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Lluvia de piedras sobre la atmósfera de Júpiter

Crédito de la imagen destacada: Chris Butler/SPL

Un problema antiguo

Las bases de teoría actual sobre cómo se formó nuestro Sistema Solar son sorprendentemente antiguas: los primeros registros datan de 1734, propuestos por el científico sueco Emanuel Swedenborg. Estas bases fueron evolucionando, hasta llegar a su forma actual: los planetas del Sistema Solar son formados a partir del material que queda disponible luego de la formación del Sol. Este material está formado por partículas sólidas y gas girando alrededor del joven Sol formando un disco, llamado protoplanetario, y luego de esperar suficiente tiempo coagulan para formar los planetas. Observaciones recientes, principalmente realizadas con el telescopio ALMA, permitieron encontrar no solo estos discos protoplanetarios, sino distinguir hasta planetas recién nacidos (figura 1).

Figura 1: composición de distintas imágenes tomadas por el telescopio ALMA a través del proyecto DSHARP. Cada una de ellas muestra una estrella joven, y a su alrededor un disco protoplanetario. Los surcos oscuros en el disco son indicativos de la formación de planetas. Créditos: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), S. Andrews et al.; NRAO/AUI/NSF, S. Dagnello

Antes que existieran estos potentes telescopios, los científicos no tenían muchos lugares de donde extraer datos para compararlos con sus teorías: hasta la década de 1990, el único sistema planetario conocido era nuestro propio Sistema Solar. Intentando comprender su proceso de formación, los científicos plantearon una nueva versión de la vieja hipótesis llamada nebulosa solar de masa mínima (MMSN, por sus siglas en inglés). Lo que hicieron los autores fue estimar las características mínimas que debería tener el disco desde el cuál se formó nuestro vecindario planetario. En concreto, lo que hicieron fue calcular la masa total de sólidos y gas necesaria para formar todos los planetas, y “estirarla” de forma de lograr la forma del disco. Esta hipótesis tiene un requisito fundamental, y es que la posición de todos los planetas respecto al Sol es la misma en la actualidad que lo que era al inicio de su formación. El único problema fue que muy pronto se descubrió que no era cierto.

Todo se complica

La línea de nieve se define como la distancia al Sol en la que la temperatura es lo suficientemente baja como para que el agua pueda encontrarse en forma sólida, lo que tiene grandes efectos en la formación planetaria. Cálculos actuales sugieren que en el momento de formación del Sistema Solar, la línea de nieve se encontraba a unas 3 unidades astronómicas (una unidad astronómica o ua es la distancia entre el Sol y la Tierra), punto que marca un límite entre los planetas llamados terrestres (Mercurio, Venus, Tierra y Marte) y los gigantes (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno). La explicación para esto es que cerca del Sol, los únicos materiales sólidos disponibles son elementos pesados, principalmente compuestos en base a silicio. Estos elementos no son tan comunes en el disco, por lo que los planetas formados en esa zona van a ser relativamente pequeños y ricos en ellos. Sin embargo, fuera de la línea de nieve, debemos sumar una gran cantidad de hielo a los sólidos disponibles. Los planetas pueden ser entonces mucho más grandes y pesados, y por ello son capaces de capturar una envoltura gaseosa por encima de ese núcleo sólido, formada por hidrógeno y helio del disco, mucho más abundantes que los escasos sólidos, y alcanzar así tamaños gigantescos.

Como vemos, esta explicación es consistente con el Sistema Solar: cerca del Sol están los planetas rocosos y pequeños, lejos de él los gigantes con mucho gas y hielo. La luna de miel terminaría en 1995, cuando los científicos Michel Mayor y Didier Queloz anunciaron el descubrimiento del primer planeta fuera del Sistema Solar, descubrimiento que les valió el Premio Nobel de Física en 2019. 51 Pegasi b o Dimidio, como fue llamado posteriormente, es un exoplaneta orbitando en torno a la estrella de tipo solar 51 Pegasi. Lo que tomó a toda la comunidad por sorpresa fue que el planeta era de un tamaño comparable a Júpiter, pero orbitando a 0.05 ua, casi 10 veces más cerca de su estrella de lo que Mercurio está del Sol (figura 2). La pregunta fue entonces, ¿cómo un planeta que debería formarse lejos de su estrella se encuentra tan cerca? La única respuesta posible es que el planeta fue formado por fuera de la línea de nieve, y luego cambió su órbita hasta alcanzar su nueva posición. Este fenómeno es llamado migración planetaria.

Figura 2: comparación entre los el primer exoplaneta descubierto, 51 Pegasi b junto con su estrella, y Júpiter junto con nuestro Sol. El exoplaneta es demasiado grande para formarse en el lugar donde fue encontrado, por lo que tuvo que haberse formado lejos de su estrella y movido luego hasta allí . Crédito: adaptada desde NASA/JPL-Caltech

La formación planetaria se tornó de golpe en un problema mucho más complicado de lo que parecía inicialmente. Ahora no solo se debía comprender el proceso de formación en sí, sino también dónde se formaron los planetas y cuál fue su evolución hasta el estado presente. Esta pregunta sigue abierta hoy en día, y el artículo de hoy propone una idea que puede dar un poco de luz sobre este tema.

Júpiter: un planeta viajero

Las sondas que han visitado Júpiter, Galileo entre 1995 y 2003 y Juno entre 2016 y la actualidad, han encontrado evidencia de un enriquecimiento de elementos pesados (desde litio en adelante) en la parte superior de la atmósfera de Júpiter. Esto significa que si comparamos la abundancia de estos elementos en el Sol y Júpiter, ésta debería ser igual en los dos puesto que fueron formados con el gas del mismo disco, pero la encontrada en el planeta es mayor. Las posibles causas para explicar esta discrepancia son:

  • la atmósfera disolvió partes del núcleo sólido de Júpiter, y transportó ese material a las zonas superiores de la atmósfera.
  • el gas del disco en la zona donde Júpiter se formó era diferente al gas que formó el Sol.
  • una vez formado el planeta, una gran cantidad de material sólido entró en la atmósfera, fue destruido por la fricción y se incorporó a la atmósfera.

Las dos primeras explicaciones presentan algunos problemas al ser comparadas con las observaciones, por lo que los autores de este artículo analizaron la tercera opción. Para ello simularon un escenario que incluye la migración de Júpiter, la captura de gas desde el disco y la presencia de pequeños cuerpos sólidos llamados planetesimales, que pueden ingresar y ser incorporados a la atmósfera de Júpiter en un proceso llamado acreción. Si bien la acreción puede ocurrir en cualquier momento, una combinación de parámetros como la distancia al Sol, la masa del planeta y el tamaño de los planetesimales puede incrementar este efecto. La zona óptima donde ocurre este fenómeno es llamada por los autores el “punto dulce de los planetesimales” (SSP).

Los autores analizan dos casos para la posición inicial de Júpiter. En el caso 1, la posición inicial de Júpiter es 6.9 ua, y en el 2 es 18.3 ua. En ambos casos, el planeta migra hasta la posición actual del planeta, 5.2 ua (figura 3). En estos escenarios se estudian por un lado la cantidad de material sólido que entra a la atmósfera para determinar la abundancia total de elementos pesados, y por otro la masa del planeta en el momento que estos cuerpos entran, de forma de estudiar la distribución de elementos a distintas alturas de la atmósfera.

Figura 3: trayectorias de Júpiter usadas en el caso 1 (línea continua) y el 2 (línea punteada). Las condiciones iniciales del planeta están marcadas con un cuadrado y un círculo respectivamente, mientras que las condiciones finales en ambos casos están representadas con una cruz. La SSP para dos tamaños de planetesimales distintos están indicadas como un área coloreada. Crédito: figura 1 del artículo.

Como puede verse en los paneles superiores de la figura 4, la masa total de los planetesimales capturados es mucho mayor en el caso 2. Una explicación puede distinguirse a partir de la figura 3: en el caso 1, el planeta entra muy rápidamente en la zona SSP cuando su masa es todavía no demasiado grande, por lo que acreta menos material. Sin embargo, en el caso 2 se ve un gran aumento alrededor de un millón de años luego de iniciada la simulación. Allí es cuando el planeta entra en la zona SSP, más cercano a su masa final y por ello incrementando la cantidad de planetesimales acretados. A su vez, como puede verse en los paneles inferiores de la figura 4, esta acreción más tardía en el caso 2 genera que la mayoría del material se concentre en las zonas más superiores, consistente con las observaciones.

Figura 4: los paneles superiores muestran la masa total de planetesimales capturada en función del tiempo para el caso 1 (izquierda) y 2 (derecha), con distintos tamaños de planetesimales indicados en colores rojo, azul y negro. En el caso 2, la masa final es mucho mayor que en el 1. Los paneles inferiores muestran la cantidad de elementos pesados presentes a cierta altura de la atmósfera como función de la cantidad de masa encerrada a esa altura (es decir, como función de la altura misma). Nuevamente el caso 2 presenta mejores resultados, con más elementos pesados en las zonas superiores. Crédito: figura 2 del artículo.

Aunque se advierte que estas simulaciones fueron realizadas en un caso simplificado, por ejemplo sin tener en cuenta la influencia de otros planetas, los autores proponen que el caso 2, donde Júpiter migra desde una posición inicial alrededor de 20 ua, es más cercana a las observaciones. La figura 5 muestra un resumen de los resultados presentados en este artículo.

Figura 5: resumen de los resultados obtenidos: en el caso 1, la acreción de planetesimales comienza muy temprano, por lo que no se logra un enriquecimiento de las capas superiores como el observado. En cambio, en el caso 2 al comenzar más tarde, se logra capturar más material sólido y éste se mezcla con las partes superiores, coincidiendo con las observaciones. Crédito: figura 5 del artículo.

Si bien falta mucho trabajo en esta área para finalmente entender cómo se formó nuestro Sistema Solar, una cosa está muy clara: aunque hemos avanzado mucho desde ese lejano 1734, todavía quedan muchas preguntas por responder en esta fascinante área.

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