A lo largo de los últimos dos años, ha surgido un modelo estándar para explicar cómo se forman los sistemas solares. Usando nuestro propio sistema solar como guía, el modelo explica la existencia de una estrella central (nuestro Sol), un sistema de planetas “terrestres” rocosos internos, y un sistema de planetas “gigantes gaseosos” externo, todos orbitando en el mismo plano de rotación a la estrella central.Los recientes descubrimientos de sistemas planetarios alrededor de otras estrellas han desafiado a este modelo. Estos descubrimientos de exoplanetas han incluido a planetas gigantes gaseosos en órbitas cercanas a sus estrellas, algunos de las cuales están en planos de rotación radicalmente distintos de sus estrellas primarias.
Desviación del modelo
En el modelo generalmente aceptado para la formación del sistema solar, todo se inicia con una nebulosa (o nube) que contiene gas y polvo. La atracción gravitatoria provoca que la nube colapsa, y si el colapso no es perfectamente simétrico, el momento angular llevará a que la nube forme un disco giratorio casi plano.
La mayor concentración de material se recoge en el centro del disco, formando una protoestrella, mientras que los protoplanetas pueden formarse a cierta distancia del centro, alrededor de áreas con una densidad mayor que la media dentro del disco. Cuando la protoestrella finalmente recopila suficiente materia, se inicia la reacción de fusión y se convierte en una joven estrella, calentando la parte interna del disco y evaporando cualquier gas que pueda haber recogido – lo cual explica de forma natural por qué los planetas que se forman cerca de la estrella son rocosos. A mayores distancias, los gases pueden permanecer en forma helada y acretarse en planetas gigantes gaseosos. El radio límite que define la división entre los planetas rocosos internos y los gigantes de gas exteriores es conocida como la “línea de hielo”.
Tanto dentro como fuera de la línea de hielo, los planetas barren material dentro de un radio particular del disco conforme orbitan la estrella, y con el tiempo acumulan todo el polvo (y más allá de la línea de hielo, el gas) disponible en ese radio. La interacción entre los planetas y la estrella central finalmente deja a la mayor parte de planetas en órbitas estables casi circulares.
A lo largo de los últimos años, conforme se han descubierto exoplanetas alrededor de otras estrellas, hemos aprendido que no todos los sistemas solares siguen nuestra receta. Entre los primeros exoplanetas encontrados estaban los llamados “Júpiter calientes”, planetas gigantes gaseosos en órbitas cerradas alrededor de las estrellas. Entonces aparece el caso de un planeta gigante gaseoso que orbita a una enana marrón en un sistema que no ha estado desarrollándose el suficiente tiempo para la lenta acreción de partículas de hielo predichas por el modelo de condensación. Además, un equipo de astrónomos del Observatorio de Ginebra recientemente anunciaron que una mayoría de los 27 “Júpiter calientes” no orbitan en el mismo plano de rotación que su estrella madre, y seis de ellos están en una órbita retrógrada (opuesta a la dirección de rotación de la estrella madre).
Se han sugerido distintos esquemas para explicar cómo un gigante gaseoso podría formarse más allá de la línea de hielo y luego moverse hacia la estrella para convertirse en un “Júpiter caliente”. Un modelo, conocido como “migración”, implica la interacción entre un gigante gaseoso y un anillo de restos de la nebulosa protoplanetaria. La interacción de marea entre el gigante gaseoso, la estrella principal y el anillo de restos podría provocar que el gigante gaseoso cayese lentamente en espiral, llegando finalmente a una órbita circular cercana a la estrella principal. No obstante, este modelo aún dejaría al gigante gaseoso orbitando en el plano de rotación principal de la estrella. No puede explicar la alta inclinación y órbitas retrógradas observadas por el equipo de Ginebra.
Predecir órbitas retrógradas
Existe, sin embargo, un modelo que puede explicarlas: En un artículo de 2007, el estudiante graduado de Princeton, Daniel Fabrycky, expandiendo el anterior trabajo de otros, demostró cómo podría ocurrir esto en un sistema estelar binario. En este escenario, la estrella principal está orbitada por una lejana estrella compañera, y la interacción gravitatoria entre un planeta gigante gaseoso que orbita la estrella principal, y la estrella compañera, podría desestabilizar la órbita del gigante gaseoso. Esto convertiría la órbita circular del planeta en el plano de rotación de la estrella primaria, en una órbita excéntrica muy similar a la de un cometa, significativamente inclinada respecto al plano de rotación. Con el tiempo, la interacción de marea entre el gigante gaseoso y la estrella principal hace circular la órbita del gigante gaseoso en su distancia más cercana a la estrella primaria – haciendo de él un Júpiter caliente. Cuando Fabrycky usó su simulación para modelar variaciones de su teoría, encontró que una proporción significativa de los gigantes gaseosos que modeló terminaban en una órbita retrógrada, opuesta a la dirección de giro de la estrella primaria – como posteriormente observó el grupo de Ginebra.
Incluso sin una compañera binaria lejana, la órbita del gigante gaseoso podría quedar desestabilizada si un número de otros planetas gigantes del mismo sistema se acerca mucho. Un artículo de 2008 de Mikio Nagasawa del Instituto Tecnológico de Tokio encontró que las interacciones entre los planetas gigantes gaseosos podrían producir un porcentaje significativo de Júpiter calientes, con “un amplio rango de inclinaciones orbitales (incluso las retrógradas)”.
Como dice Fabrycky (que ahora es becario en el Centro Harvard-Smithsoniano para Astrofísica): “Si tienes un planeta con una órbita muy inclinada, similar a la de un cometa, los elementos orbitales se acoplan. Esto te da un momento angular muy pequeño, y hace que sea fácil cambiar la órbita a un movimiento retrógrado”.
Fabrycky cree que el descubrimiento de los exoplanetas Júpiter calientes en órbitas retrógradas no invalida el modelo estándar de acreción, pero su existencia “genera un nuevo punto de vista. En general, los sistemas solares son caóticos y violentos”, lo que significa que nuestro “relativamente pacífico” sistema solar puede ser una excepción.
Desestabilizando la posibilidad de vida
Rory Barnes, Asociado Posdoctoral de Investigación en Astronomía y Astrobiología en la Universidad de Washington, está de acuerdo con Fabrycky en ese punto. “El modelo simple y tranquilo que creemos que funciona en nuestro sistema solar, no es ubicuo. Hay muchas cosas que no pudimos anticipar”.
Barnes también concuerda en que una estrella compañera en un sistema binario podría desestabilizarlas órbitas planetarias, pero añade que: “Tuve una época difícil pensando que eventos improbables como este podrían llevar a un gran porcentaje de planetas a órbitas retrógradas”.
Sea cual sea el mecanismo, cualquier proceso que desestabilice la órbita de un gigante gaseoso lo suficiente para cambiar el plano de su órbita y llevarlo cerca de su estrella primaria, sería firmar la sentencia de cualquier planeta terrestre del mismo sistema. La interacción con el gigante gaseoso probablemente desestabilizaría la órbita de los planetas en el sistema solar interior, potencialmente lanzándolos fuera del sistema solar y haciendo improbable que tuviese tiempo para desarrollarse la vida que conocemos.
De este modo, si los sistemas planetarios con gigantes gaseosos renegados resultan ser comunes, la vida como la conocemos podría ser muy rara.
Autor: John Ruley
Fecha Original: 7 de julio de 2010
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