Tierras recién nacidas

Si astrónomos alienígenas alrededor de una estrella lejana hubiesen estudiado el joven Sol hace unos 4 mil millones de años, ¿podrían haber visto señales de una Tierra recién formada orbitando a esta insignificante estrella amarilla? La respuesta es sí, según lo que dice Scott Kenyon (Observatorio Astrofísico Smithsoniano) y Benjamin Bromley (Universidad de Utah). Más aún, su modelo por ordenador dice que podemos usar estas mismas señales para localizar lugares en donde se estén formando jóvenes planetas del tamaño de la Tierra que, un día, puedan albergar vida.

La clave para localizar Tierras recién nacidas, dicen Kenyon y Bromley, es buscar no al planeta mismo, sino un anillo de polvo orbitando a la estrella que es una huella de la formación de un planeta terrestre (rocoso).

"Las posibilidades son: si hay un anillo de polvo, hay un planeta", dice Kenyon.

Los buenos planetas son difíciles de encontrar

Nuestro sistema solar se formó a partir de un disco giratorio de gas y polvo, denominado disco protoplanetario, que orbitaba alrededor del joven Sol. Los mismos materiales se encuentran en toda la galaxia, así que las leyes físicas predicen que en otros sistemas estelares se formarán de un modo similar.

Aunque los planetas pueden ser muy comunes, son difíciles de detectar porque son demasiado débiles y están muy cerca de una estrella mucho más brillante. Por esto, los astrónomos buscan planetas buscando evidencias indirectas de su existencia. En los sistemas planetarios jóvenes, esa evidencia puede presentarse en el mismo disco, y en como el planeta afecta al disco de polvo del cual se forma.

Los grandes planetas, del tamaño de Júpiter, poseen una gravedad fuerte. Esa gravedad afecta de manera importante al anillo de polvo. Un simple Júpiter puede formar un agujero en forma de anillo en el disco, distorsionar el disco o crear bandas concentradas de polvo que dejan un diseño en el disco como la estela de un barco. La presencia de un planeta gigante puede explicar el diseño de estela visto en el disco alrededor de la estrella Vega de unos 350 millones de años.

Los mundos pequeños, del tamaño de la Tierra, sin embargo, poseen una gravedad más débil. Alteran el disco menos, dejando señales más sutiles de su presencia. Mucho mejor que buscar distorsiones o estelas, Kenyon y Bromley recomiendan mirar como se ve el brillo del sistema estelar en las longitudes de onda de la luz infrarroja (IR), (la luz infrarroja, que percibimos como calor, es luz con longitudes de onda más largas y menos energía que la luz visible).

Las estrellas con discos de polvo son más brillantes en IR que las estrellas sin disco. Cuanto más polvo tiene un sistema estelar, más brillante es en el IR. Kenyon y Bromley han mostrado que los astrónomos pueden usar las luminosidades en el IR no sólo para detectar un disco, sino también para decir cuando se está formando un planeta tipo Tierra en ese disco.

"Fuimos los primeros en calcular los niveles esperados de producción de polvo y exceso de infrarrojo asociado, y los primeros en demostrar que la formación de planetas terrestres produce cantidades observables de polvo", dice Bromley.

Construyendo planetas de arriba abajo

La teoría que tiene más prevalencia sobre la formación de los planetas exige que los planetas se construyan "de arriba abajo". De acuerdo con la teoría de la coagulación, pequeños fragmentos de material rocoso en un disco protoplanetario colisionan y se amalgaman. Durante miles de años, pequeños acúmulos crecen hasta convertirse en acúmulos cada vez más grandes, como si se construyera un muñeco de nieve con un puñado de nieve de cada vez. Finalmente, los acúmulos rocosos son tan grandes que se convierten en planetas hechos y derechos.

Kenyon y Bromley realizaron un modelo del proceso de formación de planetas usando un complejo programa informático. "Sembraron" un disco protoplanetario con mil millones de planetésimos de 1 km de tamaño, todos orbitando alrededor de una estrella central, e hicieron avanzar paso a paso el sistema para ver como los planetas evolucionan desde esos ingredientes básicos.

"Hemos hecho la simulación tan realista como pudimos y completado los cálculos en un tiempo razonable", dice Bromley.

Encontraron que el proceso de formación de planetas es muy eficiente. Inicialmente, las colisiones entre los planetésimos ocurren a baja velocidad, así que colisionan objetos que tienden a fusionarse y crecer. A una distancia Tierra-Sol típica, un objeto de 1 km tarda sólo unos 1000 años en crecer hasta 100 km. Otros 10.000 años producen protoplanetas de casi 1000 km de diámetro, los cuales crecen en 10.000 años más hasta protoplanetas de casi 2000 km de diámetro. Así, objetos del tamaño de la Luna pueden formarse en tan poco tiempo como 20.000 años.

A medida que los planetésimos en el disco se hacen más grandes y masivos, su gravedad se hace más fuerte. Una vez que algunos objetos alcanzan un tamaño de unos 1000 km, empiezan a "atraer la atención" del resto de objetos más pequeños. La gravedad atrae a los acúmulos de roca del tamaño de asteroides, más pequeños, a velocidades cada vez más altas. Van tan rápido que cuando colisionan, no se fusionan sino que se pulverizan, esmagándose violentamente entre si. Mientras los protoplanetas más grandes continúan creciendo, el resto de los planetésimos se convierten mutuamente en polvo.

"El polvo se forma allí donde el planeta se está formando, a la misma distancia de su estrella", dice Kenyon. Como resultado, la temperatura del polvo indica dónde se está formando el planeta. El polvo en una órbita como la de Venus será más caliente que en una como la de la Tierra, dando una pista sobre la distancia del planeta recién nacido a su estrella.

El tamaño de los objetos más grandes en el disco determina la tasa de producción de polvo. La cantidad de polvo es máxima cuando se han formado los protoplanetas de 1000 km.

"El Telescopio Espacial Spitzer debería poder detectar estos máximos de polvo", dice Bromley.

En la actualidad, el modelo de formación de planetas de Kenyon y Bromley cubre sólo una fracción del sistema solar, desde la órbita de Venus hasta una distancia a mitad de camino entre la Tierra y Marte. En el futuro, planean extender el modelo para abarcar órbitas tan cercanas al Sol como la de Mercurio y tan lejanas como la de Marte.
También han realizado un modelo para la formación del cinturón de Kuiper, una región de objetos pequeños, helados y rocosos más allá de la órbita de Neptuno. El siguiente paso lógico es realizar un modelo de la formación de gigantes gaseosos como Júpiter y Saturno.

"Empezamos en los límites del sistema solar y trabajamos hacia dentro", dice Kenyon con una sonrisa. "Estamos trabajando también en la dirección del aumento de masa. La Tierra es 1000 veces más masiva que un objeto de Kuiper y Júpiter es 1000 veces más masivo que la Tierra".

"Nuestro objetivo final es realizar en modelo y entender la formación de todo nuestro sistema solar". Kenyon estima que su objetivo es alcanzable en una década, si la velocidad de computación continúa aumentando, permitiendo la simulación de todo el sistema solar.