De Mercurio a las supertierras, ¿cómo se forman los planetas rocosos?

Si tan solo observamos los planetas de nuestro sistema solar nos daremos cuenta de que tienen características muy dispares. Dentro de Júpiter, el planeta más grande cabría Mercurio, el planeta más pequeño, más de veintitrés mil quinientas veces. Saturno es menos denso que el agua, mientras que la Tierra es tan densa como metales como el germanio y el galio y el doble de densa que el aluminio. Los planetas interiores tienen una composición rocosa, mientras que los exteriores están compuestos principalmente de gases. Y a pesar de todas estas diferencias, todos ellos se formaron a partir del disco protoplanetario que rodeaba al Sol en los primeros millones de años tras su formación.

Si además dirigimos nuestra crítica mirada a otros sistemas solares, donde se han formado exoplanetas de tamaño similar a nuestra luna, otros decenas de veces más masivos que Júpiter y otros con composiciones rocosas pero varias veces mayores que la Tierra, esta disparidad se hace todavía más evidente. En muchos de estos sistemas encontramos varias supertierras o planetas más pequeños de tamaños similares, como si dichos sistemas fueran máquinas de producir planetas idénticos. Un caso famoso es el del sistema TRAPPIST-1. Este sistema consiste en una estrella enana roja alrededor de la cual orbitan siete planetas rocosos de tamaños muy similares a la Tierra. El más pequeño de ellos tiene un radio aproximadamente un 23 % menor que nuestro planeta (y por tanto más grande que Marte) mientras que el más grande es apenas un 13 % mayor.

Hasta ahora no éramos capaces de entender cómo podían crearse tantos planetas de tamaños tan próximos alrededor de una estrella, pero un nuevo modelo de formación de planetas rocosos podría ser capaz de explicar tanto la formación de supertierras similares, como de sistemas como TRAPPIST-1 así como nuestro propio sistema solar. Sabemos que los planetas se forman a partir del material que orbita alrededor de la protoestrella que ocupa el centro de cualquier sistema solar, o del conjunto de estrellas en caso de sistemas múltiples. Este material forma un disco, llamado protoplanetario. Debido a la radiación emitida por la protoestrella central, en la región interior de este disco se concentra el material menos volátil, como metales o granos de rocas, mientras que en el exterior se concentra material como el agua, metano, amoníaco o el hidrógeno y helio que conforman la mayor parte de la masa de cualquier sistema estelar del universo.

De todo este material van surgiendo los diferentes planetas, satélites, asteroides, cometas y demás objetos que habitan en cualquier sistema estelar. En nuestro sistema solar se han formado planetas de dos tipos diferentes, los rocosos y pequeños y los gaseosos y grandes, pero ninguno del tercer tipo, los conocidos como supertierras. Planetas varias veces más masivos que la Tierra pero de composición rocosa, alguno de los cuales puede incluso albergar una atmósfera rica en hidrógeno, dándole un aspecto más próximo al de un gigante gaseoso. Modelos antiguos de formación de estas supertierras predecían que se formarían en la misma región que los gigantes gaseosos pero que acabarían migrando a la región interior de su sistema solar. Estos modelos predecían que dichos planetas estarían formados en gran parte de agua. Las observaciones nos han mostrado que esto no es así y que suelen ser demasiado densos, acumulando gran parte de su masa en forma de rocas y metales.

Además, este modelo significaba que habría una diferencia fundamental entre las supertierras y los planetas más similares a la propia Tierra o Mercurio o Marte. Más recientemente se ha llegado a un modelo capaz de explicar la formación de todos estos planetas con un mismo mecanismo y capaz de explicar los tamaños similares entre planetas observados en otros sistemas estelares. Este modelo surgió originalmente para explicar la formación de las lunas de Júpiter, pero puede extenderse a la formación planetaria.

El material sólido del disco protoplanetario no se extendería uniformemente por la región interior, sino que formaría una especie de anillo concentrado en el que el rozamiento del polvo, que lo llevaría a caer hacia la estrella, y la fuerza ejercida por su radiación y por el viento solar se compensarían, creando esta región estable. Sería aquí donde se formarían los planetas rocosos, que al alcanzar un cierto tamaño abandonarían el anillo por rozamiento con el resto de partículas que lo componen. El tamaño final de los planetas generados en dicho anillo estaría relacionado con el tamaño, composición y densidad de los granos que forman dicho polvo. En un anillo más denso con granos pequeños se formarían planetas grandes como supertierras. En un anillo poco denso se formarían planetas con tamaños más pequeños y dispares, pues no habría suficiente material como para hacer crecer a cada planeta hasta el tamaño máximo.

Por tanto de este modelo deduciríamos que la nube de gas y polvo que formó los planetas de TRAPPIST-1 debía ser muy denso aunque no excesivamente masivo, pues formó planetas de tamaño similar aunque más pequeños que las supertierras. La nube de polvo que formó los planetas rocosos del sistema solar debía ser mucho menos densa y proporcionalmente masiva y por eso acabamos con cuatro planetas de distintos tamaños. De hecho, los siete planetas de TRAPPIST-1 que, recordamos, son todos de tamaño similar a la Tierra, tienen una masa similar a la de los 8 planetas del sistema solar, si comparamos ambos conjuntos con las masas de sus estrellas.

Referencias:

Batygin, K., Morbidelli, A. Formation of rocky super-earths from a narrow ring of planetesimals. Nat Astron (2023). https://doi.org/10.1038/s41550-022-01850-5

Fuente de TenemosNoticias.com: www.muyinteresante.es

Publicado el: 2023-03-06 08:00:00
En la sección: Muy Interesante