21.3: Evidencia de que se forman planetas alrededor de otras estrellas

Objetivos de aprendizaje

Al final de esta sección, podrás:

• Rastrea la evolución del polvo que rodea a una protoestrella, lo que lleva al desarrollo de planetas rocosos y gigantes gaseosos
• Estimar la escala de tiempo para el crecimiento de planetas utilizando observaciones de los discos que rodean a las estrellas jóvenes
• Evaluar la evidencia de planetas alrededor de estrellas en formación con base en las estructuras vistas en imágenes de los discos de polvo circumestelar

Habiéndonos desarrollado en un planeta y encontrándolo esencial para nuestra existencia, tenemos un interés especial en cómo los planetas encajan en la historia de la formación estelar. Sin embargo, los planetas fuera del sistema solar son extremadamente difíciles de detectar. Recordemos que vemos planetas en nuestro propio sistema sólo porque reflejan la luz solar y están cerca. Cuando miramos a las otras estrellas, encontramos que la cantidad de luz que refleja un planeta es una fracción deprimentemente diminuta de la luz que emite su estrella. Además, desde la distancia, los planetas se pierden en el resplandor de sus estrellas parentales mucho más brillantes.

Discos alrededor de Protostars: Sistemas Planetarios en Formación

Es mucho más fácil detectar la materia prima extendida a partir de la cual se podrían ensamblar los planetas que detectar planetas después de que estén completamente formados. A partir de nuestro estudio del sistema solar, entendemos que los planetas se forman por la reunión de partículas de gas y polvo en órbita alrededor de una estrella recién creada. Cada partícula de polvo es calentada por la protoestrella joven e irradia en la región infrarroja del espectro. Antes de que se forme algún planeta, podemos detectar tal radiación de todas las partículas de polvo individuales esparcidas que están destinadas a convertirse en partes de los planetas. También podemos detectar la silueta del disco si bloquea la luz brillante proveniente de una fuente detrás de él (Figura\(\PageIndex{1}\)).

Figura\(\PageIndex{1}\): Discos alrededor de Protostars. Estas imágenes del Telescopio Espacial Hubble muestran cuatro discos alrededor de estrellas jóvenes en la Nebulosa de Orión. Los discos oscuros y polvorientos se ven recortados contra el brillante telón de fondo del gas resplandeciente en la nebulosa. El tamaño de cada imagen es aproximadamente 30 veces el diámetro de nuestro sistema planetario; esto significa que los discos que vemos aquí varían en tamaño de dos a ocho veces la órbita de Plutón. El resplandor rojo en el centro de cada disco es una estrella joven, de no más de un millón de años. Estas imágenes corresponden a la etapa en la vida de una protoestrella mostrada en la parte (d) de la Figura\(21.1.7\) en la Sección 21.1.

Una vez que las partículas de polvo se juntan y forman algunos planetas (y tal vez algunas lunas), la inmensa mayoría del polvo se esconde en los interiores de los planetas donde no podemos verlo. Todo lo que ahora podemos detectar es la radiación de las superficies exteriores, que cubren un área drásticamente menor que el enorme disco polvoriento del que se formaron. Por tanto, la cantidad de radiación infrarroja es mayor antes de que las partículas de polvo se combinen en planetas. Por ello, nuestra búsqueda de planetas comienza con una búsqueda de radiación infrarroja a partir del material requerido para hacerlos.

Un disco de gas y polvo parece ser una parte esencial de la formación estelar. Las observaciones muestran que casi todas las protoestrellas muy jóvenes tienen discos y que los discos varían en tamaño de 10 a 1000 AU. (A modo de comparación, el diámetro promedio de la órbita de Plutón, que puede considerarse el tamaño aproximado de nuestro propio sistema planetario, es de 80 UA, mientras que el diámetro exterior del cinturón de Kuiper de cuerpos helados más pequeños es de aproximadamente 100 UA.) La masa contenida en estos discos es típicamente 1-10% de la masa de nuestro propio Sol, que es más que la masa de todos los planetas de nuestro sistema solar juntos. Tales observaciones ya demuestran que una gran fracción de estrellas comienzan sus vidas con suficiente material en el lugar correcto para formar un sistema planetario.

El momento de la formación y crecimiento del planeta

Podemos usar observaciones de cómo cambian los discos con el tiempo para estimar cuánto tiempo tardan en formarse los planetas. Si medimos la temperatura y luminosidad de una protoestrella, entonces, como vimos, podemos colocarla en un diagrama H-R como el que se muestra en la Figura\(21.2.1\). Al comparar la verdadera estrella con nuestros modelos de cómo deben evolucionar las protoestrellas con el tiempo, podemos estimar su edad. Entonces podemos ver cómo cambian los discos que observamos con las edades de las estrellas que rodean.

Lo que muestran tales observaciones es que si una protoestrella tiene menos de aproximadamente 1 a 3 millones de años, su disco se extiende desde muy cerca de la superficie de la estrella hasta decenas o cientos de UA de distancia. En las protoestrellas más antiguas, encontramos discos con partes externas que aún contienen grandes cantidades de polvo, pero las regiones internas han perdido la mayor parte de su polvo. En estos objetos, el disco parece una rosquilla, con la protoestrella centrada en su agujero. Las partes internas y densas de la mayoría de los discos han desaparecido para cuando las estrellas tienen 10 millones de años (Figura\(\PageIndex{2}\)).

Figura\(\PageIndex{2}\): Discos protoplanetarios alrededor de Dos Estrellas. La vista izquierda de cada estrella muestra observaciones infrarrojas del Telescopio Espacial Hubble de sus discos protoplanetarios. La estrella central es mucho más brillante que el disco circundante, por lo que el instrumento incluye un coronógrafo, que tiene un pequeño escudo que bloquea la luz de la estrella central pero permite obtener imágenes del disco circundante. La imagen derecha de cada estrella muestra modelos de los discos basados en las observaciones. La estrella HD 141943 tiene una edad de unos 17 millones de años, mientras que HD 191089 tiene unos 12 millones de años.

Los cálculos muestran que la formación de uno o más planetas podría producir tal distribución de polvo similar a una rosquilla. Supongamos que un planeta forma unas pocas UA alejadas de la protoestrella, presumiblemente debido a la reunión de materia del disco. A medida que el planeta crece en masa, el proceso despeja una región libre de polvo en su vecindario inmediato. Los cálculos también muestran que cualquier pequeña partícula de polvo y gas que inicialmente se ubicaron en la región entre la protoestrella y el planeta, y que no sean barridos por el planeta, caerán entonces sobre la estrella muy rápidamente en unos 50 mil años.

La materia que se encuentra fuera de la órbita del planeta, en contraste, se ve impedida de moverse hacia el agujero por las fuerzas gravitacionales ejercidas por el planeta. (Vimos algo similar en los anillos de Saturno, donde la acción de las lunas pastoras evita que el material cerca del borde de los anillos se extienda.) Si la formación de un planeta es efectivamente lo que produce y sostiene agujeros en los discos que rodean a estrellas muy jóvenes, entonces los planetas deben formarse en 3 a 30 millones de años. Este es un periodo corto comparado con las vidas de la mayoría de las estrellas y muestra que la formación de planetas puede ser un subproducto rápido del nacimiento de las estrellas.

Los cálculos muestran que la acreción puede impulsar el rápido crecimiento de planetas: partículas pequeñas del tamaño de grano de polvo que orbitan en el disco colisionan y se pegan entre sí, y las colecciones más grandes crecen más rápidamente a medida que atraen y capturan las más pequeñas. Una vez que estos grumos crecen hasta unos 10 centímetros de tamaño más o menos, entran en una etapa de riesgo en su desarrollo. En ese tamaño, a menos que puedan crecer a más de aproximadamente 100 metros de diámetro, están sujetos a fuerzas de arrastre producidas por la fricción con el gas en el disco, y sus órbitas pueden decairse rápidamente, sumergiéndolas en la estrella anfitriona. Por lo tanto, estos cuerpos deben crecer rápidamente hasta casi 1 kilómetro de tamaño en diámetro para evitar un destino ardiente. En esta etapa, son considerados planetesimales (los pequeños trozos de materia sólida —hielo y partículas de polvo— que aprendiste en Otros mundos: una introducción al sistema solar). Una vez que sobrevivan a esos tamaños, los supervivientes más grandes seguirán creciendo acumulando planetesimales más pequeños; en última instancia, este proceso da como resultado algunos planetas grandes.

Si los planetas en crecimiento alcanzan una masa mayor que aproximadamente 10 veces la masa de la Tierra, su gravedad es lo suficientemente fuerte como para capturar y aferrarse al gas hidrógeno que permanece en el disco. En ese punto, crecerán en masa y radio rápidamente, alcanzando dimensiones planetarias gigantes. Sin embargo, para hacerlo se requiere que la estrella central en rápida evolución aún no haya expulsado el gas en el disco con su viento cada vez más vigoroso (ver la sección anterior sobre Formación Estelar). A partir de las observaciones, vemos que el disco puede ser volado dentro de 10 millones de años, por lo que el crecimiento de un planeta gigante también debe ser un proceso muy rápido, astronómicamente hablando.

Discos de Escombros y Planetas Pastor

El polvo alrededor de las estrellas recién formadas se incorpora gradualmente a los planetas en crecimiento en el sistema planetario recién formado o se expulsa a través de interacciones gravitacionales con los planetas al espacio. El polvo desaparecerá después de unos 30 millones de años a menos que el disco se suministre continuamente con nuevo material. Los cometas y asteroides locales son las fuentes más probables de polvo nuevo. A medida que crecen los cuerpos del tamaño de un planeta, agitan las órbitas de objetos más pequeños de la zona. Estos pequeños cuerpos chocan a altas velocidades, se rompen y producen diminutas partículas de polvo de silicato y hielos que pueden mantener el disco suministrado con los escombros de estas colisiones.

A lo largo de varios cientos de millones de años, los cometas y asteroides se reducirán gradualmente en número, bajará la frecuencia de colisiones y disminuirá el suministro de polvo fresco. Recuerden que el intenso bombardeo en el sistema solar temprano terminó cuando el Sol tenía apenas unos 500 millones de años. Las observaciones muestran que los polvorientos “discos de escombros” alrededor de las estrellas también se vuelven en gran parte indetectables cuando las estrellas alcanzan una edad de 400 a 500 millones de años. Es probable, sin embargo, que una pequeña cantidad de material cometario permanezca en órbita, al igual que nuestro cinturón de Kuiper, un disco aplanado de cometas fuera de la órbita de Neptuno.

En un sistema planetario joven, aunque no podamos ver los planetas directamente, los planetas pueden concentrar las partículas de polvo en grumos y arcos que son mucho más grandes que los propios planetas y se imaginan más fácilmente. Esto es similar a cómo las pequeñas lunas de Saturno pastorean las partículas en los anillos y producen grandes arcos y estructuras en los anillos de Saturno.

Ahora se han encontrado discos de escombros, muchos con tales grupos y arcos, alrededor de muchas estrellas, como HL Tau, ubicada a unos 450 años luz de la Tierra en la constelación de Tauro (Figura\(\PageIndex{3}\)). En algunas estrellas, el brillo de los anillos varía con la posición; alrededor de otras estrellas, hay arcos brillantes y huecos en los anillos. El brillo indica la concentración relativa de polvo, ya que lo que estamos viendo es infrarrojo (radiación de calor) de las partículas de polvo en los anillos. Más polvo significa más radiación.

Figura\(\PageIndex{3}\): Anillo de Polvo alrededor de una Estrella Joven. Esta imagen fue realizada por ALMA (Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array) a una longitud de onda de 1.3 milímetros y muestra a la joven estrella HL Tau y su disco protoplanetario. Revela múltiples anillos y huecos que indican la presencia de planetas emergentes, que están barriendo sus órbitas libres de polvo y gas.

Vea un breve videoclip del director del NRAO (Observatorio Nacional de Radioastronomía) describiendo las observaciones en alta resolución de la joven estrella HL Tau. Mientras estés allí, mira la animación de un artista de un disco protoplanetario para ver planetas recién formados viajando alrededor de una estrella anfitriona (padre).

Resumen

La evidencia observacional muestra que la mayoría de las protoestrellas están rodeadas por discos con diámetros suficientemente grandes y suficiente masa (hasta 10% la del Sol) para formar planetas. Después de unos pocos millones de años, la parte interna del disco se limpia de polvo, y entonces el disco se forma como una rosquilla con la protoestrella centrada en el agujero, algo que puede explicarse por la formación de planetas en esa zona interior. Alrededor de algunas estrellas más viejas, vemos discos formados a partir de los escombros producidos cuando cuerpos pequeños (cometas y asteroides) chocan entre sí. La distribución del material en los anillos de los discos de escombros probablemente esté determinada por los planetas pastor, así como las lunas pastorcas de Saturno afectan las órbitas del material en sus anillos. Los protoplanetas que crecen hasta ser 10 veces la masa de la Tierra o más grandes mientras aún hay gas considerable en su disco pueden entonces capturar más de ese gas y convertirse en planetas gigantes como Júpiter en el sistema solar.