La formación de sistemas planetarios similares a nuestro Sistema Solar es un proceso complejo que dura varios millones de años. Como no es posible esperar tanto tiempo para observar cómo se forman los planetas, los astrónomos observan sistemas planetarios con edades diferentes que se encuentran en distintos estadios de su formación, para así componer la historia de nuestro propio Sistema Solar.
La región conocida como Cefeo OB2, situado a 3 mil años-luz, ofrece a los científicos una idea del ambiente en que se movía nuestro joven Sol cuando se formó hace 4.600 millones de años. Dicha región contiene varias decenas de estrellas masivas y algunos cientos de estrellas muy jóvenes similares a nuestro Sol en sus comienzos, la cuales se encuentran en dos cúmulos (Tr 37 y NGC 7160) y tienen entre uno y doce millones de años, edades clave para la formación de planetas. Puesto que la mayoría de las estrellas más jóvenes se encuentra rodeada de discos de gas y polvo, llamados discos protoplanetarios, y que en las estrellas más viejas estos discos ya han desaparecido, los científicos deducen que la formación de planetas debe ocurrir en etapas intermedias.
Con esta presupuesto como base, y combinando observaciones a distintas longitudes de onda (luz visible, infrarrojo, radio), un grupo internacional de científicos estudió la estructura de discos protoplanetarios, buscando indicios de formación de planetas. En el estudio, publicado en The Astrophysical Journal, participaron astrónomos de la Universidad Autónoma de Madrid, el Instituto Max Planck en Heidelberg (Alemania), el Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (EEUU) y el Observatorio de Leiden (Holanda).
Discos protoplanetarios
Los discos protoplanetarios tienen un tamaño típico unas 5 veces mayor que la órbita de Plutón, y una masa varias veces mayor que la masa contenida en todos los planetas de nuestro Sistema Solar. La masa está compuesta en su mayor parte de gas, con una pequeña porción de polvo de silicatos y otros elementos, en una proporción de 100 partes de gas por 1 de polvo. La estrella central calienta el disco, de manera que la parte interna alcanza temperaturas de unos 1200º C, mientras que las partes más alejadas se encuentran a unos -240ºC.
Al igual que al calentar un trozo de hierro su color pasa del negro al rojo, luego al naranja, y finalmente al blanco, cada región del disco emite fundamentalmente a un “color” o longitud de onda según su temperatura: longitudes de onda más largas muestran regiones más frías. La emisión de radio proviene de las partes más alejadas de la estrella y, por tanto, más frías.
El infrarrojo medio traza regiones con temperaturas similares a las que se dan en Júpiter o Saturno. El infrarrojo cercano revela la parte que en nuestro Sistema Solar ocupan los planetas terrestres (Mercurio, Venus, la Tierra y Marte). Finalmente, la luz visible traza lo que ocurre en las cercanías de la estrella. Así, combinando observaciones a distintas longitudes de onda es posible obtener información sobre las distintas zonas del disco, a pesar de que los discos a 3000 años-luz aparecen en las imágenes tan sólo como puntos.
Los resultados del estudio
Las observaciones publicadas en The Astrophysical Journal muestran que, en los discos de edades intermedias, los granos de polvo se han aglomerado en partículas con tamaños similares a la arena fina y composición química parecida a la observada en el polvo de los cometas del Sistema Solar. En algunos casos, la parte más interna del disco, correspondiente a la zona donde se encuentran los planetas en el Sistema Solar, aparece desprovista de polvo fino, lo cual sugiere que los granos de polvo han alcanzado tamaños superiores a 10-20 micras. Algunos discos carecen de gas y polvo fino en su parte más interna, lo que es consistente con la formación de planetas gigantes similares a Júpiter que habrían absorbido la parte central del disco. En otros discos, la cantidad de polvo fino observada es muy inferior a la masa de gas, indicando que la mayor parte de los sólidos debe encontrarse ya en cuerpos del tamaño de piedrecitas o incluso en planetas de varios kilómetros de diámetro.
Todas estas observaciones permiten a los investigadores suponer cómo fueron los comienzos de nuestro Sistema Solar y de otros sistemas planetarios extrasolares. También muestran que la evolución de los discos no es la misma en todas las estrellas, lo cual podría dar origen a distintos tipos de sistemas planetarios, o incluso a estrellas donde el disco es eliminado sin llegar a formar planetas.
Los investigadores resaltan distintas cuestiones por resolver, como la presencia de algunos discos con edades de 10 millones de años y sin evidencia alguna de evolución hacia sistemas planetarios: ¿Qué es lo que impide la formación de planetas en estos “discos Peter Pan” que se niegan a crecer?
Referencia bibliográfica
Aurora Sicilia-Aguilar, Thomas Henning, Cornelis P. Dullemond, Nimesh Patel, Attila Juhász, Jeroen Bouwman and Bernhard Sturm. Dust Properties and Disk Structure of Evolved Protoplanetary Disks in Cep OB2: Grain Growth, Settling, Gas and Dust Mass, and Inside-out Evolution. The Astrophysical Journal, Volume 742, Issue 1, article id. 39 (2011).