Las cunas de los sistemas planetarios

Una de las propiedades más llamativas del Sistema Solar, que quizás de tanto tenerla presente pasa desapercibida y damos como un hecho normal, es que las órbitas de todos los objetos en la parte más interna (planetas, planetas enanos y asteroides) están situadas aproximadamente en el mismo plano. Tomando como referencia el plano de la eclíptica, es decir, el que contiene la órbita de la Tierra alrededor del Sol, la inclinación más grande de otra órbita planetaria con respecto a la nuestra es la de Mercurio, con un ángulo de tan sólo 7 grados. La inclinación de las órbitas de los seis planetas restantes con respecto a la de la Tierra es menor de 3 grados. Además, el eje de rotación del Sol es casi perpendicular al plano de la eclíptica. Estas evidencias son cruciales para entender cómo se formó el Sistema Solar y, por extensión, cómo es la evolución de las nubes protoestelares y cómo se forman los sistemas planetarios en general.



Gracias a observaciones con telescopios desde tierra y desde satélites (IRAS, ISO, Spitzer y Herschel), sabemos que en torno a un gran número de estrellas jóvenes (con edades de unos pocos millones o decenas de millones de años) existen discos de gas y polvo y que cuando las estrellas evolucionan, el gas desaparece y los discos están compuestos fundamentalmente de polvo y en algunos casos pueden albergar planetas.
El Sol tiene unos 5.000 millones de años de edad, de modo que a la vista de las órbitas coplanarias de los planetas, es plausible pensar que nuestro Sistema Solar se originó también a partir de una estructura similar a un disco como los que se ven en torno a las estrellas más jóvenes. Por ello, a esos discos se los denomina discos protoplanetarios.

Un disco protoplanetario es una estructura aplanada que gira en torno a una estrella en proceso de formación. Las estrellas se forman a partir de enormes nubes de materia interestelar. Cuando en una región del espacio existe una concentración de materia con una densidad algo más alta que la de los alrededores, la fuerza de la gravedad hace que poco a poco esa materia se vaya acumulando, produciéndose una contracción de la nube protoestelar. El tamaño típico de esas nubes es de unas pocas decenas de miles de unidades astronómicas (recordemos que 1 unidad astronómica, abreviada au, equivale a 150 millones de kilómetros, la distancia media Sol-Tierra).

Una nube protoestelar suele tener un pequeño movimiento de rotación, que se va acelerando conforme se contrae, de la misma forma que un patinador que gira con los brazos extendidos puede rotar más rápidamente si los pega a su cuerpo. Durante la contracción, la materia más próxima al eje de rotación cae sobre la concentración central, pero la más alejada comienza a adquirir un movimiento aproximadamente circular, de modo que al cabo de unas pocas decenas de miles de años se llega a una estructura aplanada, de unos cientos de au, girando en torno a la estrella naciente. Ese disco aporta materia a la estrella a través de un proceso complejo llamado acrecimiento.

Los discos protoplanetarios contienen materia en dos estados que se suelen simplificar en dos términos: gas y polvo. El cociente en masa entre ellos es aproximadamente 100/1. El gas que compone un disco es fundamentalmente una mezcla de hidrógeno atómico (H) y molécular (H2), helio (los dos elementos químicos más abundantes en el Universo) y otras moléculas, desde las más sencillas, como monóxido de carbono (CO) o agua (H2O), hasta otras mucho más complejas, con cadenas de varios átomos. El polvo tiene composiciones muy variadas, y procede de condensaciones de átomos de elementos ligeros y pesados formando granos, por ejemplo en forma de silicatos, que en las primeras etapas del disco tienen tamaños microscópicos.

Los modelos nos dicen que con el paso del tiempo los granos sólidos sedimentan sobre el plano central y crecen, debido a colisiones y a fuerzas de adherencia, hasta tamaños de unos pocos centímetros y posteriormente, por procesos complejos y aún no muy bien comprendidos, hasta formar cuerpos más grandes que denominamos planetesimales, con dimensiones típicas desde unos pocos metros a centenares de metros. Ese proceso ocurre en escalas de tiempo de unos 100.000 años, sorprendentemente cortas en comparación con los tiempos típicos de la evolución estelar.
La zona interna de un disco albergaría una gran cantidad de planetesimales que pueden colisionar entre sí, rompiéndose en fragmentos más pequeños, generando "escombros", de ahí la denominación de discos debris para los discos protoplanetarios que han evolucionado, aunque también pueden tener la suerte de sobrevivir a las colisiones, acumular materia a su alrededor y formar planetas rocosos. En las partes del disco algo más externas y frías, donde se forman hielos, también puede haber una cierta concentración de planetesimales de características algo diferentes, formando, si llegan a tener un tamaño apreciable, los núcleos de los planetas gaseosos. Cuando estos núcleos alcanzan una masa de aproximadamente diez veces la de la Tierra, su gravedad es capaz de hacer que el gas que va "barriendo" en la órbita quede atrapado en forma de atmósfera.

A pesar de sus 5.000 millones de años de edad, si observáramos nuestro Sistema Solar desde el exterior todavía descubriríamos la huella de una forma aplanada brillante en luz infrarroja, rastro evidente de la estructura de la que surgió: es la débil luz zodiacal que puede observarse en las noches oscuras a lo largo del plano de la eclíptica. Esta luz se genera a partir de la interacción de la radiación solar con las partículas de polvo producidas por las colisiones de distintos objetos interplanetarios; no es pues polvo de "primera generación".

Aunque en los últimos años ha habido un gran avance en la comprensión del origen de las estrellas y los planetas, son numerosos e importantes los detalles que se han de precisar: ¿se generan discos alrededor de todas las estrellas en formación, independientemente de su masa?, ¿es correcta nuestra interpretación actual de la evolución del gas y el polvo?, ¿cuál es la manera específica por la que este último llega a formar cuerpos de tamaño planetario?... Para responder a estas y otras preguntas se requiere reforzar el marco teórico disponible a partir de observaciones más precisas de este tipo de sistemas, que sean capaces de ver los discos en sus diferentes partes de forma detallada (resolver, en la jerga astronómica), abarcando todo el espectro electromagnético. En este sentido, son varios los nuevos observatorios que están revolucionando, o lo harán en el futuro próximo, nuestro conocimiento del origen de las estrellas y los planetas.

En el infrarrojo lejano y longitudes de onda submilimétricas, el observatorio Herschel, de la Agencia Espacial Europea (ESA), lanzado en mayo de 2009, está dando resultados espectaculares, tanto en el campo de los discos protoplanetarios como en los discos debris. En concreto, un proyecto de investigación en el que participo, coordinado por el investigador Carlos Eiroa (Universidad Autónoma de Madrid), está dando como uno de sus resultados más espectaculares, el descubrimiento de discos de polvo muy fríos en torno a estrellas de tipo solar, con temperaturas alrededor de 30 K (-243 grados centígrados), que no son posibles de explicar con los modelos actuales de generación y evolución de planetesimales.

En los rangos óptico e infrarrojo cercano, el Gran Telescopio de Canarias (GTC) cuando el instrumento CanariCam esté operativo, proporcionará datos complementarios a los que proporcionan las observaciones desde el espacio. El James Webb Space Telescope, sucesor del Hubble Space Telescope, también dará un buen impulso a la observación de discos en el infrarrojo. Ampliando el rango hasta las ondas milimétricas, el Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) alcanzará una capacidad de ver detalles de los discos sin precedentes: diez veces mejor que la del Hubble, en las condiciones adecuadas. Eso se logrará colocando ochenta antenas en distintas configuraciones, de forma que funcionen como un único radiotelescopio, permitiendo observar directamente las regiones internas de los discos, donde se forman los planetas.

A lo largo del artículo hemos dado unas pocas pinceladas acerca de lo que sabemos sobre los discos circunestelares, el origen de nuestro Sistema Solar y de otros sistemas planetarios. Muchas de las preguntas que todavía persisten serán sin duda respondidas a corto o medio plazo gracias a los nuevos observatorios, y a la par, otras muchas nuevas surgirán, esperando ser desveladas. Las estrellas nunca dejarán de sorprendernos...