Si astrónomos alienígenas alrededor de una estrella lejana hubiesen estudiado el
joven Sol hace unos 4 mil millones de años, ¿podrían haber visto señales de una
Tierra recién formada orbitando a esta insignificante estrella amarilla? La
respuesta es sí, según lo que dice Scott Kenyon (Observatorio Astrofísico
Smithsoniano) y Benjamin Bromley (Universidad de Utah). Más aún, su modelo por
ordenador dice que podemos usar estas mismas señales para localizar lugares en
donde se estén formando jóvenes planetas del tamaño de la Tierra que, un día,
puedan albergar vida.
La clave para localizar Tierras recién nacidas, dicen Kenyon y Bromley, es
buscar no al planeta mismo, sino un anillo de polvo orbitando a la estrella que
es una huella de la formación de un planeta terrestre (rocoso).
"Las
posibilidades son: si hay un anillo de polvo, hay un planeta", dice Kenyon.
Los buenos planetas son difíciles de encontrar
Nuestro
sistema solar se formó a partir de un disco giratorio de gas y polvo, denominado
disco protoplanetario, que orbitaba alrededor del joven Sol. Los mismos
materiales se encuentran en toda la galaxia, así que las leyes físicas predicen
que en otros sistemas estelares se formarán de un modo similar.
Aunque
los planetas pueden ser muy comunes, son difíciles de detectar porque son
demasiado débiles y están muy cerca de una estrella mucho más brillante. Por
esto, los astrónomos buscan planetas buscando evidencias indirectas de su
existencia. En los sistemas planetarios jóvenes, esa evidencia puede presentarse
en el mismo disco, y en como el planeta afecta al disco de polvo del cual se
forma.
Los grandes planetas, del tamaño de Júpiter, poseen una gravedad
fuerte. Esa gravedad afecta de manera importante al anillo de polvo. Un simple
Júpiter puede formar un agujero en forma de anillo en el disco, distorsionar el
disco o crear bandas concentradas de polvo que dejan un diseño en el disco como
la estela de un barco. La presencia de un planeta gigante puede explicar el
diseño de estela visto en el disco alrededor de la estrella Vega de unos 350
millones de años.
Los mundos pequeños, del tamaño de la Tierra, sin
embargo, poseen una gravedad más débil. Alteran el disco menos, dejando señales
más sutiles de su presencia. Mucho mejor que buscar distorsiones o estelas,
Kenyon y Bromley recomiendan mirar como se ve el brillo del sistema estelar en
las longitudes de onda de la luz infrarroja (IR), (la luz infrarroja, que
percibimos como calor, es luz con longitudes de onda más largas y menos energía
que la luz visible).
Las estrellas con discos de polvo son más
brillantes en IR que las estrellas sin disco. Cuanto más polvo tiene un sistema
estelar, más brillante es en el IR. Kenyon y Bromley han mostrado que los
astrónomos pueden usar las luminosidades en el IR no sólo para detectar un
disco, sino también para decir cuando se está formando un planeta tipo Tierra en
ese disco.
"Fuimos los primeros en calcular los niveles esperados de
producción de polvo y exceso de infrarrojo asociado, y los primeros en demostrar
que la formación de planetas terrestres produce cantidades observables de
polvo", dice Bromley.
Construyendo planetas de arriba abajo
La teoría que tiene más prevalencia sobre la formación de los planetas
exige que los planetas se construyan "de arriba abajo". De acuerdo con la teoría
de la coagulación, pequeños fragmentos de material rocoso en un disco
protoplanetario colisionan y se amalgaman. Durante miles de años, pequeños
acúmulos crecen hasta convertirse en acúmulos cada vez más grandes, como si se
construyera un muñeco de nieve con un puñado de nieve de cada vez. Finalmente,
los acúmulos rocosos son tan grandes que se convierten en planetas hechos y
derechos.
Kenyon y Bromley realizaron un modelo del proceso de formación
de planetas usando un complejo programa informático. "Sembraron" un disco
protoplanetario con mil millones de planetésimos de 1 km de tamaño, todos
orbitando alrededor de una estrella central, e hicieron avanzar paso a paso el
sistema para ver como los planetas evolucionan desde esos ingredientes básicos.
"Hemos hecho la simulación tan realista como pudimos y completado los
cálculos en un tiempo razonable", dice Bromley.
Encontraron que el
proceso de formación de planetas es muy eficiente. Inicialmente, las colisiones
entre los planetésimos ocurren a baja velocidad, así que colisionan objetos que
tienden a fusionarse y crecer. A una distancia Tierra-Sol típica, un objeto de 1
km tarda sólo unos 1000 años en crecer hasta 100 km. Otros 10.000 años producen
protoplanetas de casi 1000 km de diámetro, los cuales crecen en 10.000 años más
hasta protoplanetas de casi 2000 km de diámetro. Así, objetos del tamaño de la
Luna pueden formarse en tan poco tiempo como 20.000 años.
A medida que
los planetésimos en el disco se hacen más grandes y masivos, su gravedad se hace
más fuerte. Una vez que algunos objetos alcanzan un tamaño de unos 1000 km,
empiezan a "atraer la atención" del resto de objetos más pequeños. La gravedad
atrae a los acúmulos de roca del tamaño de asteroides, más pequeños, a
velocidades cada vez más altas. Van tan rápido que cuando colisionan, no se
fusionan sino que se pulverizan, esmagándose violentamente entre si. Mientras
los protoplanetas más grandes continúan creciendo, el resto de los planetésimos
se convierten mutuamente en polvo.
"El polvo se forma allí donde el
planeta se está formando, a la misma distancia de su estrella", dice Kenyon.
Como resultado, la temperatura del polvo indica dónde se está formando el
planeta. El polvo en una órbita como la de Venus será más caliente que en una
como la de la Tierra, dando una pista sobre la distancia del planeta recién
nacido a su estrella.
El tamaño de los objetos más grandes en el disco
determina la tasa de producción de polvo. La cantidad de polvo es máxima cuando
se han formado los protoplanetas de 1000 km.
"El Telescopio Espacial
Spitzer debería poder detectar estos máximos de polvo", dice Bromley.
En
la actualidad, el modelo de formación de planetas de Kenyon y Bromley cubre sólo
una fracción del sistema solar, desde la órbita de Venus hasta una distancia a
mitad de camino entre la Tierra y Marte. En el futuro, planean extender el
modelo para abarcar órbitas tan cercanas al Sol como la de Mercurio y tan
lejanas como la de Marte.
También han realizado un modelo para la formación
del cinturón de Kuiper, una región de objetos pequeños, helados y rocosos más
allá de la órbita de Neptuno. El siguiente paso lógico es realizar un modelo de
la formación de gigantes gaseosos como Júpiter y Saturno.
"Empezamos en
los límites del sistema solar y trabajamos hacia dentro", dice Kenyon con una
sonrisa. "Estamos trabajando también en la dirección del aumento de masa. La
Tierra es 1000 veces más masiva que un objeto de Kuiper y Júpiter es 1000 veces
más masivo que la Tierra".
"Nuestro objetivo final es realizar en modelo
y entender la formación de todo nuestro sistema solar". Kenyon estima que su
objetivo es alcanzable en una década, si la velocidad de computación continúa
aumentando, permitiendo la simulación de todo el sistema solar. |
