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| Impresión artística del planeta alrededor de Alfa Centauri B. Crédito: ESO/L. Calçada/N. Risinger |
Formación de planetas en binarias estelares: Simulaciones globales del crecimiento de planetesimales
Los astrónomos han desarrollado el modelo más realista hasta la fecha de la formación de planetas en sistemas estelares binarios.
Los investigadores, de la Universidad de Cambridge y del Instituto Max Planck de Física Extraterrestre, han demostrado cómo los exoplanetas de los sistemas estelares binarios -como los planetas "Tatooine" detectados por el telescopio espacial Kepler de la NASA- se formaron sin ser destruidos en su caótico entorno de nacimiento.
Estudiaron un tipo de sistema binario en el que la estrella compañera más pequeña orbita a la estrella madre más grande aproximadamente una vez cada 100 años -nuestro vecino más cercano, Alfa Centauri, es un ejemplo de este sistema.
"Un sistema como éste sería el equivalente a un segundo Sol en el lugar donde se encuentra Urano, lo que haría que nuestro propio sistema solar tuviera un aspecto muy diferente", afirma el coautor, el Dr. Roman Rafikov, del Departamento de Matemáticas Aplicadas y Física Teórica de Cambridge.
Rafikov y su coautor, el Dr. Kedron Silsbee, del Instituto Max Planck de Física Extraterrestre, descubrieron que, para que se formen planetas en estos sistemas, los planetesimales -bloques de construcción planetaria que orbitan alrededor de una estrella joven- tienen que empezar con un diámetro de al menos 10 kilómetros, y el disco de polvo, hielo y gas que rodea a la estrella dentro del cual se forman los planetas tiene que ser relativamente circular.
La investigación, que se publica en Astronomy and Astrophysics, lleva el estudio de la formación de planetas en binarias a un nuevo nivel de realismo y explica cómo podrían haberse formado estos planetas, de los que se han detectado varios.
Se cree que la formación de los planetas comienza en un disco protoplanetario -formado principalmente por hidrógeno, helio y pequeñas partículas de hielo y polvo- que orbita una estrella joven. Según la principal teoría actual sobre la formación de planetas, conocida como acreción del núcleo, las partículas de polvo se adhieren unas a otras, formando finalmente cuerpos sólidos cada vez más grandes. Si el proceso se detiene pronto, el resultado puede ser un planeta rocoso similar a la Tierra. Si el planeta crece más que la Tierra, entonces su gravedad es suficiente para atrapar una gran cantidad de gas del disco, lo que lleva a la formación de un gigante gaseoso como Júpiter.
"Esta teoría tiene sentido para sistemas planetarios formados alrededor de una sola estrella, pero la formación de planetas en sistemas binarios es más complicada, porque la estrella compañera actúa como un batidor de huevos gigante, excitando dinámicamente el disco protoplanetario", dijo Rafikov.
"En un sistema con una sola estrella, las partículas del disco se mueven a bajas velocidades, por lo que se pegan fácilmente cuando chocan, permitiendo su crecimiento", dijo Silsbee. "Pero debido al efecto gravitatorio de la estrella compañera en un sistema binario, las partículas sólidas chocan entre sí a una velocidad mucho mayor. Así que, cuando chocan, se destruyen mutuamente".
Se han detectado muchos exoplanetas en sistemas binarios, por lo que la pregunta es cómo llegaron allí. Algunos astrónomos han llegado a sugerir que quizás estos planetas estaban flotando en el espacio interestelar y fueron absorbidos por la gravedad de una binaria, por ejemplo.
Rafikov y Silsbee realizaron una serie de simulaciones para ayudar a resolver este misterio. Desarrollaron un modelo matemático detallado del crecimiento planetario en una binaria que utiliza datos físicos realistas y tiene en cuenta procesos que a menudo se pasan por alto, como el efecto gravitatorio del disco de gas sobre el movimiento de los planetesimales en su interior.
"Se sabe que el disco afecta directamente a los planetesimales a través del arrastre del gas, actuando como una especie de viento", dijo Silsbee. "Hace unos años, nos dimos cuenta de que, además del arrastre de gas, la gravedad del propio disco altera drásticamente la dinámica de los planetesimales, permitiendo en algunos casos la formación de planetas incluso a pesar de las perturbaciones gravitatorias debidas a la compañera estelar".
"El modelo que hemos construido reúne este trabajo, así como otros anteriores, para poner a prueba las teorías de formación de planetas", dijo Rafikov.
Su modelo ha descubierto que los planetas pueden formarse en sistemas binarios como Alfa Centauri, siempre que los planetesimales comiencen con un tamaño de al menos 10 kilómetros y que el propio disco protoplanetario sea casi circular, sin grandes irregularidades. Cuando se cumplen estas condiciones, los planetesimales de ciertas partes del disco acaban moviéndose lo suficientemente despacio unos respecto a otros como para pegarse en lugar de destruirse.
Estos hallazgos apoyan un mecanismo particular de formación de planetesimales, llamado inestabilidad de flujo, que forma parte del proceso de formación de planetas. Esta inestabilidad es un efecto colectivo, en el que intervienen muchas partículas sólidas en presencia de gas, que es capaz de concentrar granos de polvo del tamaño de un guijarro o una roca para producir unos pocos planetesimales grandes, que sobrevivirían a la mayoría de las colisiones.
Los resultados de este trabajo aportan importantes conocimientos para las teorías de la formación de planetas alrededor de estrellas binarias y simples, así como para las simulaciones hidrodinámicas de discos protoplanetarios en binarias. En el futuro, el modelo podría servir también para explicar el origen de los planetas "Tatooine" -explanetas que orbitan alrededor de ambos componentes de una binaria-, de los que el telescopio espacial Kepler de la NASA ha identificado una docena.
Fuentes, créditos y referencias:
K. Silsbee et al, Planet formation in stellar binaries: Global simulations of planetesimal growth, Astronomy & Astrophysics (2021). DOI: 10.1051/0004-6361/202141139
PDF https://arxiv.org/pdf/2107.11389.pdf