OBJETOS ASTRONÓMICOS

OBJETOS SIMPLES : LOS JÚPITERES CALIENTES .-

Un equipo de investigadores que incluyó a Alan Boss, experto en el Departamento de Magnetismo Terrestre de la Institución de Carnegie para la Ciencia (CEI), ha determinado recientemente que los planetas extrasolares calientes tipo-Júpiter pueden impedir la formación de mundos similares a la Tierra.
Los investigadores averiguaron que los gigantes gaseosos tienden a mostrar patrones de movimiento en sus órbitas, que tienen importantes efectos gravitacionales sobre otros mundos que pueden formarse alrededor de la misma estrella.

Este descubrimiento ayudará a los investigadores a entender mejor los patrones y las pistas que necesitan para buscar planetas rocosos alrededor de estrellas. Estos resultados pueden llevar a una mejor explicación de la actual configuración planetaria de nuestro sistema solar.

Cuando se forman, los gigantes gaseosos necesitan un determinado período de tiempo para establecerse en una órbita permanente. Antes de que esto ocurra, los objetos se mueven hacia adelante y hacia atrás y estos desplazamientos tienen influencia en otros mundos a causa de sus enormes tamaños.

Se cree que en el sistema solar Júpiter y Saturno han pasado muy cerca de la órbita de Marte poco después de su formación. Afortunadamente, este proceso no eliminó a la Tierra, a Mercurio, Venus o al Planeta Rojo del sistema y tampoco los empujó hacia el Sol.

Los detalles de este nuevo estudio fueron publicados en el número del 7 de mayo de la revista Proceedings de la Academia Nacional de Ciencias de EEUU (PNAS). El equipo detrás de la investigación fue dirigido por Jason Steffen, experto en el Centro Fermilab para la Astrofísica de Partículas.

Los investigadores usaron datos proporcionados por el telescopio Kepler de la NASA, cuyo propósito es detectar planetas similares a la Tierra alrededor de otras estrellas. El observatorio descubrió miles de candidatos planetarios, incluyendo muchos 'Júpiteres' calientes.

Un Júpiter caliente es un gigante gaseoso que tiene el mismo tamaño y la misma masa que el mayor planeta de nuestro sistema solar, excepto que se encuentra muy cerca de su estrella. Esto significa que su temperatura superficial es extremadamente alta. 

En los últimos años, Kepler ha identificado 63 sistemas estelares que contienen esta clase de planetas. Ninguno de estos sistemas había revelado la presencia de planetas acompañantes en estos mundos. Sin embargo, es posible que los mundos rocosos sean simplemente demasiado pequeños para que las tecnologías actuales los detecten. 

"Estos hallazgos sugieren que los sistemas con planetas similares a la Tierra se forman de manera distinta a los sistemas con Júpiteres calientes", explicó Boss, citado por la revista Astrobiology.

"Teniendo en cuenta que estos Júpiteres calientes se forman más allá en el espacio y luego se desplazan hacia sus estrellas, la migración interna interrumpe la formación de planetas similares a la Tierra. Si nuestro Sol tuviese un Júpiter caliente, no estaríamos aquí", concluyó el investigador.

De repente tuvimos que cambiar nuestra visión sobre los mecanismos de formación planetaria. La mayor parte de teorías indicaban que los planetas del Sistema Solar se habían formado en sus posiciones actuales hace 4500 millones de años y que desde entonces apenas habían modificado sus órbitas. Por supuesto, era de sentido común pensar que lo mismo habría ocurrido en otros sistemas estelares. Pero la simple existencia de los júpiteres calientes contradecía esta hipótesis tan simplista. Puesto que los gigantes gaseosos no se pueden formar tan cerca de sus estrellas, debían existir mecanismos que los acercasen progresivamente. 

Pronto se propuso una explicación a este fenómeno, conocido como migración planetaria. Los planetas no nacen de la nada, sino que surgen a partir del material sobrante de la formación de su estrella, material que recibe el nombre de disco protoplanetario. Pero explicar el nacimiento de planetas en este disco no es nada sencillo. Hasta la fecha se han propuesto dos modelos contradictorios. El primero, denominado "acreción de núcleo" (core accretion), supone que los planetas se forman lentamente mediante la unión de pequeños cuerpos llamados planetesimales. Una vez adquieren una masa considerable, los futuros gigantes gaseosos empiezan a retener los gases del disco hasta alcanzar su tamaño final en un proceso que dura varios millones de años. El otro modelo, llamado "inestabilidad de disco" (disc inestability) presupone que el disco protoplanetario se divide en pequeñas zonas que se colapsan a su vez para formar planetas de manera muy parecida a como se forman las estrellas. Este modelo predice la formación de planetas gigantes y enanas marrones en poco más de mil años. Tradicionalmente, el modelo de acreción de núcleo ha sido el favorito para explicar la creación de planetas rocosos como la Tierra o gigantes de hielo como Neptuno, prefiriéndose la inestabilidad de disco para dar cuenta de Júpiter o Saturno. Sin embargo, esta división dista de estar nada clara y cada vez más científicos invocan el modelo de acreción de núcleo para explicar la existencia de planetas de la masa de Júpiter, siempre y cuando no se hayan formado muy lejos (más de 50 UA) del Sol. 

 
Representación artística de un júpiter caliente

Una vez los planetas están en su sitio, la migración planetaria dará comienzo y seguirán una trayectoria en espiral hacia su estrella por culpa de dos mecanismos diferentes. El primero se llama migración de Tipo I y es el más intuitivo. El gas y el polvo del disco "frenan" el movimiento del planeta y, como resultado, éste tiende a orbitar cada vez más cerca (en realidad el fenómeno es mucho más complejo, ya que hay que tener en cuenta la interacción gravitatoria con el disco, los efectos de las ondas de densidad, turbulencias, etc., pero el concepto de "frenado" nos sirve para hacernos una idea). La migración de Tipo II, por contra, es más sutil y surge al tener en cuenta la influencia gravitatoria en el disco de un planeta gigante ya formado. En este caso, el planeta orbitará su estrella en una zona del disco relativamente "limpia", pero la interacción gravitatoria con las zonas interior y exterior provocarán que se vaya acercando a la estrella a medida que el disco interior desaparece por la acción de la presión de radiación de la luz y los vientos estelares de la estrella. La migración de Tipo II es mucho más lenta que la de Tipo I y suele ser la preferida para explicar la presencia de júpiteres calientes en otras estrellas. 

 
Migración planetaria