El Sistema Solar, una excepción nacida del caos

Hace unos años, tal como lo entendimos, la historia del nacimiento del Sistema Solar era bastante simple y carecía de eventos espectaculares. Comienza hace casi 4.500 millones de años, con una nube oscura de gas giratorio y polvo. La nube se derrumbó sobre sí misma bajo el efecto de su propia gravedad. El Sol se formó en su centro y, poco a poco, ocho planetas, así como objetos más modestos como Plutón, emergieron del resto del gas y el polvo que giraban alrededor de la estrella. Desde entonces, el Sistema Solar ha realizado un ballet con movimientos tan precisos y predecibles como los de un reloj.

Pero en los últimos años, los astrónomos han comenzado a recoger pistas sutiles que hacen que este escenario bien establecido sea una mentira. En comparación con los miles de sistemas exoplanetarios recientemente descubiertos, el Sistema Solar tiene características poco frecuentes. Su estructura, con sus pequeños planetas rocosos internos, sus gigantes gaseosos externos y la ausencia de planetas más cercanos al Sol que Mercurio, es perfectamente atípica. Gracias a las simulaciones digitales, los astrónomos están comenzando a comprender que estas infracciones de la regla son el resultado de la juventud turbulenta.

De hecho, la nueva historia del Sistema Solar es mucho más agitada y caótica de lo que uno imaginaba: habla de planetas errantes expulsados de su lugar de nacimiento, cuerpos precipitados en el Sol y gigantes solitarios expulsados a los confines congelados del Solar. Sistema. Al estudiar estos eventos antiguos y las cicatrices que dejaron atrás, los astrónomos pintaron una imagen coherente de las épocas cruciales de la formación de este sistema.

Primero tomemos la vieja visión del Sistema Solar desde sus inicios, durante la formación del Sol. Esto tuvo lugar en el corazón de una nube molecular gigante de gases y polvo con una masa de alrededor de 10,000 veces mayor que la del Sol. Un área densa dentro de la nube se derrumbó sobre sí misma, formando en el centro un protostar, el joven Sol, rodeado por un enorme anillo de gas y polvo opaco, el disco protoplanetario.

Durante décadas, los teóricos pensaron que las propiedades del disco protoplanetario eran suficientes para explicar una de las características principales del Sistema Solar: la distribución de su procesión, primero los cuatro planetas telúricos rocosos, luego, en órbitas más distantes, los cuatro gigantes gaseosos.

Un proceso universal explica la formación de estas dos variedades de planetas. En el disco gaseoso y turbulento, los granos de polvo chocan y se pegan entre sí hasta que forman objetos de kilómetro llamado planetesimal. Estos son similares al polvo de ovejas formado por corrientes de aire y fuerzas electrostáticas en suelos no barridos. En aproximadamente un millón de años, el disco protoplanetario del Sistema Solar estaba lleno de planetas embrionarios del tamaño de la Luna.

La mayoría de estos cuerpos estaban más allá del cinturón de asteroides actual, y más allá de la «línea de hielo», que indica la región suficientemente distante del calor del joven Sol porque todavía hay hielo de agua en el disco. En consecuencia, más allá de la línea divisoria, los planetas embrionarios podrían deleitarse con el hielo en abundancia y así alcanzar enormes tamaños. Además, el más grande de estos cuerpos también fue el de más rápido crecimiento. Su campo gravitacional más intenso acumuló la mayor parte del hielo, gas y polvo disponible en el disco circundante. En solo un millón de años, el embrión más codicioso se había convertido en el planeta Júpiter.

Para los planetólogos, la dicotomía de la arquitectura del Sistema Solar se jugó durante este período. Diseñados por Júpiter, los otros planetas gigantes son más pequeños porque su crecimiento ha sido más lento, la cantidad de gas disponible ya ha sido muy reducida por Júpiter cuando su atracción gravitacional realmente ganó importancia. Los planetas internos eran aún mucho más pequeños porque nacieron dentro de la línea de hielo, donde el disco estaba relativamente agotado en materia sólida.

Además de algunos detalles problemáticos, como las masas demasiado pequeñas de Marte y Mercurio en comparación con los resultados de las simulaciones, este escenario de «Júpiter primero» parecía explicar satisfactoriamente la estructura del Sistema Solar. El mecanismo parecía lo suficientemente universal como para esperar encontrar organizaciones similares alrededor de otras estrellas: planetas gigantes en órbitas a largo plazo más allá de la línea de hielo y planetas rocosos debajo, con períodos orbitales del orden de unos pocos años o menos. Sin embargo, las observaciones contradecían estos pronósticos.

La revolución de los exoplanetas

Cuando los astrónomos comenzaron a descubrir exoplanetas hace más de veinte años, pudieron probar lo que sabían sobre la formación del Sistema Solar. Muchos de los primeros exoplanetas conocidos fueron «faldas calientes», planetas gaseosos gigantes que giran a toda velocidad cerca de su estrella, con períodos de revolución de solo unos pocos días. La existencia de planetas gigantes tan cerca de su estrella, donde el calor es tan fuerte que el hielo está completamente ausente, está en contradicción con el escenario clásico de formación planetaria. Para explicar este desacuerdo, los teóricos concluyeron que estos planetas se habían formado más fuera del disco, antes de migrar a sus regiones internas.

Sin embargo, el hecho es que, con los miles de exoplanetas encontrados por encuestas como la misión de la NASA Kepler , el Sistema Solar aparece como una excepción en el Universo. El sistema planetario promedio contiene uno o más superterres (planetas aproximadamente dos a diez veces más grandes que la Tierra) con períodos orbitales de menos de cien días. Por otro lado, los planetas gigantes (similares a Júpiter y Saturno) solo se encuentran en aproximadamente el 10% de los sistemas extrasolares, y entre ellos, los que describen órbitas casi circulares son aún más raros.

Habiendo decepcionado sus expectativas, los planetólogos entendieron que los «algunos detalles problemáticos» de la teoría clásica de la formación del Sistema Solar requerían mejores explicaciones. ¿Por qué la región interna del Sistema Solar es tan pobre en masa, en comparación con sus contrapartes exoplanetarias, con planetas rocosos flacos en lugar de superterres y sin ningún planeta más cercano al Sol que Mercurio? ? ¿Y por qué las órbitas de los planetas gigantes del Sol son tan pacíficas y distantes? ?

Los diversos índices revelados por el estudio de los exoplanetas nos hicieron comprender que la órbita de los planetas podría cambiar drásticamente con el tiempo. Por lo tanto, un planeta en formación podría derivar lejos de su punto de origen, un poco como una balsa salvavidas en el océano.

Los astrónomos primero observaron cuál sería el mecanismo de migración. Tan pronto como un planeta se ha vuelto lo suficientemente grande, su influencia gravitacional se extiende hasta el disco circundante y genera ondas de densidad en espiral. Estos, a su vez, ejercen fuerzas gravitacionales. Esta dinámica crea retroalimentaciones significativas entre los planetas y el disco: al interactuar con estas ondas, los planetas grandes jóvenes se ralentizan en su órbita, lo que los lleva a acercarse a su estrella.

Cuando este proceso de migración planetaria se integra en el modelo, la línea de hielo dentro de los discos ya no juega un papel preponderante en la configuración y arquitectura de los sistemas planetarios. Por ejemplo, los planetas gigantes nacidos más allá de la línea de hielo pueden convertirse en faldas calientes que se desplazan hacia adentro. El problema es que este proceso funciona casi demasiado bien: parece haber tenido lugar en muchos discos protoplanetarios. Cómo, bajo estas condiciones, explicar las órbitas descritas por Júpiter y Saturno, tan lejos del Sol ?

En 2001, en la Universidad Queen Mary de Londres, Frédéric Masset y Mark Snellgrove dieron el primer borrador de una explicación convincente. Los dos investigadores modelaron la evolución simultánea de las órbitas de Saturno y Júpiter en el disco protoplanetario del Sol. Debido a la menor masa de Saturno, la tasa de migración desde este planeta hacia adentro es más rápida que la de Júpiter, y a medida que avanza su migración, los dos planetas se acercan. Finalmente, las órbitas alcanzan una configuración particular, llamada resonancia orbital, en la que Júpiter realiza tres revoluciones alrededor del Sol cuando Saturno hace dos al mismo tiempo.

Dos planetas unidos por una resonancia orbital intercambian energía mecánica, que estabiliza sus órbitas. La influencia gravitacional común de los dos planetas se amplifica y se ejerce esencialmente entre sí y en su entorno. En el caso de Júpiter y Saturno, la influencia de los dos cuerpos ha creado una gran brecha, es decir, una región vacía de materia, en el disco protoplanetario, Júpiter está en el borde interno de la brecha y Saturno en su borde exterior. . La formación de la brecha conduce a un desequilibrio de las reacciones del disco en estos dos planetas. Y a medida que Júpiter ejerce una mayor atracción gravitacional en el disco interno que Saturno en el disco externo, los planetólogos han demostrado que los dos planetas han retrocedido y comenzaron a alejarse del Sol. Este movimiento hacia adentro y luego hacia afuera a menudo se llama tachuela grande (o transferencia de borde grande), por analogía con la trayectoria de un velero que tira de los bordes para subir al viento.

Júpiter, el régimen de adelgazamiento de Marte

En 2011, una década después de la introducción del concepto de gran tackle, Kevin Walsh, luego en el observatorio Côte-d’Azur, en Niza, y sus colegas han demostrado a través de simulaciones digitales que este modelo no solo explica la historia dinámica de Júpiter y Saturno, pero también la composición del cinturón principal de asteroides (que contiene planetesimales rocosos y congelados) así como la baja masa de Marte.

Cómo ? Cuando Júpiter emigró hacia adentro, el planeta se comportó como un quitanieves. Por su influencia gravitacional, capturó y empujó planetesimales frente a ella en su trayectoria. Se supone que en su migración, Júpiter se acercó al Sol a la órbita actual de Marte (1,5 veces la distancia actual Sol-Tierra) antes de darse la vuelta. Entonces podría haber empujado el equivalente de varias masas de tierra de material planetario helado a la región ocupada hoy por la Tierra, sembrando en agua y otros elementos volátiles. Este proceso habría privado al embrión planetario vecino, el futuro Marte, de material para continuar su crecimiento.

Además, los planetesimales se han acumulado en el cinturón principal de asteroides debido a resonancias gravitacionales con Júpiter. Según el modelo, los cuerpos rocosos ya estaban presentes en esta región, mientras que los asteroides ricos en hielo se formaron más allá de la órbita actual de Júpiter y se establecieron en el cinturón durante la migración del planeta gaseoso hacia afuera.

El escenario del gran paquete parece convincente. Sin embargo, no pudimos establecer el vínculo con el otro gran misterio restante del Sistema Solar, a saber, la ausencia total de planetas debajo de la órbita de Mercurio. En vista de los otros sistemas, que tienen superterres en órbitas apretadas, los nuestros casi darían la impresión de haber sido vaciados. Por qué ? Parece extraño que el Sistema Solar no haya experimentado el modo de formación planetaria más comúnmente observado en otras partes del cosmos.

En 2015, dos de nosotros (Konstantin Batygin y Gregory Laughlin) estudiamos cuáles serían las consecuencias de la gran manada en una hipotética procesión de súper en órbita muy cerca del Sol. Nuestra conclusión es que no habrían sobrevivido.

De hecho, con su efecto de quitanieves mientras se desplazaba hacia la parte interna del Sistema Solar, Júpiter habría perturbado las órbitas circulares y ordenadas de los planetesimales encontrados en el camino. Los habría enviado, como una nube desordenada, en trayectorias entrelazadas. Se dice que algunos de los planetesimales colisionaron violentamente y, por lo tanto, produjeron numerosos escombros, causando una cascada de nuevas colisiones y fragmentaciones. La migración de Júpiter hacia adentro probablemente ha erosionado la población de planetesimales, reduciéndolos principalmente al estado de rocas, piedras y arena.

Bajo el efecto de la rectificado por colisión y la fricción con el gas del disco protoplanetario interno, los planetesimales que erosionaron y fragmentaron frenaron y, por lo tanto, se acercaron en una espiral del Sol. Al caer, habrían sido capturados fácilmente en resonancias gravitacionales, acumulándose peligrosamente cerca de las trayectorias de posibles superterres primordiales en órbita cerca del Sol.

Esto habría sido una mala noticia para estos planetas, que habrían sido brutalmente asaltados por enjambres de escombros parásitos y habrían perdido gradualmente energía. El efecto neto es que los planetas habrían disminuido la velocidad y cambiado su órbita para iniciar espirales de caída en el Sol. Nuestras simulaciones sugieren que ninguno de estos planetas hipotéticos habría sobrevivido más de unos cientos de miles de años después del inicio del colapso de las colisiones.

Un «gran ataque» de Júpiter

Por lo tanto, es posible que el gran tackle de Júpiter y Saturno haya lanzado un verdadero «gran ataque» contra una población de planetas primordiales cerca del Sol. Y al desaparecer en la estrella, estos antiguos supersters habrían dejado una región vacía en la nebulosa solar, en el área que se extiende aproximadamente a la órbita actual de Mercurio. Como resultado, la incursión de Júpiter en el Sistema Solar primordial habría producido un anillo relativamente estrecho de escombros de roca, a partir del cual se formaron los cuatro planetas telúricos unos cientos de millones de años después. La secuencia de eventos aleatorios necesarios para producir una coreografía tan sutil sugiere que pequeños planetas rocosos del tipo telúrico (y tal vez la vida misma) serían bastante raros en el cosmos.

Cuando Júpiter y Saturno terminaron regresando después de su incursión en el sistema interno, el disco circundante de gas y polvo estaba en declive. La pareja resonante Júpiter-Saturno terminó reuniéndose recientemente con Urano y Neptuno, así como quizás con otro cuerpo de tamaño similar. Las interacciones con el gas de ayuda, el dúo dinámico encerró a estos gigantes más modestos en resonancias orbitales.

Por lo tanto, justo cuando la mayor parte del gas de disco desapareció, la región interna del Sistema Solar probablemente contenía solo un anillo de escombros en las proximidades de la órbita terrestre actual.

En la región externa, un grupo compacto y resonante de al menos cuatro planetas gigantes ocupaba órbitas casi circulares, la más cercana aproximadamente al nivel de la órbita actual de Júpiter y la más distante aproximadamente a medio camino entre la órbita actual de Neptuno. Más allá de la órbita más externa, los planetesimales congelados del disco externo se extendieron a los límites del Sistema Solar.

Luego, en varios cientos de millones de años, se formaron los planetas telúricos, y los planetas externos una vez agitados se han asentado, encontrando una estabilidad que uno podría haber pensado definitiva. Pero el azar quería lo contrario: aún no era la fase final de la evolución del Sistema Solar.

El gran tackle y el gran ataque contemporáneo allanaron el camino para un último estallido de violencia interplanetaria en la historia antigua del Sistema Solar, un toque final que coloca la procesión planetaria en una configuración muy cercana a la de hoy. hoy, miles de millones de años después. Este último salto se conoce como el gran bombardeo tardío. Durante este período (entre 4.1 y 3.800 millones de años atrás), el Sistema Solar se transformó momentáneamente en un campo de tiro, escenario de una ametralladora permanente por planetesimales. Todavía vemos las cicatrices hoy con los enormes cráteres que proyectan la superficie de la Luna.

En colaboración con varios colegas del observatorio Côte d’Azur en Niza, en 2005, uno de nosotros (Alessandro Morbidelli) diseñó el llamado modelo de Niza para explicar cómo las interacciones de los planetas gigantes pudieron producir el bombardeo tardío . Donde termina el gran tackle, el modelo Nice se hace cargo.

Al final de la gran manada, los planetas gigantes resonaban entre sí en órbitas cercanas y también sentían el tirón gravitacional de los planetesimales vidriados más allá de sus órbitas. A pesar de las resonancias, de hecho estaban en un equilibrio precario, al borde de la inestabilidad. Al acumular sus efectos en millones de órbitas y cientos de millones de años, el tirón insignificante de los planetesimales externos cambió gradualmente el movimiento de los gigantes, mordisqueando lentamente el delicado equilibrio de resonancias que los unía. El punto de inclinación corresponde al momento en que uno de los gigantes salió de la configuración de resonancia con otro, perturbando el equilibrio y desencadenando una serie caótica de perturbaciones que empujaron ligeramente a Júpiter hacia adentro mientras dispersaban a los demás más afuera.

En un breve intervalo cósmico de unos pocos millones de años, el sistema solar externo ha experimentado una transición incómoda, pasando de un estado recogido y casi circular a una vasta configuración desordenada, caracterizada por planetas que siguen inmensas órbitas de fuerte excentricidad. Las interacciones de los planetas gigantes fueron tan violentas que uno o más de ellos podrían haberse dispersado, expulsado al espacio interestelar.

Si la evolución dinámica se hubiera detenido allí, la arquitectura del sistema solar externo habría reproducido las tendencias observadas con los exoplanetas gigantes, muchos de los cuales describen órbitas excéntricas alrededor de sus estrellas. Pero el disco planetesimal congelado que estaba causando el trastorno también ayudó a eliminarlo a través de sus interacciones posteriores con las órbitas excéntricas de los planetas gigantes. Uno por uno, la mayoría de los planetesimales en órbita cercana fueron expulsados por Júpiter y los otros planetas gigantes, que gradualmente puntuaron la energía orbital de los planetas y nuevamente hicieron circulares sus órbitas. Parte de los planetesimales dio lugar al gran bombardeo tardío, otros han sido expulsados más allá del rango gravitacional del Sol y una pequeña fracción de ellos han permanecido en órbitas encuadernadas, formando el anillo de escombros congelados ubicado hoy más allá de la órbita de Neptuno, Kuiper cinturón.

El trabajo de observación del paciente nos revela gradualmente la estructura completa del cinturón de Kuiper, y las características inesperadas se revelan gradualmente. En particular, los astrónomos han identificado un patrón particular entre los objetos más distantes en el cinturón de Kuiper. A pesar de varias distancias al Sol, las órbitas de estos objetos se agrupan en una determinada región, como si todos estuvieran sujetos a la misma perturbación a gran escala.

Simulaciones numéricas realizadas por Konstantin Batygin y Michael Brown, del Instituto de Tecnología de California, han demostrado que esta situación ocurre naturalmente si hay un noveno planeta, una docena de veces más masivo que la Tierra y evolucionando en una órbita muy excéntrica alrededor del Sol, con un período de alrededor de 20,000 años. Es poco probable que tal planeta se haya formado hasta ahora, pero se puede realizar si se supone que es un exilio, expulsado de una órbita más cercana en la infancia del Sistema solar .

En busca del noveno planeta

Si se confirmara la existencia de este planeta alrededor del Sol, esto endurecería en gran medida las limitaciones de nuestra visión del Sistema Solar. En este momento, los astrónomos se están preparando para usar algunos de los telescopios más grandes para buscar activamente este planeta hipotético.

La historia del Sistema Solar que dibuja así, con la reestructuración a veces brutal de la gran entrada, El gran ataque y el modelo de Niza, y la sospecha de existencia de un planeta adicional, promete convertirse en uno de los mayores éxitos de la ciencia moderna, y sin duda una de las historias más bellas que se pueden contar.

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