Hipótesis nebular
La hipótesis nebular es el modelo más aceptado en el campo de la cosmogonía para explicar la formación y evolución del Sistema Solar (así como de otros sistemas planetarios). Sugiere que el Sistema Solar está formado por gas y polvo que orbitan alrededor del Sol y que se agruparon para formar los planetas. La teoría fue desarrollada por Immanuel Kant y publicada en su Historia natural universal y teoría de los cielos (1755) y luego modificada en 1796 por Pierre Laplace. Originalmente aplicado al Sistema Solar, ahora se cree que el proceso de formación del sistema planetario está funcionando en todo el universo. La variante moderna ampliamente aceptada de la teoría nebular es el modelo de disco nebular solar (SNDM) o modelo nebular solar. Ofreció explicaciones para una variedad de propiedades del Sistema Solar, incluidas las órbitas casi circulares y coplanares de los planetas, y su movimiento en la misma dirección que la rotación del Sol. Algunos elementos de la teoría nebular original se repiten en las teorías modernas de formación planetaria, pero la mayoría de los elementos han sido reemplazados.
Según la teoría nebular, las estrellas se forman en nubes masivas y densas de hidrógeno molecular: nubes moleculares gigantes (GMC). Estas nubes son gravitacionalmente inestables y la materia se fusiona dentro de ellas en grupos más pequeños y densos, que luego giran, colapsan y forman estrellas. La formación estelar es un proceso complejo, que siempre produce un disco protoplanetario gaseoso (proplyd) alrededor de la estrella joven. Esto puede dar lugar a planetas en determinadas circunstancias, que no son bien conocidas. Por lo tanto, se cree que la formación de sistemas planetarios es un resultado natural de la formación estelar. Una estrella similar al Sol suele tardar aproximadamente 1 millón de años en formarse, y el disco protoplanetario evoluciona hasta convertirse en un sistema planetario durante los próximos 10 a 100 millones de años.
El disco protoplanetario es un disco de acreción que alimenta a la estrella central. Inicialmente muy caliente, el disco luego se enfría en lo que se conoce como etapa estelar T Tauri; aquí, es posible la formación de pequeños granos de polvo hechos de rocas y hielo. Los granos eventualmente pueden coagularse en planetesimales del tamaño de un kilómetro. Si el disco es lo suficientemente masivo, comienzan las acumulaciones desbocadas, lo que resulta en la formación rápida (100 000 a 300 000 años) de embriones planetarios del tamaño de la Luna a Marte. Cerca de la estrella, los embriones planetarios pasan por una etapa de fusiones violentas, produciendo unos pocos planetas terrestres. La última etapa dura aproximadamente entre 100 millones y mil millones de años.
La formación de planetas gigantes es un proceso más complicado. Se cree que ocurre más allá de la línea de congelación, donde los embriones planetarios están hechos principalmente de varios tipos de hielo. Como resultado, son varias veces más masivos que en la parte interna del disco protoplanetario. Lo que sigue después de la formación del embrión no está del todo claro. Algunos embriones parecen seguir creciendo y, finalmente, alcanzan de 5 a 10 masas terrestres, el valor umbral, que es necesario para comenzar la acumulación del gas hidrógeno-helio del disco. La acumulación de gas por el núcleo es inicialmente un proceso lento, que continúa durante varios millones de años, pero después de que el protoplaneta en formación alcanza unas 30 masas terrestres (MEarth), se acelera y procede de manera desbocada. Se cree que los planetas similares a Júpiter y Saturno acumulan la mayor parte de su masa durante solo 10 000 años. La acumulación se detiene cuando se agota el gas. Los planetas formados pueden migrar largas distancias durante o después de su formación. Se cree que los gigantes de hielo como Urano y Neptuno son núcleos fallidos, que se formaron demasiado tarde cuando el disco casi había desaparecido.
Historia
Existe evidencia de que Emanuel Swedenborg propuso por primera vez partes de la teoría nebular en 1734. Immanuel Kant, familiarizado con el trabajo de Swedenborg, desarrolló aún más la teoría en 1755, publicando su propia Historia natural universal y teoría de los cielos, donde argumentó que las nubes gaseosas (nebulosas) giran lentamente, colapsan gradualmente y se aplanan debido a la gravedad, formando eventualmente estrellas y planetas.
Pierre-Simon Laplace desarrolló y propuso de forma independiente un modelo similar en 1796 en su Exposition du systeme du monde. Imaginó que el Sol originalmente tenía una atmósfera caliente extendida en todo el volumen del Sistema Solar. Su teoría presentaba una nube protosolar que se contraía y se enfriaba: la nebulosa protosolar. A medida que se enfriaba y se contraía, se aplanaba y giraba más rápidamente, expulsando (o desprendiendo) una serie de anillos gaseosos de material; y según él, los planetas se condensaron a partir de este material. Su modelo era similar al de Kant, excepto que era más detallado y de menor escala. Si bien el modelo nebular laplaciano dominó en el siglo XIX, se encontró con una serie de dificultades. El problema principal involucraba la distribución del momento angular entre el Sol y los planetas. Los planetas tienen el 99% del momento angular, y este hecho no puede ser explicado por el modelo nebular. Como resultado, los astrónomos abandonaron en gran medida esta teoría de la formación de planetas a principios del siglo XX.
Una crítica importante vino durante el siglo XIX de James Clerk Maxwell (1831-1879), quien sostenía que una rotación diferente entre las partes interior y exterior de un anillo no podía permitir la condensación del material. El astrónomo Sir David Brewster también rechazó a Laplace, escribiendo en 1876 que "aquellos que creen en la Teoría Nebular consideran seguro que nuestra Tierra derivó su materia sólida y su atmósfera de un anillo lanzado desde la atmósfera Solar, que luego se contrajo en una esfera terráquea sólida, de la cual la Luna fue expulsada por el mismo proceso". Argumentó que bajo tal punto de vista, 'la Luna necesariamente debe haber extraído agua y aire de las partes acuosa y aérea de la Tierra y debe tener una atmósfera'. Brewster afirmó que las creencias religiosas de Sir Isaac Newton habían considerado anteriormente que las ideas nebulares tendían al ateísmo, y lo citó diciendo que "el crecimiento de nuevos sistemas a partir de los antiguos, sin la mediación de un poder divino, le parecía aparentemente absurdo".
Las deficiencias percibidas del modelo laplaciano estimularon a los científicos a encontrar un reemplazo para él. Durante el siglo XX muchas teorías abordaron el tema, incluyendo la teoría planetesimal de Thomas Chamberlin y Forest Moulton (1901), el modelo de mareas de James Jeans (1917), la modelo de acreción de Otto Schmidt (1944), la teoría de los protoplanetas de William McCrea (1960) y finalmente la teoría de la captura de Michael Woolfson. En 1978, Andrew Prentice resucitó las ideas laplacianas iniciales sobre la formación de planetas y desarrolló la teoría laplaciana moderna. Ninguno de estos intentos resultó completamente exitoso y muchas de las teorías propuestas eran descriptivas.
El nacimiento de la teoría moderna de formación planetaria ampliamente aceptada, el modelo de disco nebular solar (SNDM), se remonta al astrónomo soviético Victor Safronov. Su libro de 1969 Evolución de la nube protoplanetaria y formación de la Tierra y los planetas, que fue traducido al inglés en 1972, tuvo un efecto duradero en la forma en que los científicos piensan sobre la formación de los planetas. En este libro se formularon casi todos los principales problemas del proceso de formación planetaria y se resolvieron algunos de ellos. Las ideas de Safronov se desarrollaron aún más en los trabajos de George Wetherill, quien descubrió la acreción descontrolada. Si bien originalmente se aplicó solo al Sistema Solar, los teóricos pensaron posteriormente que el SNDM funcionaba en todo el Universo; al 1 de junio de 2023, los astrónomos han descubierto 5.388 planetas extrasolares en nuestra galaxia.
Modelo nebular solar: logros y problemas
Logros
El proceso de formación estelar tiene como resultado natural la aparición de discos de acreción alrededor de objetos estelares jóvenes. A la edad de aproximadamente 1 millón de años, el 100 % de las estrellas pueden tener tales discos. Esta conclusión está respaldada por el descubrimiento de los discos gaseosos y polvorientos alrededor de las protoestrellas y las estrellas T Tauri, así como por consideraciones teóricas. Las observaciones de estos discos muestran que los granos de polvo en su interior aumentan de tamaño en escalas de tiempo cortas (miles de años), produciendo partículas de 1 centímetro.
El proceso de acreción, mediante el cual los planetesimales de 1 km crecen hasta convertirse en cuerpos de 1000 km de tamaño, se comprende bien ahora. Este proceso se desarrolla dentro de cualquier disco donde la densidad numérica de planetesimales es lo suficientemente alta y procede de manera desbocada. El crecimiento luego se ralentiza y continúa como acumulación oligárquica. El resultado final es la formación de embriones planetarios de diferentes tamaños, que dependen de la distancia a la estrella. Varias simulaciones han demostrado que la fusión de embriones en la parte interna del disco protoplanetario da lugar a la formación de unos pocos cuerpos del tamaño de la Tierra. Por lo tanto, el origen de los planetas terrestres ahora se considera un problema casi resuelto.
Temas actuales
La física de los discos de acreción encuentra algunos problemas. El más importante es cómo el material, que es acrecentado por la protoestrella, pierde su momento angular. Una posible explicación sugerida por Hannes Alfvén fue que el viento solar perdió el momento angular durante su fase estelar T Tauri. El momento es transportado a las partes exteriores del disco por tensiones viscosas. La viscosidad es generada por la turbulencia macroscópica, pero el mecanismo preciso que produce esta turbulencia no se comprende bien. Otro posible proceso para eliminar el momento angular es el frenado magnético, donde el giro de la estrella se transfiere al disco circundante a través del campo magnético de esa estrella. Los principales procesos responsables de la desaparición del gas en los discos son la difusión viscosa y la fotoevaporación.
La formación de planetesimales es el mayor problema sin resolver en el modelo de disco nebular. Cómo las partículas de 1 cm de tamaño se fusionan en planetesimales de 1 km es un misterio. Este mecanismo parece ser la clave para la pregunta de por qué algunas estrellas tienen planetas, mientras que otras no tienen nada a su alrededor, ni siquiera cinturones de polvo.
La escala de tiempo de formación de los planetas gigantes también es un problema importante. Las viejas teorías no pudieron explicar cómo sus núcleos podrían formarse lo suficientemente rápido como para acumular cantidades significativas de gas del disco protoplanetario que desaparece rápidamente. La vida media de los discos, que es de menos de diez millones (107) años, parece ser más corta que el tiempo necesario para la formación del núcleo. Se ha avanzado mucho para resolver este problema y los modelos actuales de formación de planetas gigantes ahora son capaces de formar Júpiter (o planetas más masivos) en aproximadamente 4 millones de años o menos, dentro del tiempo de vida promedio de los discos gaseosos.
Otro problema potencial de la formación de planetas gigantes es su migración orbital. Algunos cálculos muestran que la interacción con el disco puede provocar una rápida migración hacia el interior que, si no se detiene, da como resultado que el planeta alcance las "regiones centrales todavía como un objeto subjoviano". Cálculos más recientes indican que la evolución del disco durante la migración puede mitigar este problema.
Formación de estrellas y discos protoplanetarios
Protoestrellas
Se cree que las estrellas se forman dentro de nubes gigantes de hidrógeno molecular frío: nubes moleculares gigantes de aproximadamente 300 000 veces la masa del Sol (M☉) y 20 parsecs de diámetro. Durante millones de años, las nubes moleculares gigantes son propensas al colapso y la fragmentación. Estos fragmentos luego forman núcleos pequeños y densos, que a su vez colapsan en estrellas. Los núcleos varían en masa desde una fracción hasta varias veces la del Sol y se denominan nebulosas protoestelares (protosolares). Poseen diámetros de 0,01 a 0,1 pc (2000 a 20 000 AU) y una densidad numérica de partículas de aproximadamente 10 000 a 100 000 cm−3.
El colapso inicial de una nebulosa protoestelar de masa solar tarda alrededor de 100 000 años. Cada nebulosa comienza con una cierta cantidad de momento angular. El gas en la parte central de la nebulosa, con un momento angular relativamente bajo, se comprime rápidamente y forma un núcleo hidrostático caliente (que no se contrae) que contiene una pequeña fracción de la masa de la nebulosa original. Este núcleo forma la semilla de lo que se convertirá en una estrella. A medida que continúa el colapso, la conservación del momento angular significa que la rotación de la envolvente que cae se acelera, lo que evita en gran medida que el gas se acumule directamente sobre el núcleo central. En cambio, el gas se ve obligado a expandirse hacia el exterior cerca de su plano ecuatorial, formando un disco, que a su vez se acumula en el núcleo. El núcleo crece gradualmente en masa hasta que se convierte en una protoestrella joven y caliente. En esta etapa, la protoestrella y su disco están muy oscurecidos por la envoltura descendente y no se pueden observar directamente. De hecho, la opacidad del sobre restante es tan alta que incluso la radiación de ondas milimétricas tiene problemas para escapar de su interior. Dichos objetos se observan como condensaciones muy brillantes, que emiten principalmente radiación de ondas milimétricas y submilimétricas. Se clasifican como protoestrellas de clase espectral 0. El colapso suele ir acompañado de flujos de salida bipolares (chorros) que emanan a lo largo del eje de rotación del disco inferido. Los chorros se observan con frecuencia en regiones de formación estelar (ver objetos Herbig-Haro (HH)). La luminosidad de las protoestrellas de clase 0 es alta: una protoestrella de masa solar puede irradiar hasta 100 luminosidades solares. La fuente de esta energía es el colapso gravitacional, ya que sus núcleos aún no están lo suficientemente calientes para comenzar la fusión nuclear.
A medida que continúa la caída de su material en el disco, la envoltura finalmente se vuelve delgada y transparente y el objeto estelar joven (YSO) se vuelve observable, inicialmente en luz infrarroja lejana y luego en luz visible. Alrededor de este tiempo, la protoestrella comienza a fusionar deuterio. Si la protoestrella es lo suficientemente masiva (por encima de 80 masas de Júpiter (MJ)), sigue la fusión de hidrógeno. De lo contrario, si su masa es demasiado baja, el objeto se convierte en una enana marrón. Este nacimiento de una nueva estrella ocurre aproximadamente 100.000 años después de que comience el colapso. Los objetos en esta etapa se conocen como protoestrellas de Clase I, que también se denominan estrellas jóvenes T Tauri, protoestrellas evolucionadas u objetos estelares jóvenes. En ese momento, la estrella en formación ya ha acumulado gran parte de su masa: la masa total del disco y la envoltura restante no supera el 10-20% de la masa del YSO central.
En la siguiente etapa, la envoltura desaparece por completo, habiendo sido recogida por el disco, y la protoestrella se convierte en una estrella T Tauri clásica. Esto sucede después de aproximadamente 1 millón de años. La masa del disco alrededor de una estrella clásica T Tauri es aproximadamente del 1 al 3 % de la masa estelar y se acumula a una tasa de 10−7 a 10−9 M☉ al año. También suele haber un par de jets bipolares. La acreción explica todas las propiedades peculiares de las estrellas clásicas T Tauri: fuerte flujo en las líneas de emisión (hasta el 100% de la luminosidad intrínseca de la estrella), actividad magnética, variabilidad fotométrica y chorros. Las líneas de emisión en realidad se forman cuando el gas acumulado golpea la "superficie" de la estrella, que sucede alrededor de sus polos magnéticos. Los chorros son subproductos de la acreción: se llevan un momento angular excesivo. La etapa clásica T Tauri dura unos 10 millones de años. El disco finalmente desaparece debido a la acumulación en la estrella central, la formación de planetas, la eyección por chorros y la fotoevaporación por radiación ultravioleta de la estrella central y las estrellas cercanas. Como resultado, la estrella joven se convierte en una estrella T Tauri de línea débil, que lentamente, durante cientos de millones de años, evoluciona hasta convertirse en una estrella ordinaria similar al Sol.
Discos protoplanetarios
Bajo ciertas circunstancias, el disco, que ahora puede llamarse protoplanetario, puede dar origen a un sistema planetario. Se han observado discos protoplanetarios alrededor de una fracción muy alta de estrellas en cúmulos de estrellas jóvenes. Existen desde el comienzo de la formación de una estrella, pero en las primeras etapas no se pueden observar debido a la opacidad de la envoltura circundante. Se cree que el disco de una protoestrella de clase 0 es masivo y caliente. Es un disco de acreción, que alimenta a la protoestrella central. La temperatura puede superar fácilmente los 400 K dentro de 5 AU y los 1000 K dentro de 1 AU. El calentamiento del disco es causado principalmente por la disipación viscosa de la turbulencia en él y por la caída del gas de la nebulosa. La alta temperatura en el disco interno hace que la mayor parte del material volátil (agua, compuestos orgánicos y algunas rocas) se evapore, dejando solo los elementos más refractarios como el hierro. El hielo solo puede sobrevivir en la parte exterior del disco.
El principal problema en la física de los discos de acreción es la generación de turbulencias y el mecanismo responsable de la alta viscosidad efectiva. Se cree que la viscosidad turbulenta es responsable del transporte de la masa a la protoestrella central y del impulso a la periferia del disco. Esto es vital para la acreción, porque la protoestrella central puede acrecentar el gas solo si pierde la mayor parte de su momento angular, que debe ser arrastrado por la pequeña parte del gas que se desplaza hacia el exterior. El resultado de este proceso es el crecimiento tanto de la protoestrella como del radio del disco, que puede alcanzar las 1000 UA si el momento angular inicial de la nebulosa es lo suficientemente grande. Los discos grandes se observan rutinariamente en muchas regiones de formación de estrellas, como la nebulosa de Orión.
La vida útil de los discos de acreción es de unos 10 millones de años. Cuando la estrella alcanza la etapa clásica T-Tauri, el disco se vuelve más delgado y se enfría. Los materiales menos volátiles comienzan a condensarse cerca de su centro, formando granos de polvo de 0,1 a 1 μm que contienen silicatos cristalinos. El transporte del material desde el disco exterior puede mezclar estos granos de polvo recién formados con los primordiales, que contienen materia orgánica y otros volátiles. Esta mezcla puede explicar algunas peculiaridades en la composición de los cuerpos del Sistema Solar, como la presencia de granos interestelares en meteoritos primitivos e inclusiones refractarias en cometas.
Las partículas de polvo tienden a adherirse entre sí en el entorno del disco denso, lo que lleva a la formación de partículas más grandes de hasta varios centímetros de tamaño. Las firmas del procesamiento de polvo y la coagulación se observan en los espectros infrarrojos de los discos jóvenes. Una mayor agregación puede conducir a la formación de planetesimales que miden 1 km de ancho o más, que son los componentes básicos de los planetas. La formación de planetesimales es otro problema no resuelto de la física de discos, ya que la simple adherencia se vuelve ineficaz a medida que las partículas de polvo crecen.
Una hipótesis es la formación por inestabilidad gravitatoria. Las partículas de varios centímetros de tamaño o más se asientan lentamente cerca del plano medio del disco, formando una capa muy delgada, de menos de 100 km, y densa. Esta capa es gravitacionalmente inestable y puede fragmentarse en numerosos grupos, que a su vez colapsan en planetesimales. Sin embargo, las diferentes velocidades del disco de gas y los sólidos cerca del plano medio pueden generar turbulencias que evitan que la capa se vuelva lo suficientemente delgada como para fragmentarse debido a la inestabilidad gravitacional. Esto puede limitar la formación de planetesimales a través de inestabilidades gravitatorias a ubicaciones específicas en el disco donde aumenta la concentración de sólidos.
Otro posible mecanismo para la formación de planetesimales es la inestabilidad de la corriente en la que el arrastre que sienten las partículas que orbitan a través del gas crea un efecto de retroalimentación que provoca el crecimiento de las concentraciones locales. Estas concentraciones locales hacen retroceder al gas creando una región donde el viento en contra que sienten las partículas es más pequeño. Por lo tanto, la concentración puede orbitar más rápido y sufre menos deriva radial. Las partículas aisladas se unen a estas concentraciones a medida que son superadas o cuando se desplazan hacia adentro, lo que hace que crezca en masa. Eventualmente, estas concentraciones forman filamentos masivos que se fragmentan y sufren un colapso gravitacional formando planetesimales del tamaño de los asteroides más grandes.
La inestabilidad gravitacional dentro del propio disco también puede desencadenar la formación de planetas, lo que conduce a su fragmentación en grupos. Algunos de ellos, si son lo suficientemente densos, colapsarán, lo que puede conducir a la rápida formación de planetas gigantes gaseosos e incluso enanas marrones en la escala de tiempo de 1000 años. Si estos grupos migran hacia adentro a medida que avanza el colapso, las fuerzas de marea de la estrella pueden resultar en una pérdida de masa significativa, dejando atrás un cuerpo más pequeño. Sin embargo, solo es posible en discos masivos, más masivos que 0,3 M☉. En comparación, las masas de disco típicas son de 0,01 a 0,03 M☉. Debido a que los discos masivos son raros, se cree que este mecanismo de formación de planetas es poco frecuente. Por otro lado, puede desempeñar un papel importante en la formación de enanas marrones.
La disipación final de los discos protoplanetarios se desencadena por varios mecanismos diferentes. La parte interna del disco es acrecentada por la estrella o expulsada por los chorros bipolares, mientras que la parte externa puede evaporarse bajo la poderosa radiación ultravioleta de la estrella durante la etapa T Tauri o por estrellas cercanas. El gas en la parte central puede ser acrecentado o expulsado por los planetas en crecimiento, mientras que las pequeñas partículas de polvo son expulsadas por la presión de radiación de la estrella central. Lo que finalmente queda es un sistema planetario, un disco remanente de polvo sin planetas, o nada, si los planetesimales no se formaron.
Debido a que los planetesimales son tan numerosos y están repartidos por todo el disco protoplanetario, algunos sobreviven a la formación de un sistema planetario. Se entiende que los asteroides son planetesimales sobrantes, que se trituran gradualmente unos a otros en pedazos cada vez más pequeños, mientras que los cometas son típicamente planetesimales de los confines más lejanos de un sistema planetario. Los meteoritos son muestras de planetesimales que alcanzan la superficie de un planeta y aportan mucha información sobre la formación del Sistema Solar. Los meteoritos de tipo primitivo son fragmentos de planetesimales de baja masa fragmentados, en los que no se produjo diferenciación térmica, mientras que los meteoritos de tipo procesado son fragmentos de planetesimales masivos fragmentados. Los objetos interestelares podrían haber sido capturados y convertirse en parte del joven sistema solar.
Formación de planetas
Planetas rocosos
Según el modelo del disco de la nebulosa solar, los planetas rocosos se forman en la parte interna del disco protoplanetario, dentro de la línea de congelación, donde la temperatura es lo suficientemente alta como para evitar la condensación del hielo de agua y otras sustancias en granos. Esto da como resultado la coagulación de granos puramente rocosos y luego la formación de planetesimales rocosos. Se cree que tales condiciones existen en la parte interna de 3 a 4 AU del disco de una estrella similar al Sol.
Después de que los planetesimales pequeños, de aproximadamente 1 km de diámetro, se hayan formado de una forma u otra, comienza la acreción descontrolada. Se llama fuera de control porque la tasa de crecimiento de masa es proporcional a R4~M4/3, donde R y M son el radio y la masa del cuerpo en crecimiento, respectivamente. El crecimiento específico (dividido por la masa) se acelera a medida que aumenta la masa. Esto conduce al crecimiento preferencial de cuerpos más grandes a expensas de los más pequeños. La acumulación desbocada dura entre 10.000 y 100.000 años y termina cuando los cuerpos más grandes superan aproximadamente los 1.000 km de diámetro. La desaceleración de la acumulación es causada por perturbaciones gravitacionales de grandes cuerpos en los planetesimales restantes. Además, la influencia de los cuerpos más grandes detiene el crecimiento de los cuerpos más pequeños.
La siguiente etapa se llama crecimiento oligárquico. Se caracteriza por el dominio de varios cientos de los cuerpos más grandes: oligarcas, que continúan acumulando planetesimales lentamente. Ningún cuerpo que no sean los oligarcas puede crecer. En esta etapa, la tasa de acumulación es proporcional a R2, que se deriva de la sección transversal geométrica de un oligarca. La tasa de acumulación específica es proporcional a M−1/3; y declina con la masa del cuerpo. Esto permite que los oligarcas más pequeños alcancen a los más grandes. Los oligarcas se mantienen a una distancia de aproximadamente 10·Hr (Hr =a(1-e)(M/3Ms)1/3 es el radio de la colina, donde a es el semieje mayor, e es la excentricidad orbital y Ms es la masa de la estrella central) entre sí por la influencia de los planetesimales restantes. Sus excentricidades e inclinaciones orbitales siguen siendo pequeñas. Los oligarcas continúan aumentando hasta que los planetesimales se agotan en el disco que los rodea. A veces, los oligarcas cercanos se fusionan. La masa final de un oligarca depende de la distancia a la estrella y la densidad superficial de los planetesimales y se denomina masa de aislamiento. Para los planetas rocosos es de hasta 0,1 MTierra, o una masa de Marte. El resultado final de la etapa oligárquica es la formación de unos 100 embriones planetarios del tamaño de la Luna a Marte espaciados uniformemente a unas 10·Hr. Se cree que residen dentro de espacios en el disco y que están separados por anillos de planetesimales restantes. Se cree que esta etapa dura unos cientos de miles de años.
La última etapa de la formación de un planeta rocoso es la etapa de fusión. Comienza cuando solo queda una pequeña cantidad de planetesimales y los embriones se vuelven lo suficientemente masivos como para perturbarse entre sí, lo que hace que sus órbitas se vuelvan caóticas. Durante esta etapa, los embriones expulsan los planetesimales restantes y chocan entre sí. El resultado de este proceso, que dura entre 10 y 100 millones de años, es la formación de un número limitado de cuerpos del tamaño de la Tierra. Las simulaciones muestran que el número de planetas sobrevivientes es en promedio de 2 a 5. En el Sistema Solar pueden estar representados por la Tierra y Venus. La formación de ambos planetas requirió la fusión de aproximadamente 10 a 20 embriones, mientras que un número igual de ellos fueron expulsados del Sistema Solar. Se cree que algunos de los embriones, que se originaron en el cinturón de asteroides, trajeron agua a la Tierra. Marte y Mercurio pueden considerarse embriones restantes que sobrevivieron a esa rivalidad. Los planetas rocosos, que han logrado fusionarse, se asientan eventualmente en órbitas más o menos estables, lo que explica por qué los sistemas planetarios generalmente están llenos hasta el límite; o, en otras palabras, por qué siempre parecen estar al borde de la inestabilidad.
Planetas gigantes
La formación de planetas gigantes es un problema pendiente en las ciencias planetarias. En el marco del modelo nebular solar existen dos teorías para su formación. El primero es el modelo de inestabilidad del disco, en el que se forman planetas gigantes en los discos protoplanetarios masivos como resultado de su fragmentación gravitacional (ver arriba). La segunda posibilidad es el modelo de acreción del núcleo, que también se conoce como modelo de inestabilidad nucleada. Se cree que el último escenario es el más prometedor, porque puede explicar la formación de planetas gigantes en discos de masa relativamente baja (menos de 0,1 M☉). En este modelo, la formación de planetas gigantes se divide en dos etapas: a) acumulación de un núcleo de aproximadamente 10 MTierra yb) acumulación de gas del disco protoplanetario. Cualquiera de los métodos también puede conducir a la creación de enanas marrones. Las búsquedas a partir de 2011 han encontrado que la acumulación de núcleos es probablemente el mecanismo de formación dominante.
Se cree que la formación del núcleo de los planetas gigantes procede aproximadamente en la misma línea que la formación de los planetas terrestres. Comienza con los planetesimales que experimentan un crecimiento desbocado, seguido de la etapa oligárquica más lenta. Las hipótesis no predicen una etapa de fusión, debido a la baja probabilidad de colisiones entre embriones planetarios en la parte externa de los sistemas planetarios. Una diferencia adicional es la composición de los planetesimales, que en el caso de los planetas gigantes se forman más allá de la llamada línea de congelación y consisten principalmente en hielo: la proporción de hielo a roca es de aproximadamente 4 a 1. Esto aumenta la masa de los planetesimales cuatro veces. Sin embargo, la nebulosa de masa mínima capaz de formar planetas terrestres solo puede formar de 1 a 2 núcleos MTierra a la distancia de Júpiter (5 AU) en 10 millones de años. El último número representa el tiempo de vida promedio de los discos gaseosos alrededor de estrellas similares al Sol. Las soluciones propuestas incluyen una mayor masa del disco: un aumento de diez veces sería suficiente; la migración de protoplanetas, que permite que el embrión acumule más planetesimales; y finalmente mejora de la acumulación debido al arrastre de gas en las envolturas gaseosas de los embriones. Alguna combinación de las ideas antes mencionadas puede explicar la formación de los núcleos de los planetas gigantes gaseosos como Júpiter y tal vez incluso Saturno. La formación de planetas como Urano y Neptuno es más problemática, ya que ninguna teoría ha sido capaz de prever la formación in situ de sus núcleos a una distancia de 20 a 30 AU de la estrella central. Una hipótesis es que inicialmente se acumularon en la región de Júpiter-Saturno, luego se dispersaron y migraron a su ubicación actual. Otra posible solución es el crecimiento de los núcleos de los planetas gigantes a través de la acumulación de guijarros. En la acumulación de guijarros, los objetos de entre un centímetro y un metro de diámetro que caen hacia un cuerpo masivo son lo suficientemente lentos por el arrastre del gas para que se muevan en espiral hacia él y se acrecienten. El crecimiento a través de la acumulación de guijarros puede ser hasta 1000 veces más rápido que mediante la acumulación de planetesimales.
Una vez que los núcleos tienen la masa suficiente (5-10 MTierra), comienzan a acumular gas del disco circundante. Inicialmente es un proceso lento, aumentando las masas del núcleo hasta 30 MTierra en unos pocos millones de años. Después de eso, las tasas de acumulación aumentan drásticamente y el 90 % restante de la masa se acumula en aproximadamente 10 000 años. La acumulación de gas se detiene cuando se agota el suministro del disco. Esto sucede gradualmente, debido a la formación de una brecha de densidad en el disco protoplanetario ya la dispersión del disco. En este modelo, los gigantes de hielo, Urano y Neptuno, son núcleos fallidos que comenzaron a acumular gas demasiado tarde, cuando casi todo el gas ya había desaparecido. La etapa posterior a la acumulación de gas fuera de control se caracteriza por la migración de los planetas gigantes recién formados y la continua acumulación lenta de gas. La migración es causada por la interacción del planeta que se encuentra en el espacio con el disco restante. Se detiene cuando el disco protoplanetario desaparece o cuando se alcanza el final del disco. Este último caso corresponde a los llamados Júpiter calientes, que probablemente detuvieron su migración cuando alcanzaron el agujero interior del disco protoplanetario.
Los planetas gigantes pueden influir significativamente en la formación de planetas terrestres. La presencia de gigantes tiende a aumentar las excentricidades e inclinaciones (ver mecanismo de Kozai) de planetesimales y embriones en la región del planeta terrestre (dentro de las 4 UA del Sistema Solar). Si los planetas gigantes se forman demasiado pronto, pueden retrasar o prevenir la acumulación de planetas internos. Si se forman cerca del final de la etapa oligárquica, como se cree que sucedió en el Sistema Solar, influirán en las fusiones de los embriones planetarios, haciéndolos más violentos. Como resultado, el número de planetas terrestres disminuirá y serán más masivos. Además, el tamaño del sistema se reducirá porque los planetas terrestres se formarán más cerca de la estrella central. Se cree que la influencia de los planetas gigantes en el Sistema Solar, particularmente el de Júpiter, ha sido limitada porque están relativamente alejados de los planetas terrestres.
La región de un sistema planetario adyacente a los planetas gigantes se verá influenciada de manera diferente. En tal región, las excentricidades de los embriones pueden llegar a ser tan grandes que los embriones pasan cerca de un planeta gigante, lo que puede hacer que sean expulsados del sistema. Si se eliminan todos los embriones, no se formarán planetas en esta región. Una consecuencia adicional es que quedará una gran cantidad de pequeños planetesimales, porque los planetas gigantes son incapaces de limpiarlos todos sin la ayuda de embriones. La masa total de planetesimales restantes será pequeña, porque la acción acumulativa de los embriones antes de su eyección y los planetas gigantes aún es lo suficientemente fuerte como para eliminar el 99% de los cuerpos pequeños. Tal región eventualmente se convertirá en un cinturón de asteroides, que es un análogo completo del cinturón de asteroides en el Sistema Solar, ubicado de 2 a 4 UA del Sol.
Exoplanetas
Se han identificado miles de exoplanetas en los últimos veinte años y, como mínimo, miles de millones más, dentro de nuestro universo observable, aún por descubrir. Las órbitas de muchos de estos planetas y sistemas de planetas difieren significativamente de los planetas del Sistema Solar. Los exoplanetas descubiertos incluyen Júpiter caliente, Júpiter caliente, súper Tierras y sistemas de planetas interiores muy compactos.
Se cree que los Júpiter calientes y los Júpiter cálido migraron a sus órbitas actuales durante o después de su formación. Se han propuesto varios mecanismos posibles para esta migración. La migración de tipo I o tipo II podría disminuir suavemente el semieje mayor de la órbita del planeta, lo que daría como resultado un Júpiter cálido o caliente. La dispersión gravitacional de otros planetas en órbitas excéntricas con un perihelio cerca de la estrella seguido de la circularización de su órbita debido a las interacciones de las mareas con la estrella puede dejar un planeta en una órbita cercana. Si un planeta compañero masivo o una estrella en una órbita inclinada estaba presente, un intercambio de inclinación por excentricidad a través del mecanismo de Kozai que aumenta las excentricidades y reduce el perihelio seguido de la circularización también puede dar como resultado una órbita cercana. Muchos de los planetas del tamaño de Júpiter tienen órbitas excéntricas que pueden indicar que ocurrieron encuentros gravitacionales entre los planetas, aunque la migración en resonancia también puede provocar excentricidades. También se ha propuesto el crecimiento in situ de Júpiter calientes a partir de súper Tierras que orbitan muy de cerca. Los núcleos de esta hipótesis podrían haberse formado localmente oa una distancia mayor y migrar cerca de la estrella.
Se cree que las supertierras y otros planetas en órbita cercana se formaron in situ o ex situ, es decir, migraron hacia adentro desde sus ubicaciones iniciales. La formación in situ de súper-Tierras en órbita cercana requeriría un disco masivo, la migración de embriones planetarios seguida de colisiones y fusiones, o la deriva radial de pequeños sólidos desde más lejos en el disco. Es probable que la migración de las súper-Tierras, o de los embriones que chocaron para formarlas, haya sido de Tipo I debido a su menor masa. Las órbitas resonantes de algunos de los sistemas de exoplanetas indican que se produjo alguna migración en estos sistemas, mientras que el espaciado de las órbitas en muchos de los otros sistemas que no están en resonancia indica que probablemente ocurrió una inestabilidad en esos sistemas después de la disipación del disco de gas. La ausencia de Súper-Tierras y planetas en órbita cercana en el Sistema Solar puede deberse a la formación previa de Júpiter que bloquea su migración hacia el interior.
La cantidad de gas que adquiere una supertierra que se formó in situ puede depender de cuándo se fusionaron los embriones planetarios debido a impactos gigantes relacionados con la disipación del disco de gas. Si las fusiones ocurren después de que el disco de gas se disipa, se pueden formar planetas terrestres, si en un disco de transición se puede formar una súper Tierra con una envoltura de gas que contiene un pequeño porcentaje de su masa. Si las fusiones ocurren demasiado pronto, puede ocurrir una acumulación de gas fuera de control que conduzca a la formación de un gigante gaseoso. Las fusiones comienzan cuando la fricción dinámica debida al disco de gas se vuelve insuficiente para evitar colisiones, proceso que comenzará antes en un disco de mayor metalicidad. Alternativamente, la acumulación de gas puede estar limitada debido a que las envolturas no están en equilibrio hidrostático, sino que el gas puede fluir a través de la envoltura, lo que ralentiza su crecimiento y retrasa el inicio de la acumulación de gas fuera de control hasta que la masa del núcleo alcance las 15 masas terrestres.
Significado de acreción
Uso del término "disco de acreción" porque el disco protoplanetario lleva a la confusión sobre el proceso de acreción planetaria. El disco protoplanetario a veces se denomina disco de acreción, porque mientras la joven protoestrella similar a T Tauri todavía se está contrayendo, el material gaseoso aún puede estar cayendo sobre ella, acrecentándose en su superficie desde el borde interior del disco. En un disco de acreción, hay un flujo neto de masa desde radios más grandes hacia radios más pequeños.
Sin embargo, ese significado no debe confundirse con el proceso de acumulación que forma los planetas. En este contexto, la acreción se refiere al proceso de granos de polvo y hielo enfriados y solidificados que orbitan la protoestrella en el disco protoplanetario, colisionan, se unen y crecen gradualmente, hasta incluir las colisiones de alta energía entre planetesimales de tamaño considerable.
Además, los planetas gigantes probablemente tenían sus propios discos de acreción, en el primer sentido de la palabra. Las nubes de hidrógeno y helio capturados se contrajeron, giraron, aplanaron y depositaron gas en la superficie de cada protoplaneta gigante, mientras que los cuerpos sólidos dentro de ese disco se acumularon en las lunas regulares del planeta gigante.