La migración planetaria es un fenómeno astronómico que ocurre cuando un planeta interactúa con un disco de gas o con planetesimales, produciendo la alteración de los parámetros orbitales del planeta, sobre todo su semieje mayor.
La migración planetaria es la explicación más probable para los Jupíteres calientes: planetas extrasolares con masas similares a la del planeta Júpiter, pero órbitas de sólo unos días. La teoría generalmente aceptada de la formación planetaria de disco de acreción protoestelar predice que tales planetas no se pueden formar cerca de sus estrellas, ya que allí la masa a incorporar es insuficiente porque la zona de acreción es pequeña, y la temperatura es demasiado alta para permitir la formación de planetesimales gaseosos o helados.
También se ha clarificado que los planetas de masa terrestre pueden estar sujetos a una migración interior rápida si ellos se forman mientras el disco de gas todavía está presente. Esto puede afectar la formación de los centros de los planetas gigantes (qué tienen masas del orden de 10 masas terrestres).
Imagen artística de Upsilon Andromedae b, un planeta del tipo Júpiter caliente.
Tipos de disco protoplanetario
Durante la fase tardía de la formación del sistema planetario, ya todo el gas ha sido absorbido y sólo quedan grandes protoplanetas y planetesimales ambos actuando gravitatoriamente de una manera caótica. Ello haría que muchos planetesimales alcanzasen nuevas órbitas muy excéntricas. Ello causa muchos choques y el crecimiento de los planetas por fusión. Esto produce un intercambio de velocidad entre los planetas y los planetesimales, y lleva a una migración (que puede ser interior o exterior dependiendo de las circunstancias). Se cree que la migración exterior de Neptuno es responsable de la captura resonante de Plutón y otros Plutinos en la resonancia 3:2 con Neptuno.
En función de la masa de los planetas y de su estrella podemos tener varios tipos de migración:1
Migración tipo I
Si planetas con masas de alrededor de una masa de Tierra o algo mayor (pero no mucho mayor puesto que no debe haber acumulado mucho gas) se mueven en un disco de gas, crea una onda al igual que un barco al desplazarse sobre el agua crea una estela. Pero hay una diferencia, el gas gira alrededor de la estrella, así que, el gas que está más alejado que el planeta se retrasa mientras que el que está más cerca se adelanta. El primero tira del planeta retrasando su movimiento mientras que el segundo lo acelera. La región exterior al ser mayor vence en esta lucha y el planeta pierde velocidad como si el planeta transfiriese parte de su velocidad al gas circundante en el disco protoplanetario así que la órbita del planeta se mueve en espiral hacia adentro.
Migración tipo II
Si por el contrario el planeta tiene una masa considerable (de más de aproximadamente 10 veces la masa de la Tierra) su reacción es diferente. El planeta recién formado abre un hueco en el disco limpiando su órbita con lo que pone un freno a su crecimiento. La forma en que lo hace desafía a la intuición. Si la partícula de gas es interior irá más rápido que el planeta así que éste le frenará lanzando la partícula hacia adentro. En contraposición el planeta (dada su elevada masa) es ligeramente acelerado por la partícula interior. Si la partícula de gas es exterior irá más lenta que el planeta así que éste la acelerará lanzando la partícula hacia afuera. En contraposición el planeta (dada su elevada masa) es ligeramente frenado por la partícula exterior. En resumen, hay un trasvase de cantidad de movimiento entre el planeta y el gas. Pero como la cantidad de gas que va por el borde exterior es ligeramente mayor que el que va por el interior, entonces en global, el planeta resulta ligeramente frenado iniciando un lento viaje en espiral hacia la estrella central. Entonces se crea una lucha entre el gas adyacente que intenta entrar en el hueco y el planeta que intenta que no entre. La entrada de gas impide que la migración hacia el interior se pare. Así es probablemente cómo migran los Jupíteres calientes.
Confirmación de la migración
La migración planetaria fue predicha por los teóricos en 1979. No obstante en nuestro Sistema Solar por alguna razón este proceso no era importante. En octubre de 1995 los astrónomos Michel Mayor y Didier Queloz descubrieron el primer planeta fuera de nuestro Sistema Solar. El nuevo planeta orbitaba la estrella 51 Pegasi, a 0,052 U.A. en 4,23 días y con una masa de 0,468 veces la masa de Júpiter. Pero había un problema: 51 Pegasi b, como había sido bautizado el nuevo mundo, no podía existir. Se trataba con toda seguridad de un gigante gaseoso. Pero como todos sabemos, los planetas gigantes se encuentran en nuestro Sistema Solar lejos del Sol y según los modelos de formación es imposible que se puedan formar cerca de sus estrellas. La única solución es que se había formado lejos y la migración planetaria lo había acercado a sólo 8 millones de km. Desde entonces se han descubierto muchos Júpiteres calientes y la migración planetaria parece la explicación más probable. La cuestión es saber cómo se logra frenar este proceso para evitar que el planeta sea engullido por su sol. Lo cierto es que en algunos casos se supone que los planetas recién nacidos acaban 'devorados' por sus propias estrellas víctimas de este frenado. ¿Cabría esperar alguna alteración química en la superficie de una estrella como el Sol que recibe el impacto de un planeta? En el Instituto de Astrofísica de Canarias,2 el astrónomo Rafael Rebolo pensó que el isótopo litio-6 podría ser la pieza clave en el test que buscaba. Este elemento que se destruye mediante reacciones nucleares en los interiores de estrellas como el Sol pero se preserva intacto en los planetas y enanas marrones de baja masa, podría ofrecer una prueba excepcional de la caída de material planetario a una estrella de tipo solar.
El test del litio-6 para la migración planetaria y su primer resultado positivo en la estrella HD 82943 que contiene dos planetas gigantes en órbitas bastante excéntricas fue publicado en la revista Nature. La presencia de litio-6 en la atmósfera de esta estrella, con una proporción respecto a litio-7 similar a la contenida en los meteoritos del Sistema Solar sugiere que el elemento detectado en la estrella proviene probablemente de uno o más planetas que podrían haber caído a la misma como consecuencia de interacciones gravitatorias con algún otro planeta del sistema o con material protoplanetario. A partir de la cantidad de isótopos de litio medida, se pudo establecer aproximadamente las características del planeta que cayó a la estrella. Se podría haber tratado de un planeta gaseoso con 2 ó 3 veces la masa de Júpiter y una composición química similar a éste, o alternativamente un planeta de tipo terrestre que tuviese una composición química similar a la de los meteoritos del Sistema Solar. Esta estrella posee dos planetas gigantes con órbitas excéntricas, una posible indicación de que pudieron existir complicadas interacciones gravitatorias en el pasado. Para estudiar la significación del resultado en términos estadísticos se ha iniciado un programa exhaustivo de búsqueda de litio-6 en todas las estrellas que tienen planetas conocidos y como muestra de referencia también se están estudiando estrellas donde no hay planetas gigantes en órbitas internas.
¿Podemos considerar a nuestro Sistema Solar una excepción? Pues parece ser que no. Aunque nuestro sistema no tiene ningún gigante gaseoso cerca del Sol, los modelos más recientes apuntan a que Júpiter3 se formó más lejos de su posición actual, mientras que Saturno, Urano y Neptuno lo hicieron más cerca.
Migración en el Sistema Solar
Propone la migración de los gigantes gaseosos a partir de una configuración inicial más compacta hacia sus posiciones actuales, mucho después de la disipación del disco protoplanetario de gas. Es una hipótesis diferente de los modelos anteriores sobre la formación del Sistema Solar. Esta migración planetaria se utiliza en simulaciones dinámicas del sistema solar para explicar sucesos históricos como el Bombardeo intenso tardío del sistema solar interior, la formación de la nube de Oort, y la existencia de regiones con cuerpos menores como el cinturón de Kuiper, los troyanos de Júpiter y Neptuno, y numerosos objetos transneptunianos resonantes con Neptuno. El hecho que se puedan reproducir muchas de las características del Sistema Solar hace que sea aceptada ampliamente como el modelo actual más real de la evolución inicial del Sistema Solar, aunque todavía no es aceptata por todos los científicos planetarios.
La Migración planetaria causó estragos en el cinturón de asteroides
Un estudio afirma que cuando Marte y Júpiter migraron a sus órbitas actuales hace alrededor de 4000 años, dejaron cicatrices en el cinturón de asteroides que hoy son visibles todavía.
Éstas evidencias están desveladas en un nuevo artículo del número de esta semana de Nature, elaborado por los científicos David Minton y Renu Malhotra.
Se conoce desde hace tiempo la existencia de vacíos dentro de varias zonas del Cinturón de asteroides, llamados vacíos de Kirkwood. Algunos de estos vacíos se corresponden con zonas de inestabilidad orbital, donde la influencia gravitatoria actual de Júpiter y Saturno eyectada los asteroides. Pero por primera vez Minton y Malhotra, han advertido que algunos de estos vacíos no tienen esta característica.
La migración planetaria provocó probablemente un intenso bombardeo sobre la Tierra y los demás planetas interiores
Minton explica:" lo que hemos encontrado es que muchas regiones están vacías de asteroides en relación a otras regiones, no únicamente en los anteriormente conocidos vacíos de Kirkwood, que se explican por las posiciones actuales de las órbitas planetarias." Kevin Walsh, autor de un editorial que acompaña el artículo añadió: "cuantitativamente, parece como si se hubiera pasado una máquina quitanieves a través del cinturón principal de asteroides, apartando los asteroides fuera del camino hacia la parte interior del cinturón."
Walsh, del observatorio de la Costa Azul en Francia, explica que los conocidos vacíos de Kirkwood, descubiertos por Daniel Kirkwood en 1867, "se corresponden a la localización de las resonancias orbitales con Júpiter, lo que quiere decir que son órbitas cuyos períodos son relaciones enteras con el período orbital de Júpiter." Por ejemplo, si un asteroide órbita del sol tres veces mientras que Júpiter lo órbita una vez, estaría en resonancia orbital 3:1 con el planeta. Los objetos en resonancia con un planeta gigante, tiene órbitas inestables, iban a ser probablemente eyectados del sistema solar. Cuando se produjo la migración planetaria, los astrónomos creen que las órbitas resonantes también migraron afectando a otras partes del cinturón de asteroide en épocas distintas.
Walsh añadió: "De esta manera, si nada a reconfigurando completamente el cinturón de asteroides desde que los planetas se asentaron en sus órbitas actuales, las huellas de las migraciones orbitales planetarias todavía permanecen." Esto es exactamente lo que Minton y Malhotra investigaron.
El cinturón de asteroides es sencillo de estudiar, y muestra la evidencia de que los asteroides fueron movidos hacia el borde interior y exterior de cada vacío de Kirkwood. El nuevo descubrimiento está basado en modelos de computadora y da un soporte adicional a la teoría de que los planetas gigantes: Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, se formaron a la mitad de la distancia que mantienen con el Sol actualmente, en una disposición más compacta, y que posteriormente se desplazaron lentamente hacia afuera.
"La órbita de Plutón y de otros objetos del cinturón de Kuiper que están atrapados en órbitas resonantes con Neptuno, pueden explicarse por la migración hacia el exterior de Neptuno" escribieron Minton y Malhotra en el estudio. "El intercambio de momento angular entre los planetesimales y los cuatro planetas gigantes provocó la migración orbital de los planetas gigantes hasta que el disco exterior de planetesimales fue vaciado." Los planetesimales son objetos rocosos y helados sobrantes del proceso de formación planetaria.
Los autores continúan: "mientras Júpiter y Saturno migraron, crearon grandes desastres en el joven cinturón de asteroides, "provocando que los asteroides se desviaran cruzando las órbitas de los planetas interiores, y por tanto vaciando en su mayor parte de la población del cinturón de asteroides, y quizás causando una etapa posterior de fuerte bombardeo en sistema solar interior."
La última etapa de intenso bombardeo se propone que haya ocurrido hace unos 3900 millones de años, es decir 600 millones de años después del nacimiento del sistema solar, y se cree que es la causante de muchos de los cráteres más antiguos de la Luna. Walsh apunta a que el siguiente paso para corroborar la teoría sobre los nuevos vacíos descritos en el cinturón de asteroides, sería relacionarlos cronológicamente con el bombardeo.
Éstas evidencias están desveladas en un nuevo artículo del número de esta semana de Nature, elaborado por los científicos David Minton y Renu Malhotra.
Se conoce desde hace tiempo la existencia de vacíos dentro de varias zonas del Cinturón de asteroides, llamados vacíos de Kirkwood. Algunos de estos vacíos se corresponden con zonas de inestabilidad orbital, donde la influencia gravitatoria actual de Júpiter y Saturno eyectada los asteroides. Pero por primera vez Minton y Malhotra, han advertido que algunos de estos vacíos no tienen esta característica.
La migración planetaria provocó probablemente un intenso bombardeo sobre la Tierra y los demás planetas interioresMinton explica:" lo que hemos encontrado es que muchas regiones están vacías de asteroides en relación a otras regiones, no únicamente en los anteriormente conocidos vacíos de Kirkwood, que se explican por las posiciones actuales de las órbitas planetarias." Kevin Walsh, autor de un editorial que acompaña el artículo añadió: "cuantitativamente, parece como si se hubiera pasado una máquina quitanieves a través del cinturón principal de asteroides, apartando los asteroides fuera del camino hacia la parte interior del cinturón."
Walsh, del observatorio de la Costa Azul en Francia, explica que los conocidos vacíos de Kirkwood, descubiertos por Daniel Kirkwood en 1867, "se corresponden a la localización de las resonancias orbitales con Júpiter, lo que quiere decir que son órbitas cuyos períodos son relaciones enteras con el período orbital de Júpiter." Por ejemplo, si un asteroide órbita del sol tres veces mientras que Júpiter lo órbita una vez, estaría en resonancia orbital 3:1 con el planeta. Los objetos en resonancia con un planeta gigante, tiene órbitas inestables, iban a ser probablemente eyectados del sistema solar. Cuando se produjo la migración planetaria, los astrónomos creen que las órbitas resonantes también migraron afectando a otras partes del cinturón de asteroide en épocas distintas.
Walsh añadió: "De esta manera, si nada a reconfigurando completamente el cinturón de asteroides desde que los planetas se asentaron en sus órbitas actuales, las huellas de las migraciones orbitales planetarias todavía permanecen." Esto es exactamente lo que Minton y Malhotra investigaron.
El cinturón de asteroides es sencillo de estudiar, y muestra la evidencia de que los asteroides fueron movidos hacia el borde interior y exterior de cada vacío de Kirkwood. El nuevo descubrimiento está basado en modelos de computadora y da un soporte adicional a la teoría de que los planetas gigantes: Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, se formaron a la mitad de la distancia que mantienen con el Sol actualmente, en una disposición más compacta, y que posteriormente se desplazaron lentamente hacia afuera.
"La órbita de Plutón y de otros objetos del cinturón de Kuiper que están atrapados en órbitas resonantes con Neptuno, pueden explicarse por la migración hacia el exterior de Neptuno" escribieron Minton y Malhotra en el estudio. "El intercambio de momento angular entre los planetesimales y los cuatro planetas gigantes provocó la migración orbital de los planetas gigantes hasta que el disco exterior de planetesimales fue vaciado." Los planetesimales son objetos rocosos y helados sobrantes del proceso de formación planetaria.
Los autores continúan: "mientras Júpiter y Saturno migraron, crearon grandes desastres en el joven cinturón de asteroides, "provocando que los asteroides se desviaran cruzando las órbitas de los planetas interiores, y por tanto vaciando en su mayor parte de la población del cinturón de asteroides, y quizás causando una etapa posterior de fuerte bombardeo en sistema solar interior."
La última etapa de intenso bombardeo se propone que haya ocurrido hace unos 3900 millones de años, es decir 600 millones de años después del nacimiento del sistema solar, y se cree que es la causante de muchos de los cráteres más antiguos de la Luna. Walsh apunta a que el siguiente paso para corroborar la teoría sobre los nuevos vacíos descritos en el cinturón de asteroides, sería relacionarlos cronológicamente con el bombardeo.
El modelo de Niza se refiere a la migración planetaria de los gigantes gaseosos del sistema solar a partir de una configuración inicial más compacta hacia sus posiciones actuales, mucho después de la disipación del disco protoplanetario de gas. Es una hipótesis diferente de los modelos anteriores sobre la formación del sistema solar. Esta migración planetaria se utiliza en simulaciones dinámicas del sistema solar para explicar sucesos históricos como el Bombardeo intenso tardío del sistema solar interior, la formación de la nube de Oort, y la existencia de regiones con cuerpos menores como el cinturón de Kuiper, los troyanos de Júpiter y Neptuno, y numerosos objetos transneptunianos resonantes con Neptuno. El hecho que se puedan reproducir muchas de las características del sistema solar hace que sea aceptada ampliamente como el modelo actual más real de la evolución inicial del sistema solar, aunque todavía no es aceptada por todos los científicos planetarios.
El núcleo original del modelo de Niza tiene su base en tres artículos publicados en la revista de ciencia general Nature en 2005 como una colaboración internacional de los científicos R. Gomes, Hal Levison, Alessandro Morbidelli y K. Tsiganis. En estas publicaciones, los cuatro autores proponían que después de la disipación del gas y el polvo del disco primordial del sistema solar, los cuatro planetas gigantes (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno) se hallaban en órbitas casi circulares entre ~5,5 y ~17 unidades astronómicas (UA), con menos espacio entre ellos y por tanto más compactos que en la actualidad. Originalmente un disco (mucho más denso que el actual) de pequeños planetesimales de roca y hielo, con una masa total de unas 35 masas terrestres, se extendía desde la órbita de Neptuno a unos 17 ua hasta las 35 ua.
Por su distancia del Sol, la acreción fue demasiado lenta para permitir formar planetas antes de que la nebulosa solar se dispersara, y al disco inicial le faltó una densidad suficiente para consolidarse en un planeta. Los cinturones Kuiper se disponen a distancias medias entre 30 y 55 ua del Sol, mientras el disco más lejano se extiende por encima de las 100 ua, y la nube de Oort distante empieza a aproximadamente 50 000 ua. Después de la formación del sistema solar, las órbitas de todos los planetas gigantes continuaron cambiando despacio, influenciado por su interacción con el número grande de planetesimales restante. Después de 500–600 millones de años (hace aproximadamente 4000 millones años) Júpiter y Saturno entraron en una resonancia 2:1; Saturno daba una vuelta al Sol mientras que Júpiter daba dos vueltas. Esta resonancia creó un empujón gravitatorio que causó un desplazamiento hacia fuera de Urano y especialmente Neptuno. La interacción de estos planetas exteriores con el denso cinturón de planetesimales de Kuiper causó que la mayoría de ellos se desplazase hacia adentro del sistema solar. Este proceso continuó hasta que los planetesimales interaccionaron con Júpiter cuya inmensa gravedad les envió en órbitas muy elípticas al sistema solar interno o incluso los expulsó del sistema solar. Esto causó que Júpiter se moviera ligeramente hacia dentro. Esto explica la masa baja actual de las poblaciones más allá de Neptuno. Los dos planetas exteriores de nuestro sistema solar, Urano y Neptuno, se cree que han emigrado al exterior desde su formación en órbitas más cercanas a Júpiter y Saturno. Posteriormente, la fricción dentro del disco de planetesimales hizo que sus órbitas se volvieran más circulares. No se cree que los planetas internos hayan emigrado significativamente en contraste con los planetas exteriores.
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