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| Un pacífico gigante gaseoso a la deriva en algún lugar de la galaxia. Pequeños grupos de asteroides lo orbitan, siempre amenazando con caer y arder en la espesa atmósfera. Fuente: ArtStation |
Los gigantes gaseosos del sistema solar, como Júpiter, Saturno y los exoplanetas masivos, se formaron mediante la acreción de gas en los núcleos sólidos, cada uno con una masa de aproximadamente 10 masas terrestres. Sin embargo, la rápida migración debida a la interacción disco-planeta impide la formación de tales núcleos masivos mediante la acreción de planetesimales. El crecimiento del núcleo a través de la acreción de guijarros requiere discos protoplanetarios muy masivos, ya que la mayoría de los guijarros caen en la estrella central. En un nuevo artículo, astrofísicos de la Universidad de Nagoya y la Universidad de Tohoku informan del resultado de simulaciones por ordenador de la evolución por colisión desde el polvo hasta los gigantes gaseosos en un disco protoplanetario completo.
"Ya sabemos bastante sobre cómo se forman los planetas", afirma el Dr. Hiroshi Kobayashi, investigador del Departamento de Física de la Universidad de Nagoya.
"El polvo que se encuentra en los discos protoplanetarios de gran alcance que rodean a las estrellas recién formadas colisiona y se coagula para formar cuerpos celestes llamados planetesimales. A continuación, estos se acumulan para formar planetas".
"A pesar de todo lo que sabemos, la formación de gigantes gaseosos, como Júpiter y Saturno, ha desconcertado durante mucho tiempo a los científicos".
"Esto es un problema, porque los gigantes gaseosos juegan un papel enorme en la formación de planetas potencialmente habitables dentro de los sistemas planetarios".
"Para que los gigantes gaseosos se formen, primero deben desarrollar núcleos sólidos que tengan suficiente masa, unas 10 veces la de la Tierra, para arrastrar las enormes cantidades de gas que les dan nombre".
"Los científicos han luchado durante mucho tiempo para entender cómo crecen estos núcleos".
El problema es doble: (1) el crecimiento del núcleo a partir de la simple acumulación de planetesimales cercanos llevaría más tiempo que los varios millones de años durante los cuales sobreviven los discos protoplanetarios que contienen polvo; (2) los núcleos planetarios en formación interactúan con el disco protoplanetario, haciendo que migren hacia el interior de la estrella central; esto hace que las condiciones sean imposibles para la acumulación de gas.
Para abordar este problema, el Dr. Kobayashi y el Dr. Hidekazu Tanaka, del Instituto Astronómico de la Universidad de Tohoku, utilizaron tecnologías informáticas de última generación para desarrollar simulaciones que puedan modelar cómo el polvo que se encuentra dentro del disco protoplanetario puede colisionar y crecer para formar el núcleo sólido necesario para la acumulación de gas.
"El nuevo programa es capaz de manejar cuerpos celestes de todos los tamaños y simular su evolución mediante colisiones", dijo el Dr. Kobayashi.
Las simulaciones mostraron que los guijarros de las partes exteriores del disco protoplanetario se desplazan hacia el interior para convertirse en planetesimales helados a unas 10 UA de la estrella central.
Una unidad astronómica representa la distancia media entre la Tierra y el Sol. Júpiter y Saturno están a unas 5,2 y 9,5 UA del Sol, respectivamente.
El crecimiento de los guijarros en planetesimales helados aumenta su número en la región del sistema planetario en desarrollo que se encuentra a unas 6-9 UA de la estrella central.
Esto favorece un alto índice de crecimiento del núcleo, lo que da lugar a la formación de núcleos sólidos lo suficientemente masivos como para acumular gas y convertirse en gigantes gaseosos en un periodo de unos 200.000 años.
"Esperamos que nuestra investigación ayude a dilucidar por completo el origen de los planetas habitables, no solo en el Sistema Solar, sino también en otros sistemas planetarios alrededor de las estrellas", dijo el Dr. Kobayashi.
Fuentes, créditos y referencias:
Hiroshi Kobayashi & Hidekazu Tanaka. 2022. Rapid Formation of Gas-giant Planets via Collisional Coagulation from Dust Grains to Planetary Cores. ApJ 922, 16; doi: 10.3847/1538-4357/ac289c
Créditos a SciNews