¿De dónde vino Júpiter?
El origen del planeta más grande del Sistema Solar -que algunos astrónomos consideran una “estrella abortada”- sigue siendo uno de los grandes hándicaps de la teoría de la formación de sistemas planetarios.
Nuestra historia empieza con una fría envoltura de polvo y gas que sufre un colapso gravitatorio y genera lo que los astrónomos llaman el núcleo de una protoestrella. Mientras tiene lugar esta caída de materia desde la envoltura, el núcleo rota a gran velocidad. Al final el colapso acaba deteniéndose por dos motivos: o bien porque la envoltura desaparece engullida por la estrella recién nacida o bien por efecto del viento solar generado por ella, que la barre hacia afuera. Es más, la primera vez que surge este peculiar viento lo hace en forma de dos chorros de gas que salen por los polos de la estrella: es una fase que dura 100.000 años y se cree que por ella pasan todas las estrellas de poca masa, como la nuestra.
Cuando el polvo desaparece la temperatura superficial de la estrella alcanza los 4.000 grados y posee una luminosidad varias veces la del Sol en la actualidad. En este momento la estrella ha perdido casi toda su velocidad de rotación y se queda en unos relajados 20-50 km/h: es la fase que se llama de T Tauri, en honor a la primera estrella que se encontró en esta fase de la evolución estelar.
Del disco protoplanetario a los planetesimales
Un millón de años después de terminar el colapso el disco ha perdido la mitad de su masa debido al viento o a las turbulencias. El polvo, que está situado en el plano medio de la estrella, empieza a “coagular”, a agregarse, formando pequeños cuerpos rocosos que reciben el nombre de planetesimales: Nueva teoría de la formación de la Tierra (muyinteresante.es)esto sucede por colisiones entre ellos, porque aún no tienen masa suficiente para atraerse unos a otros gravitatoriamente; sólo cuando alcancen un tamaño aproximado de un kilómetro podrán hacerlo. Finalmente, cuando la estrella alcance los 10 millones de años de edad todo el gas circundante habrás sido expulsado de los alrededores quedando un Sistema Solar limpio e impoluto.
Esto es conocido como el modelo de acreción de sistemas planetarios. Por supuesto se trata de un modelo numérico y, por tanto, de una simulación. Estas investigaciones son habituales en astronomía: la única forma de conocer cómo funcionan las estrellas y galaxias es mediante simulaciones numéricas cuyos resultados se comparan con las observaciones: si los resultados computacionales coinciden con los observados por los telescopios podemos estar razonablemente seguros de que vamos por buen camino.
Modelos de formación
En el campo de la recreación de sistemas planetarios los primeros trabajos se iniciaron a mediados de la década de 1960. El primero en abordarlo no fue un astrónomo sino un ingeniero de la RAND Corporation (una empresa que habitualmente contrata proyectos para las fuerzas armadas estadounidenses) llamado Stephen H. Dole. Su interés estaba dirigido por la búsqueda de posible vida extraterrestre: en 1964 acababa de publicar junto con Isaac Asimov el libro Habitable Planets For Man. Ese mismo año comenzó a desarrollar un programa de ordenador para generar sistemas planetarios, que culminó en 1965. El desarrollo -y quien hizo la mayor parte del trabajo- fue de un compañero de empresa y analista de sistemas llamado Jerry Rice. La versión final del programa se llamó ACRETE y estaba escrito en un lenguaje de programación que hoy muy pocos recuerdan, FORTRAN. Los primeros resultados los obtuvieron entre marzo de 1966 y abril del año siguiente y aparecieron publicados en marzo de 1969 bajo el título Computer Synthesis of the origin of the Solar System.
El modelo de Dole era muy sencillo y suponía que los planetas aparecían por agregación de partículas contenidas en la nube de polvo y gas. El mecanismo de simulación también era muy simple: inyectaba en la nube un núcleo protoplanetario que seguía una órbita elíptica de parámetros escogidos aleatoriamente. El planetoide absorbía materia de la nube a medida que recorría su órbita hasta alcanzar cierta masa crítica; entonces empezaba a acretar gas. Una vez que el primer protoplaneta recorría su órbita el programa colocaba uno nuevo, y así sucesivamente hasta que el polvo desaparecía por completo.
La mejora del modelo
Éste fue el estándar de investigación en formación de planetas durante varias décadas. El programa se fue mejorando y se introdujeron otras variables, como las interacciones gravitatorias o las colisiones entre planetoides. El paso de los años, con el desarrollo de nuevas y más detalladas bases teóricas al aumento de la potencia de cálculo de los computadores, ha ido perfilando la imagen que tenemos hoy en día: dentro del disco protoplanetario lo primero que se forma son núcleos de hielo y roca que acabarán convirtiéndose en los centros de los planetas. Después el gas y polvo interestelar de la zona se va fijando a esos núcleos, haciéndolos crecer.
Hasta aquí todo va bien, pero es a partir de este momento cuando el cuidadoso edificio de la formación de planetas se derrumba. Porque este modelo tiene un talón de Aquiles y justamente en el primer paso del proceso: si queremos que se acumule una atmósfera importante, como la que tiene cualquier gigante gaseoso, se necesita un núcleo sólido de al menos 10 veces la masa de la Tierra. Y lo que es peor, tiene que haberse formado en unos pocos millones de años. Como tantas cosas en esta vida, el principal escollo del modelo estándar de formación de sistemas planetarios es, como tantas cosas en esta vida, la falta de tiempo. En este caso el proceso de formación es demasiado lento pues, como hemos visto antes, la estrella barre de gas su sistema 10 millones de años después de haber nacido. Por entonces a aquellos cuerpos que están destinados a convertirse en gigantes gaseosos no les ha dado tiempo de crecer y sin gas por los alrededores, no hay planeta gaseoso. ¿Entendemos el problema? La Tierra, y los demás planetas rocosos, pueden tardar en formarse los 30 millones de años que predice la teoría, pero los gigantes gaseosos tuvieron que ver la luz 20 millones de años antes, cuando el disco de gas no había desaparecido.
¿Cómo resolver el enigma? Nadie tenía mucha idea hasta que un grupo de investigadores liderado por Halrold Levison, un astrónomo de bien poblada barba y especializado en mecánica planetaria, publicaba el artículo titulado Growing the Gas Giant Planets by Gradual Accumulation of Pebbles. Hasta entonces todos los modelos computacionales usaban la vieja regla de similar se “come” lo similar: las rocas incorporan rocas y se hacen montañas, que se unen a montañas para hacerse más grandes y así sucesivamente. Levison y sus colegas se dieron cuenta de que la respuesta al problema estaba en lo que llamaron la acreción de pepitas.
Los modelos actuales proponen que las 'pepitas', objetos de tamaño entre un centímetro y un metro, se agregaron para formar objetos de 100 a 1000 km de diámetro. Estos planetesimales se acretaron después para formar los núcleos de los planetas gigantes, pero si seguimos por este camino lo que se produce al final no es un Júpiter sino toda una población de cuerpos con masas parecidas a la Tierra. Levison y sus colegas pensaron que podían superar esta dificultad si las pepitas se formaban a un ritmo lo suficientemente lento como para permitir que los planetesimales tuvieran tiempo para dispersar a sus “hermanos” del disco de pepitas y así quedarse con todo el pastel. “El crecimiento de los núcleos requiere de cierto tiempo para poder expulsar a sus competidores lejos de las pepitas y hacerles morir de hambre” dice la astrónoma Katherine Kretke. Es más, el gas de los alrededores pudo haber desempeñado un importante papel al aumentar la eficacia de este proceso de acreción: las pepitas seguirían una órbita en espiral hacia el núcleo ayudadas por un intenso viento de cara de gas interestelar.
Lo interesante de este modelo es que reproduce perfectamente la estructura del Sistema Solar: “Hasta donde sabemos, este modelo es el primero en reproducir la estructura del Sistema Solar exterior, con dos gigantes gaseosos, otros dos intermedios (Urano y Neptuno) y un prístino cinturón de Kuiper”, dice lleno de orgullo Levison.
Este nuevo modelo proporciona un mecanismo de formación 1000 veces más rápido que el tradicional, ya que en lugar de que objetos similares se agreguen juntos, un objeto dominante puede engullir el material de los alrededores con rapidez y echar a otros similares lejos de donde está. Tras este éxito computacional solo hace falta ver si este modelo tiene algún tipo de corroboración observacional.
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