento, que aumenta las masas del núcleo hasta 30 M E en unos pocos millones de años. [29] [69] Después de eso, las tasas de acreción aumentan drásticamente y el 90% restante de la masa se acumula en aproximadamente 10 000 años. [69] La acreción de gas se detiene cuando se agota el suministro del disco. [67] Esto sucede gradualmente, debido a la formación de una brecha de densidad en el disco protoplanetario y a la dispersión del disco. [34] [72] En este modelo, los gigantes de hielo (Urano y Neptuno) son núcleos fallidos que comenzaron la acreción de gas demasiado tarde, cuando casi todo el gas ya había desaparecido. La etapa posterior a la acreción de gas descontrolada se caracteriza por la migración de los planetas gigantes recién formados y la continua y lenta acreción de gas. [72] La migración se produce por la interacción del planeta que se encuentra en el hueco con el disco restante y se detiene cuando el disco protoplanetario desaparece o cuando se alcanza el final del disco. Este último caso corresponde a los llamados Júpiter calientes , que probablemente detuvieron su migración cuando alcanzaron el agujero interior del disco protoplanetario. [72]
Los planetas gigantes pueden influir significativamente en la formación de planetas terrestres . La presencia de gigantes tiende a aumentar las excentricidades e inclinaciones (ver mecanismo de Kozai ) de planetesimales y embriones en la región de planetas terrestres (dentro de las 4 UA en el Sistema Solar). [62] [66] Si los planetas gigantes se forman demasiado pronto, pueden ralentizar o impedir la acreción de planetas interiores. Si se forman cerca del final de la etapa oligárquica, como se cree que ha sucedido en el Sistema Solar, influirán en las fusiones de embriones planetarios, haciéndolas más violentas. [62] Como resultado, el número de planetas terrestres disminuirá y serán más masivos. [73] Además, el tamaño del sistema se reducirá, porque los planetas terrestres se formarán más cerca de la estrella central. Se cree que la influencia de los planetas gigantes en el Sistema Solar, en particular la de Júpiter , ha sido limitada porque están relativamente alejados de los planetas terrestres. [73]
La región de un sistema planetario adyacente a los planetas gigantes se verá influenciada de una manera diferente. [66] En tal región, las excentricidades de los embriones pueden llegar a ser tan grandes que los embriones pasen cerca de un planeta gigante, lo que puede hacer que sean expulsados del sistema. [d] [62] [66] Si se eliminan todos los embriones, entonces no se formarán planetas en esta región. [66] Una consecuencia adicional es que quedará una gran cantidad de planetesimales pequeños, porque los planetas gigantes son incapaces de eliminarlos todos sin la ayuda de embriones. La masa total de planetesimales restantes será pequeña, porque la acción acumulativa de los embriones antes de su expulsión y los planetas gigantes todavía es lo suficientemente fuerte como para eliminar el 99% de los cuerpos pequeños. [62] Tal región eventualmente evolucionará hacia un cinturón de asteroides , que es un análogo completo del cinturón de asteroides en el Sistema Solar, ubicado de 2 a 4 UA del Sol. [62] [66]
En los últimos veinte años se han identificado miles de exoplanetas y, como mínimo, miles de millones más aún quedan por descubrir dentro de nuestro universo observable. [74] Las órbitas de muchos de estos planetas y sistemas de planetas difieren significativamente de las de los planetas del Sistema Solar. Los exoplanetas descubiertos incluyen Júpiter calientes, Júpiter cálidos, supertierras y sistemas de planetas interiores muy compactos.
Se cree que los Júpiter calientes y los Júpiter cálidos migraron a sus órbitas actuales durante o después de su formación. Se han propuesto varios mecanismos posibles para esta migración. La migración de tipo I o tipo II podría disminuir suavemente el semieje mayor de la órbita del planeta, lo que daría como resultado un Júpiter cálido o caliente. La dispersión gravitacional de otros planetas en órbitas excéntricas con un perihelio cerca de la estrella seguida de la circularización de su órbita debido a interacciones de marea con la estrella puede dejar un planeta en una órbita cercana. Si hubiera un planeta o estrella acompañante masivo en una órbita inclinada, un intercambio de inclinación por excentricidad a través del mecanismo de Kozai que aumenta las excentricidades y reduce el perihelio seguido de la circularización también puede dar como resultado una órbita cercana. Muchos de los planetas del tamaño de Júpiter tienen órbitas excéntricas, lo que puede indicar que se produjeron encuentros gravitacionales entre los planetas, aunque la migración mientras están en resonancia también puede excitar excentricidades. [75] También se ha propuesto el crecimiento in situ de Júpiteres calientes a partir de supertierras que orbitan cerca de ellos. Los núcleos de esta hipótesis podrían haberse formado localmente o a mayor distancia y haber migrado cerca de la estrella. [76]
Se cree que las supertierras y otros planetas que orbitan a corta distancia se formaron in situ o ex situ, es decir, migraron hacia el interior desde sus posiciones iniciales. [77] La formación in situ de supertierras que orbitan a corta distancia requeriría un disco masivo, la migración de embriones planetarios seguida de colisiones y fusiones, o la deriva radial de pequeños sólidos desde más lejos en el disco. Es probable que la migración de las supertierras, o de los embriones que colisionaron para formarlas, haya sido de tipo I debido a su menor masa. Las órbitas resonantes de algunos de los sistemas de exoplanetas indican que se produjo cierta migración en estos sistemas, mientras que el espaciamiento de las órbitas en muchos de los otros sistemas que no están en resonancia indica que probablemente se produjo una inestabilidad en esos sistemas después de la disipación del disco de gas. La ausencia de supertierras y planetas que orbitan a corta distancia en el Sistema Solar puede deberse a que la formación previa de Júpiter bloqueó su migración hacia el interior. [78]
La cantidad de gas que adquiere una supertierra formada in situ puede depender de cuándo se fusionaron los embriones planetarios debido a los impactos gigantes en relación con la disipación del disco de gas. Si las fusiones ocurren después de que el disco de gas se disipe, se pueden formar planetas terrestres; si en un disco de transición se forma una supertierra con una envoltura de gas que contenga un pequeño porcentaje de su masa, se puede formar una supertierra con una envoltura de gas que contenga un pequeño porcentaje de su masa. Si las fusiones ocurren demasiado pronto, puede producirse una acumulación descontrolada de gas que conduzca a la formación de un gigante gaseoso. Las fusiones comienzan cuando la fricción dinámica debido al disco de gas se vuelve insuficiente para evitar colisiones, un proceso que comenzará antes en un disco de mayor metalicidad. [79] Alternativamente, la acumulación de gas puede estar limitada debido a que las envolturas no están en equilibrio hidrostático; en su lugar, el gas puede fluir a través de la envoltura, lo que ralentiza su crecimiento y retrasa el inicio de la acumulación descontrolada de gas hasta que la masa del núcleo alcance 15 masas terrestres. [80]
El uso del término " disco de acreción " para el disco protoplanetario conduce a confusión sobre el proceso de acreción planetaria . El disco protoplanetario a veces se denomina disco de acreción, porque mientras la joven protoestrella similar a T Tauri todavía se está contrayendo, material gaseoso puede estar cayendo sobre él, acrecentándose en su superficie desde el borde interior del disco. [40] En un disco de acreción, hay un flujo neto de masa desde radios mayores hacia radios menores. [23]
Sin embargo, ese significado no debe confundirse con el proceso de acreción que forma los planetas. En este contexto, la acreción se refiere al proceso de granos de polvo y hielo enfriados y solidificados que orbitan alrededor de la protoestrella en el disco protoplanetario, chocando y pegándose entre sí y creciendo gradualmente, hasta llegar a colisiones de alta energía entre planetesimales de tamaño considerable . [20]
Además, los planetas gigantes probablemente tenían sus propios discos de acreción, en el primer sentido de la palabra. [81] Las nubes de gas hidrógeno y helio capturado se contrajeron, giraron, se aplanaron y depositaron gas sobre la superficie de cada protoplaneta gigante , mientras que los cuerpos sólidos dentro de ese disco se acrecentaron en las lunas regulares del planeta gigante. [82]
