¿Cómo se forman planetas gigantes en torno a estrellas enanas?

• Título del artículo técnico: Planet formation around M dwarfs via disc instability: Fragmentation conditions and protoplanet properties
• Autores: Anthony Mercer y Dimitris Stamatellos
• Instiución del primer autor: Jeremiah Horrocks Institute for Mathematics, Physics & Astronomy, University of Central Lancashire, UK
• Estado: aceptado en la revista Astronomy & Astrophysics, acceso abierto en arXiv

Crédito de la imagen destacada: University of Warwick / Mark Garlick

Las estrellas enanas rojas, también llamadas enanas M, son las estrellas más abundantes del Universo. Son más frías y pequeñas que nuestro Sol, y están en el foco de atención desde hace unos años, debido en gran parte a que presentan ciertas ventajas para la detección y caracterización de exoplanetas. Sin embargo, aún existen misterios sobre estas estrellas, cosas que no entendemos demasiado bien. Uno de estos misterios es cómo pueden formarse planetas gigantes, más masivos que Júpiter, a grandes distancias de la estrella, como hemos observado en algunos casos.

Pero Anthony, ¿cómo se forma un planeta?

Las estrellas se forman a partir del colapso de nebulosas, que se van aplanando debido a la conservación del momento angular, hasta dar lugar a discos protoplanetarios, el lugar donde nacerán sus planetas. La teoría de formación de planetas tiene dos posibles escenarios: 1) acreción del núcleo (core accretion en inglés), en la cual las partículas de polvo coagulan poco a poco en agregados mayores hasta que se forma un núcleo sólido, que empieza a acretar gas lentamente; y 2) inestabilidad del disco (disc instability en inglés), en la cual el disco protoplanetario se fragmenta por fuerzas de gravedad dando lugar a núcleos que pueden acretar gas rápidamente, ganando masa hasta dar lugar a enanas marrones, otras estrellas enanas o, en algunos casos, planetas gigantes (ojo, hay debate entre la comunidad astronómica sobre si un objeto formado por inestabilidad del disco podría ser considerado planeta o si siempre sería una enana marrón).

No parece muy probable que los planetas gigantes se formen por acreción del núcleo, ya que llevaría demasiado tiempo, más tiempo incluso que la vida típica de los discos protoplanetarios. Es por esto que los autores de este artículo se centran en estudiar el escenario de inestabilidad del disco como explicación a la formación de estos planetas en torno a enanas rojas, a pesar de que los discos observados en estas estrellas son muy poco masivos: los autores especulan que estos discos podrían haber sido mucho mayores en fases más iniciales.

A ver cómo lo rompemos, Dimitris

Los autores (Anthony y Dimitris) intentan determinar la masa mínima requerida para que un disco protoestelar en torno a una enana M se fragmente. Para ello, utilizan simulaciones hidrodinámicas de discos que empienzan siendo gravitacionalmente estables, y van aumentando su masa progresivamente hasta que se fragmentan (hasta que alcanzan cierto valor de densidad). Conceptualmente, este aumento de masa puede ser debido a la acreción de una envolvente del disco durante las fases iniciales de formación del sistema.

Realizan este proceso en sistemas con enanas M de distintas masas (0.2, 0.3 y 0.4 masas solares) y discos con distintos radios y metalicidades. Dependiendo de estas propiedades seleccionan una tasa de acreción de material (para el aumento de masa) adecuado a cada caso.

Conforme van acretando material, en los discos se forman brazos espirales (como los ejemplos de la figura 1), y en la mayoría de los casos, estos brazos van evolucionando de forma no lineal, hasta que forman fragmentos gravitacionalmente ligados, que son las semillas a partir de las cuales se podrían formar los planetas.

Entonces, ¿hemos descubierto algo, Anthony?

Con estas simulaciones los autores descubrieron que la fragmentación de los discos ocurre rápidamente, en unos pocos cientos de miles de años (en escalas astronómicas ¡esto es un suspiro!). También vieron que la masa a la cual fragmenta el disco aumenta de forma lineal con la masa de la estrella central, por lo que estrellas más masivas tienen discos más estables. Pero en general, estas simulaciones indican que se requieren discos relativamente masivos para que ocurra la fragmentación en torno a estrellas M, y estos discos no han sido observados hasta ahora.

Por último, hay algunos casos en los que los discos no se fragmentan nunca: son los discos más pequeños en torno a las estrellas más masivas entre las estudiadas, y algunos de los discos de mayor metalicidad. Los autores explican que esto es debido a un periodo en el que el disco se expande rápidamente combinado con un enfriado insuficiente, lo que hace que el disco se estabilice. Esto confirma estudios anteriores que inican que la fragmentación sólo puede ocurrir en las afueras de discos extensos.

Muy bien pero, ¿qué pasa con los protoplanetas?

Los fragmentos que se forman son llamados protoplanetas, aunque se espera que no todos lleguen a formar un planeta algún día (algunos se romperán en mil pedazos, otros acretarán demasiado gas y se convertirán en enanas marrones, las famosas estrellas fallidas). Con estas simulaciones se ve que la mayoría de estos protoplanetas pasan por un proceso de colapso y formación de un núcleo sólido, algunos incluso por un segundo colapso en un segundo núcleo.

Pero Anthony si lo que buscábamos eran los planetas gigantes…

Resulta que los autores encuentran que las masas de los protoplanetas formados son mayores que la masa de Júpiter, desde unas 2 Mj (masas de Júpiter) hasta 6 Mj, y se forman a distancias entre 15 y 105 ua, en órbitas relativamente alejadas. En la figura 2 se puede ver una comparación de las propiedades de estos protoplanetas con planetas reales descubiertos en torno a enanas M.

Parece que gracias al proceso de formación de inestabilidad del disco sí que es posible formar planetas gigantes en torno a enanas M en poco tiempo. Sin embargo, se espera que estos protoplanetas evolucionen debido a interacciones con el disco y con otros protoplanetas, por lo que para poder compararlos mejor con la población de planetas en torno a enanas rojas necesitamos estudiar esta evolución a largo plazo. Además necesitamos encontrar evidencias de que discos tan masivos se puedan formar en torno a estas estrellas. ¡El misterio no está resuelto todavía!