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La formación de sistemas planetarios

Jack J. Lissauer, NASA Ames Research Center

Se ha observado que las estrellas se forman en el interior de regiones frías de las galaxias llamadas nubes moleculares. Una masa de gas y polvo en el interior de una nube molecular puede colapsarse y formar un disco que se sostiene por rotación y que orbita una estrella que se sostiene por la presión. Dicho disco tiene la misma composición elemental que la estrella en formación. A una distancia suficiente de la estrella central la temperatura es lo suficientemente baja para que aproximadamente de un 1 a un 2 por ciento de este material esté en forma sólida, ya sea como granos residuales interestelares o como condensados formados en el interior del disco.

 Durante la fase de colapso el disco es muy activo y probablemente muy turbulento. Cuando el colapso se hace mucho más lento o se detiene, el disco se va volviendo más inactivo. Mediante colisiones físicas, y la probable acción de la gravedad colectiva, a partir de partículas micrométricas de polvo interestelar se van formando planetesimales que pueden alcanzar un tamaño kilométrico.

La dinámica de los cuerpos sólidos mayores en el interior de discos protoplanetarios está mejor caracterizada. Las perturbaciones primarias sobre las órbitas de planetesimales de tamaño kilométrico y de plantesimales mayores en discos protoplanetarios son interacciones gravitacionales mutuas y colisiones físicas. Estas interacciones causan la acreción (y en algunos casos la erosión y la fragmentación) de planetesimales. Los planetas más masivos presentan las secciones transversales de colisión más intensificadas por la gravitación y acrecionan casi todo aquello con lo que chocan. La distribución del tamaño de los cuerpos sólidos es bastante irregular, con unos cuantos cuerpos de gran tamaño que crecen mucho más deprisa que el resto del enjambre hasta que han acumulado la mayoría de los cuerpos más pequeños que se encuentran en su campo gravitacional.

Continúa el crecimiento lento (al menos para planetas sólidos del tipo de la Tierra) mientras las perturbaciones mutuas gravitacionales de largo alcance aumentan la excentricidad de los planetas embrionarios. A medida que las masas planetarias aumentan, también aumenta su eficacia para causar el movimiento con velocidades al azar de los cuerpos vecinos. Si hay planetas densos y lo suficientemente masivos que estén bastante alejados de la estrella, pueden expeler material al espacio interestelar.

En la mayoría de los modelos, los planetas gigantes empiezan su crecimiento como planetas terrestres, pero si se vuelven suficientemente masivos antes de que el disco protoplanetario se disipe, pueden acumular grandes cantidades de gases. El. tiempo de crecimiento de un planeta gigante calculado a partir de modelos actuales es similar al tiempo de vida calculado para el disco protoplanetario gaseoso. Por tanto, no podemos afirmar ni negar que en la mayoría de los discos protoplanetarios se formen planetas gigantes. No obstante, los planetas que se hacen masivos y al mismo tiempo conservan gran candidad de restos de gas en el disco pueden migrar hacia la estrellas como consecuencia de sus interacciones gravitacionales con el disco.

Lecturas recomendadas:
Lissauer, JJ. 1993. Planet formation. Ann Rev Astron Astrophys 31:129-174
Lissaure, JJ. 1999. How common are habitalbe planets? Nature 402:C11-C14