Formación de planetas y sistemas planetarios.

La formación de planetas y sistemas planetarios es un conjunto de procesos de formación y evolución de planetas individuales y sistemas planetarios.

Todavía no hay una claridad completa sobre qué procesos tienen lugar durante la formación de los planetas y cuáles de ellos dominan. Resumiendo los datos de observación, solo podemos afirmar que [1] :

Se forman incluso antes de la dispersión del disco protoplanetario .
La acreción juega un papel importante en la formación .
El enriquecimiento en elementos químicos pesados se produce a expensas de los planetesimales .

Teorías de la formación

El punto de partida de todas las discusiones sobre el camino de la formación de planetas es el disco de gas y polvo (protoplanetario) alrededor de la estrella en formación. Hay dos tipos de escenarios de cómo salieron los planetas [2] :

El dominante en este momento es acrecionario. Asume formaciones de planetosimales primordiales.
El segundo cree que los planetas se formaron a partir de los "grupos" iniciales, que posteriormente colapsaron.

La formación final del planeta se detiene cuando se encienden reacciones nucleares en una estrella joven y se dispersa el disco protoplanetario, debido a la presión del viento solar, el efecto Poynting-Robertson y otros [3] .

Escenario de acreción

Primero, los primeros planetozimales se forman a partir del polvo. Hay dos hipótesis sobre cómo sucede esto:

Uno afirma que crecen debido a la colisión por pares de cuerpos muy pequeños.
La segunda es que los planetozimales se forman durante el colapso gravitatorio en la parte media del disco protoplanetario de gas y polvo.

A medida que crecen, surgen planetosimales dominantes, que luego se convertirán en protoplanetas. El cálculo de sus tasas de crecimiento es bastante diverso. Sin embargo, se basan en la ecuación de Safronov:

$\frac{dM}{dt}=\pi R^2F_G\Sigma_p\sqrt{\frac{GM_*}{a^3))$ ,

donde R es el tamaño del cuerpo, a es el radio de su órbita, M * es la masa de la estrella, Σ p es la densidad superficial de la región planetosimal y F G es el llamado parámetro de enfoque, que es la clave en esta ecuación; se determina de manera diferente para diferentes situaciones. Dichos cuerpos pueden crecer no indefinidamente, sino exactamente hasta el momento en que hay pequeños planetozimales en su vecindad, la masa límite (la llamada masa de aislamiento) resulta ser:

$M=\frac{ \sqrt{M} (4\pi a^3 \Sigma_p)^{\frac{3}{2))}{3M_*}$

En condiciones típicas, varía de 0,01 a 0,1 M ⊕ ; esto ya es un protoplaneta. El desarrollo posterior del protoplaneta puede seguir los siguientes escenarios, uno de los cuales conduce a la formación de planetas con una superficie sólida, el otro a gigantes gaseosos.

En el primer caso, los cuerpos con masa aislada de una forma u otra aumentan la excentricidad y sus órbitas se cruzan. En el curso de una serie de absorciones de protoplanetas más pequeños, se forman planetas similares a la Tierra.

Se puede formar un planeta gigante si una gran cantidad de gas del disco protoplanetario permanece alrededor del protoplaneta. Luego, la acumulación comienza a desempeñar el papel del proceso principal de mayor incremento de masa. El sistema completo de ecuaciones que describe este proceso:

$\frac{dr}{dm}=\frac{1}{4\pi\rho r^2}$ (una)

$\frac{dP}{dm}=-\frac{G(m+M_{núcleo})}{4\pi r^4}$ (2)

$\frac{dL}{dm}=\epsilon - T\frac{\parcial S}{\parcial t}$ (3)

$\frac{dP}{dT}=P(T)$

El significado de las ecuaciones escritas es el siguiente (1) — se asume la simetría esférica y la homogeneidad del protoplaneta, (2) se supone que se produce el equilibrio hidrostático, (3) se produce calentamiento durante una colisión con planetosimales y el enfriamiento sólo se produce debido a la radiación. (4) son las ecuaciones de estado del gas.

El crecimiento del núcleo del futuro planeta gigante continúa hasta M~10 ⊕ [2] Aproximadamente en esta etapa, se altera el equilibrio hidrostático. A partir de ese momento, todo el gas acumulado forma la atmósfera del planeta gigante.

Dificultades del escenario de acreción

Las primeras dificultades surgen en los mecanismos de formación de los planetosimales. Un problema común para ambas hipótesis es el problema de la "barrera del metro": cualquier cuerpo en un disco gaseoso reduce gradualmente el radio de su órbita y, a cierta distancia, simplemente se quemará. Para cuerpos con un tamaño de aproximadamente un metro, la velocidad de tal deriva es la más alta, y el tiempo característico es mucho menor que el necesario para que el planetosimal aumente significativamente su tamaño [2] .

Además, en la hipótesis de la fusión, es más probable que los planetozimales de un metro de largo colisionen para colapsar en numerosas partes pequeñas que para formar un solo cuerpo.

Para la hipótesis de la formación de planetosimales durante la fragmentación del disco, la turbulencia ha sido un problema clásico. Sin embargo, su posible solución, ya la vez el problema de la barrera del metro, se obtuvo en obras recientes. Si en los primeros intentos de solución el principal problema era la turbulencia, en el nuevo enfoque este problema no existe como tal. La turbulencia puede agrupar partículas sólidas densas y, junto con la inestabilidad del flujo, es posible la formación de un cúmulo ligado gravitacionalmente, en un tiempo mucho más corto que el que tardan los planetosimales de un metro de largo en llegar a la estrella.

El segundo problema es el mecanismo del crecimiento masivo en sí mismo:

La distribución de tamaño observada en el cinturón de asteroides no se puede reproducir en este escenario [2] . Lo más probable es que las dimensiones iniciales de los objetos densos sean de 10 a 100 km. Pero esto significa que la velocidad promedio de los planetosimales está disminuyendo, lo que significa que la tasa de formación de núcleos está disminuyendo. Y para los planetas gigantes, esto se convierte en un problema: el núcleo no tiene tiempo de formarse antes de que el disco protoplanetario se disipe.
El tiempo de crecimiento masivo es comparable a la escala de algunos efectos dinámicos que pueden afectar la tasa de crecimiento. Sin embargo, actualmente no es posible hacer cálculos confiables: un planeta con una masa cercana a la Tierra debe contener al menos 10 8 planetosimales.

Escenario de colapso gravitacional

Al igual que con cualquier objeto autogravitatorio, pueden desarrollarse inestabilidades en un disco protoplanetario. Esta posibilidad fue considerada por primera vez por Toomre en 1981 . Resultó que el disco comienza a romperse en anillos separados si

$Q=\frac{c_s k}{\pi G\Sigma}<1$

donde c s es la velocidad del sonido en el disco protoplanetario, k es la frecuencia epicíclica.

Hoy, el parámetro Q se llama "parámetro Tumre", y el escenario en sí se llama inestabilidad Tumre. El tiempo que tarda el disco en destruirse es comparable al tiempo de enfriamiento del disco y se calcula de manera similar al tiempo de Helmholtz para una estrella.

Dificultades en el escenario del colapso gravitacional

Requiere un disco protoplanetario supermasivo.

Exoplanetas en sistemas binarios

De los más de 800 exoplanetas actualmente conocidos, la cantidad de estrellas individuales en órbita supera significativamente la cantidad de planetas que se encuentran en sistemas estelares de diferente multiplicidad. Según los últimos datos, hay 64 [4] .

Los exoplanetas en sistemas binarios generalmente se dividen según las configuraciones de sus órbitas [4] :

Los exoplanetas de clase S orbitan uno de los componentes. Hay 57 de ellos.
La clase P incluye las que giran en torno a ambos componentes. Se encontraron en NN Ser, DP Leo, HU Aqr, UZ For, Kepler-16 (AB)b, Kepler-34 (AB)b y Kepler-35 (AB)b.

Si intenta realizar estadísticas, resulta [4] :

Una parte significativa de los planetas vive en sistemas donde los componentes están separados en el rango de 35 a 100 UA. e., concentrándose en torno a un valor de 20 a. mi.
Los planetas en sistemas amplios (> 100 AU) tienen masas de 0,01 a 10 MJ (casi lo mismo que las estrellas individuales), mientras que las masas planetarias para sistemas con separaciones más pequeñas oscilan entre 0,1 y 10 MJ
Los planetas en sistemas amplios son siempre únicos.
La distribución de las excentricidades orbitales difiere de las individuales, alcanzando los valores e = 0,925 ye = 0,935.

Características importantes de los procesos de formación

Circuncisión del disco protoplanetario. Mientras que en las estrellas individuales el disco protoplanetario puede estirarse hasta el cinturón de Kuiper (30-50 AU), en las estrellas binarias su tamaño se reduce por la influencia del segundo componente. Por lo tanto, la longitud del disco protoplanetario es de 2 a 5 veces menor que la distancia entre los componentes.

Curvatura del disco protoplanetario. El disco que queda después del corte continúa siendo influenciado por el segundo componente y comienza a estirarse, deformarse, entrelazarse e incluso romperse. Además, dicho disco comienza a precesar.

Reducción de la vida útil del disco protoplanetario Para sistemas binarios amplios, así como para sistemas simples, la vida útil del disco protoplanetario es de 1 a 10 millones de años. Sin embargo, para sistemas con una distancia entre componentes de menos de 40 AU. Es decir, la vida útil de un disco protoplanetario es de 0,1 a 1 millón de años.

Escenario de formación planetosimal

Alrededor de cada estrella hay un disco de materia restante, suficiente para formar planetas. Los discos jóvenes contienen principalmente hidrógeno y helio. En sus regiones interiores calientes, las partículas de polvo se evaporan, mientras que en las capas exteriores frías y enrarecidas, las partículas de polvo permanecen y crecen a medida que el vapor se condensa sobre ellas.

Las partículas de polvo en un disco protoplanetario, moviéndose caóticamente junto con los flujos de gas, chocan entre sí y, a veces, se pegan, a veces colapsan. Los granos de polvo absorben la luz de la estrella y la vuelven a emitir en el infrarrojo lejano, transfiriendo calor a las regiones internas más oscuras del disco. La temperatura, la densidad y la presión del gas generalmente disminuyen con la distancia a la estrella. Debido al equilibrio de presión, gravedad y fuerza centrífuga, la velocidad de rotación del gas alrededor de la estrella es menor que la de un cuerpo libre a la misma distancia.

Como resultado, las partículas de polvo de más de unos pocos milímetros están por delante del gas, por lo que el viento en contra las frena y las obliga a descender en espiral hacia la estrella. Cuanto más grandes se vuelven estas partículas, más rápido se mueven hacia abajo.

A medida que las partículas se acercan a la estrella, se calientan y gradualmente se evaporan el agua y otras sustancias de bajo punto de ebullición llamadas volátiles. La distancia a la que sucede esto, la llamada "línea de hielo", es de 2 a 4 unidades astronómicas (UA). En el sistema solar, esto es algo entre las órbitas de Marte y Júpiter (el radio de la órbita de la Tierra es 1 UA). La línea de hielo divide el sistema planetario en una región interior, desprovista de sustancias volátiles y que contiene cuerpos sólidos, y una región exterior, rica en sustancias volátiles y que contiene cuerpos helados.

Las moléculas de agua evaporadas de las partículas de polvo se acumulan en la propia línea de hielo, lo que sirve como detonante de toda una cascada de fenómenos. En esta región, se produce una brecha en los parámetros del gas y se produce un salto de presión. El equilibrio de fuerzas hace que el gas acelere su movimiento alrededor de la estrella central. Como resultado, las partículas que ingresan aquí no están influenciadas por un viento de frente, sino por un viento de cola, que las empuja hacia adelante y detiene su migración hacia el disco. Y dado que las partículas continúan fluyendo desde sus capas exteriores, la línea de hielo se convierte en una banda de su acumulación.

Al acumularse, las partículas chocan y crecen. Algunos de ellos rompen la línea de hielo y continúan su migración hacia el interior; cuando se calientan, se cubren con lodo líquido y moléculas complejas, lo que los hace más pegajosos. Algunas áreas están tan llenas de polvo que la atracción gravitatoria mutua de las partículas acelera su crecimiento. Gradualmente, los granos de polvo se acumulan en cuerpos del tamaño de un kilómetro llamados planetesimales que, en la última etapa de la formación de planetas, recogen casi todo el polvo primario.

Escenarios educativos inconsistentes

Hay escenarios en los que la configuración inicial, inmediatamente después de la formación, del sistema planetario difiere de la actual y se logró en el curso de una evolución posterior.

Uno de esos escenarios es la captura de un planeta de otra estrella. Dado que una estrella binaria tiene una sección transversal de interacción mucho mayor, la probabilidad de una colisión y la captura de un planeta de otra estrella es mucho mayor.
El segundo escenario sugiere que durante la evolución de uno de los componentes, ya en las etapas posteriores a la secuencia principal, surgen inestabilidades en el sistema planetario original. Como resultado de lo cual el planeta abandona su órbita original y se vuelve común a ambos componentes.

Exoplanetas en cúmulos estelares

Es posible la existencia de planetas pertenecientes o girando alrededor de cúmulos estelares.

Enlaces

↑ Tristán Guillot, Daniel Gautier. Planetas Gigantes . - 10 de diciembre de 2009.
↑ 1 2 3 4 Christoph Mordasini, Hubert Klahr, Yann Alibert, Willy Benz, Kai-Martin Dittkrist. Teoría de la formación de planetas . - 2010. - .
↑ Dutkevitch, Diane La evolución del polvo en la región del planeta terrestre de discos circunestelares alrededor de estrellas jóvenes . doctorado Tesis de doctorado, Universidad de Massachusetts Amherst (1995). Consultado el 23 de agosto de 2008. Archivado desde el original el 25 de noviembre de 2007. (indefinido) ( Entrada del Sistema de datos de astrofísica Archivado el 3 de noviembre de 2013 en Wayback Machine )
↑ 1 2 3 Zhou, Ji-Lin; Xie, Ji-Wei; Liu, Hui-Gen; Zhang, Hui; Sol, Yi-Sui. Formando diferentes sistemas planetarios .