El camino rocoso a la formación planetaria

• Título: A Metallicity Recipe for Rocky Planets
• Autores: R. I. Dawson, E. Chiang, E. J. Lee
• Institución del primer autor: University of California, Berkeley, Berkeley, CA, Estados Unidos de América
• Estado del trabajo: Enviado a MNRAS
• Astrobite original: The Rocky Road to Gas Planet-hood (por Stacy Kim)

El espacio entre las estrellas no esta vacío. En realidad es bastante polvoriento, y es este polvo interestelar, de generalmente tan solo unos micrómetros de diámetro, el material que constituye los planetas. La formación de planetas es realmente la increíble historia de como paulatinamente el humilde polvo interestelar se transforma y crece tan grande como un planeta. Esta transformación toma millones de años y es preciso que millones de millones de millones de granos se junten para formar un planeta. Esto representa ~10^38 partículas individuales de polvo.

Todo comienza con el nacimiento de una estrella. En este proceso una gigante nube de gas frío y polvo se aplana formando un anillo polvoriento que circula una protoestrella en proceso de formación. Todo este proceso es gobernado por la ley de conservación de momento angular y la gravedad. Los gránulos de polvo orbitan la protoestrella y cuando dos de estos gránulos colisionan, posiblemente permanecerán juntos luego del choque. Este proceso se repite produciendo cada vez gránulos de mayor tamaño. El proceso continua y así produce pequeñas rocas que a su vez continúan colisionando con el material del disco polvoriento para seguir creciendo y producir planetesimales del tamaño de un asteroide, y así continua hasta formar cuerpos rocosos del tamaño de Mercurio, Marte y la Tierra. Estos se transforman en los planetas terrestres o bien podrían servir como la semilla del núcleo de los gigantes de hielo y gas que se encuentran en nuestro y en otros sistemas estelares.

Los autores del artículo tratan de explicar porque algunos de estos embriones de planetas no cambian tanto y permanecen rocosos y áridos, mientras que otros terminan envueltos en gases. Los autores se enfocan en planetas descubiertos por el telescopio Kepler que son varias veces más masivos que la Tierra. Los dividen en dos categorías: los rocosos, o supertierras, y aquellos rodeados de una gruesa atmósfera gaseosa o mini-neptunos.

¿Cómo estos mini-neptunos adquirieron su cubierta de gas? Pues el disco en el cual la transformación de gránulos a planetas ocurre esta formado en su mayoría por gas, los gránulos de polvo constituyen solo aproximadamente el 1 % de la masa total. Que este gas sea el responsable de formar la capa gaseosa que rodea el núcleo de los mini-neptunos no seria una idea muy descabellada, pero este proceso no es tan simple pues el gas constituyente del disco está destinado a desaparecer. Primero el gas es atraído hacia el centro de la cada vez más masiva protoestrella, y además este es evaporado a medida que la estrella en formación calienta el disco a muy altas temperaturas (temperaturas de miles de Kelvin). A estas altas temperaturas el gas puede escapar de la influencia gravitatoria de la estrella y del disco. Esto significa que los embriones de planetas no pueden conservar su atmósfera al menos que estos sean lo suficientemente masivos, al menos una o dos veces la masa de la Tierra. La transformación para convertirse en un mini-neptuno (o un gigante de hielo y gas) es realmente una batalla contra los procesos responsables de disminuir la cantidad de gases disponible en el disco para que estos formen su capa gaseosa.

¿Qué afecta la velocidad a la que el embrión planetario puede crecer? Para que estos crezcan debido a colisiones con otros cuerpos rocosos, sus órbitas tienen que interceptarse. Encuentros cercanos entre dos de estos cuerpos rocosos de similar masa pueden causar una cambio en la velocidad y trayectoria de los mismos. Estas interacciones cambian la órbita de los embriones de órbitas circulares a elípticas. Embriones en órbitas elípticas tienen más posibilidades de cruzar otras órbitas a diferencia de órbitas circulares que se mantienen a la misma distancia de la estrella. Pero de nuevo contrarrestando estas interacciones gravitatorias que fomentan el crecimiento de los embriones planetarios esta el gas constituyente del disco. Es un proceso similar en el cual la atmósfera reduce la velocidad de proyectiles. Este proceso es conocido como fricción dinámica.

Pero todavía hay esperanza. ¿La solución?, esperar que suficiente del gas haya desaparecido para que este no contrarreste totalmente el efecto de las interacciones gravitatorias entre los cuerpos rocosos que fomentan el crecimiento de los mismos. Los autores estiman que el efecto del gas empieza a ser insignificante cuando las densidades de gases y polvo son similares en el disco. Una consecuencia crucial es que esto acortaría el tiempo de los embriones para adquirir su cubierta de gases. Luego del momento que el efecto del gas presente en el disco no afecta tanto las velocidades de los embriones, estos tienen un corto tiempo de un millón de años con gas presente en el disco para transformarse en mini-neptunos. El proceso es más fácil si el disco nace compuesto con más material solido polvoriento. Así habría más material para los embriones crecer. De hecho, los autores estiman que los embriones planetarios en discos más densos de materia solida crecen exponencialmente más rápido. Este resultado lo confirman haciendo una simulaciones de N-cuerpos.

Figure 1. Dependencia de un embrión planetario de convertirse en un planeta rocoso o mini-Neptuno de la densidad de sólidos en el disco en el cual se forman. Supertierras son los puntos negros y mini-Neptunos los naranjas. Discos con alta presencia de solidos solo forman mini-Neptunos pues estos pueden crecer lo suficiente como para atraer suficiente del gas antes que desaparezca. Discos con menor densidad de sólidos forman una mezcla de Supertierras y mini-Neptunos.

Para confirmar que los embriones que crecen lo suficiente para empezar a adquirir un cubierta de gases tienen el suficiente tiempo para hacerlo, los autores realizan una simulación de un modelo unidimensional del crecimiento de la cubierta de gas. Con este modelo estiman la cantidad de gases que cada planeta en su simulación de N-cuerpos puede atraer. Los autores confirman que para discos con mayores densidades de solidos, los embriones de planetas pueden crecer lo suficientemente rápido como para convertirse en mini-neptunos antes que el gas del disco desaparezca. En aquellos discos con baja densidad de solidos se producen una mezcla de mini-neptunos y también planetas puramente rocosos como las supertierras.

Si bien estos modelos son simplificados, estos nos muestran la importancia de la disponibilidad de gránulos solidos en la formación planetaria. La diferencia en la cantidad de solidos en los discos tal vez explique la falta de planetas puramente rocosos alrededor de estrellas con alta metalicidad observados por el telescopio Kepler (la hipótesis es que estas estrellas estaban rodeadas de discos con mayor densidad de solidos que aquellas estrellas de baja metalicidad). Sin embargo el modelo no explica cómo es que también observamos mini-neptunos alrededor de estrellas de baja metalicidad. Es posible que material solido se acumule alrededor de estrellas de baja metalicidad y así producir cuerpos rocosos lo suficientemente masivos para que luego puedan transformarse en mini-neptunos antes de que el material del disco desaparezca. Los mini-neptunos también pueden haberse formado en las partes exteriores del disco y luego haber migrado más cerca de la estrella. La historia completa de los orígenes de las supertierras y mini-neptunos esta todavía por descubrirse.