Preparando el escenario: Resumen sobre lo que sabemos de la formación planetaria

Los investigadores María Paula Ronco y Octavio Guilera participaron de un artículo que resumen el estado del arte sobre esta investigación.

Los procesos más importantes de la formación planetaria se resumen en un reciente review, un artículo de revisión que resume el estado actual del arte y el entendimiento sobre algún tópico en particular, en el que participaron María Paula Ronco y Octavio Guilera, investigadores del Núcleo Milenio de Formación Planetaria. Este artículo, que acaba de ser aceptado para publicar en el Space Science Review Topical collection, fue liderado por la Dra. Julia Venturini, quien actualmente es parte del Space Science Institute en la Ciudad de Berna, Suiza.

El trabajo concentra conceptos claves, como los efectos de la migración planetaria, y expone las diferencias, problemas y ventajas que surgen de considerar guijarros (llamados “pebbles”) o planetesimales a la hora de formar planetas -en el marco del modelo estándar de acreción del núcleo-. El artículo además se enfoca en describir los procesos que pudieron haber dado origen al agua en la Tierra y sobre cuál pudo haber sido el rol de Júpiter en dichos procesos.

Este artículo de revisión plantea también una descripción actualizada y detallada del estado del arte de lo que se conoce sobre el contenido de volátiles en exoplanetas, como contenido de agua por ejemplo,  y en cómo se puede explicar estos contenidos desde los modelos de formación e interiores planetarios.

Paula Ronco comenta que este artículo de revisión comenzó a desarrollarse exactamente hace un año y surgió como resultado del Workshop “Understanding the Diversity of Planetary Atmospheres”, realizado en la ciudad de Berna en Noviembre de 2018. Además, este trabajo será el capítulo introductorio del SSSI (Space Science Series of ISSI) Book Vol.81 “Understanding the Diversity of Planetary Atmospheres”.

Cuando se escribe un artículo científico, este es primero evaluado por un Editor y luego por uno o más pares externos o “referees” que revisan el artículo anónimamente. “Llevó mucho trabajo, tiempo de escritura, de discusión y de revisión, sobre todo dado que fue sometido a la evaluación de 3 pares externos. Sin embargo el trabajo se hizo ameno y divertido porque además de colegas, los tres somos amigos desde hace tiempo, y eso sin dudas marcó la diferencia”, dice Ronco.

Los investigadores explican que dentro del modelo estándar de formación planetaria no hay completo acuerdo respecto a cuál sería el tamaño predominante que tiene el material sólido que forma a los planetas. Hasta la fecha, las teorías predicen que estos objetos pueden ser guijarros  (objetos pequeños, con tamaños del orden del centímetro y ligados al disco de gas) o planetesimales (objetos con tamaños desde subkilométricos a cientos de kilómetros). Sin embargo, si bien ambas teorías tienen virtudes, también presentan baches o problemas. “Por ejemplo, considerar a los planetesimales como los objetos predominantes dificulta la formación de planetas gigantes gaseosos en escalas de tiempo acordes a la disipación de los discos protoplanetarios. Esto ocurre porque los planetesimales se excitan al ser perturbados gravitatoriamente por el embrión que está creciendo y sus velocidades relativas aumentan. Al ser objetos grandes, la fuerza de arrastre generada por el gas del disco no es capaz de reducir dichas velocidades, lo que hace que sean más difíciles de acretar, y por ende, el crecimiento del planeta es más lento. Si por el contrario consideramos a las pebbles como los objetos que más abundan en las primeras etapas de formación, los planetas gigantes gaseosos se forman demasiado eficientemente, es decir, en general muy rápido. Esto pasa porque las pebbles, al ser mucho más chicas están dinámicamente acopladas al gas circundante, y por ende, más fáciles de acretar. Sin embargo esta eficiencia predice una tasa de formación alta de planetas gigantes, lo que no se condice con las observaciones de estos objetos que representan menos del ~15% de los exoplanetas conocidos”, comenta Ronco.

El segundo gran tópico que se aborda en el artículo es el enriquecimiento de material volátil en las regiones internas de los sistemas planetarios,  enfatizando los procesos que pudieron dar origen al agua en la Tierra. La pregunta clásica que desde hace años se intenta responder es: ¿de dónde proviene y cuándo se adquirió el agua de la Tierra? Si bien existen varias posibles explicaciones que, en diferente medida, dan respuesta a esta pregunta, la más aceptada actualmente sugiere que al menos la gran mayoría del agua de la Tierra provino de la dispersión de planetesimales/asteroides primitivos provenientes de la región externa del cinturón de asteroides, ubicado entre las órbitas de Marte y Júpiter. Los planetas gigantes del Sistema Solar jugaron un rol importante en este proceso. Principalmente Júpiter que, durante su proceso de formación pudo haber actuado primero como una barrera, evitando que material rico en agua alcanzara las zonas más internas del Sistema Solar, y luego, ya habiendo alcanzado una masa de unas 50 veces la de la Tierra, colaborando a la dispersión de planetesimales ricos en agua hacia la zona de formación de nuestro planeta.

“Lo interesante es que la formación de Júpiter a partir de la acreción conjunta de pebbles y planetesimales, ya no unos o los otros, puede ayudar a explicar mejor este escenario y particularmente a explicar los pocos volátiles que globalmente tienen los planetas internos del Sistema Solar”, agrega Ronco.

Por último, este artículo revisa los más recientes descubrimientos, tanto teóricos como observacionales, sobre el contenido de material volátil en los exoplanetas conocidos. Durante los últimos años, la misión Kepler mostró que los planetas más abundantes y comunes en la vecindad solar tienen radios entre el de la Tierra y el de Neptuno pero, sin embargo, no hay ejemplares de estos casos en nuestro propio Sistema Solar.

Las observaciones de la misión Kepler, explican los astrónomos, revelaron una distribución bimodal en los tamaños de los planetas cercanos a sus estrellas anfitrionas, con períodos menores a los 100 días. Los planetas se acumulan alrededor de dos tamaños máximos particulares: 1.3 y 2.4 radios terrestres, mostrando una región donde se observa una ausencia de planetas, en 2 radios terrestres, conocida como “Valle de fotoevaporación”. La teoría más aceptada hasta la fecha es la posible fotoevaporación que pudieron haber sufrido las atmósferas de los exoplanetas debido a la radiación proveniente de la estrella central, una vez que el disco de gas se disipó.

“Para explicar los dos máximos en la distribución de tamaños, se cree que los planetas del primero deben haber tenido atmósferas muy tenues, que se evaporaron por completo dejando al planeta desnudo, mientras que los que forman el segundo, deben haber sido planetas con envolturas mucho más significativas que no se evaporaron del todo y dejaron a los planetas con un radio más extendido. El valle en medio de los dos máximos sólo puede reproducirse si los núcleos de los planetas son completamente rocosos. De ser así, los planetas que conforman el primer máximo tuvieron que formarse en ambientes prácticamente secos, libres de volátiles, lo que es en realidad un problema para los modelos de formación que predicen lo contrario, y por lo tanto es aún un tema abierto en la comunidad”, comenta Venturini.

Otro punto importante que destaca Paula Ronco es que este trabajo de revisión fue realizado íntegramente por investigadores nacidos en el Cono Sur.

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