¿Es nuestro Sistema Solar una rareza? Hasta hace quince años pensábamos que debía ser la norma, uno más del montón. Mundos rocosos cerca del Sol y gigantes gaseosos con satélites de hielo en órbitas alejadas. Un patrón totalmente lógico. ¿Qué otra disposición podría tener un sistema planetario? Pero en 1995 comenzamos a descubrir nuevos mundos alrededor de otras estrellas y pronto nos dimos cuenta que, como suele suceder en la historia de la ciencia, las cosas son más complicadas de lo que uno pudiera esperar a primera vista. La mayoría de los exoplanetas descubiertos eran
"júpiteres calientes", es decir, gigantes gaseosos que orbitan sus estrellas a muy poca distancia. A tan poca que durante algún tiempo se pensó que su existencia era imposible.
¿Es nuestro Sistema Solar único? (NASA).
De repente tuvimos que cambiar nuestra visión sobre los mecanismos de formación planetaria. La mayor parte de teorías indicaban que los planetas del Sistema Solar se habían formado en sus posiciones actuales hace 4500 millones de años y que desde entonces apenas habían modificado sus órbitas. Por supuesto, era de sentido común pensar que lo mismo habría ocurrido en otros sistemas estelares. Pero la simple existencia de los júpiteres calientes contradecía esta hipótesis tan simplista. Puesto que los gigantes gaseosos no se pueden formar tan cerca de sus estrellas, debían existir mecanismos que los acercasen progresivamente.
Pronto se propuso una explicación a este fenómeno, conocido como
migración planetaria. Los planetas no nacen de la nada, sino que surgen a partir del material sobrante de la formación de su estrella, material que recibe el nombre de
disco protoplanetario. Pero explicar el nacimiento de planetas en este disco no es nada sencillo. Hasta la fecha se han propuesto dos modelos contradictorios. El primero, denominado
"acreción de núcleo" (
core accretion), supone que los planetas se forman lentamente mediante la unión de pequeños cuerpos llamados
planetesimales. Una vez adquieren una masa considerable, los futuros gigantes gaseosos empiezan a retener los gases del disco hasta alcanzar su tamaño final en un proceso que dura varios millones de años. El otro modelo, llamado
"inestabilidad de disco" (
disc inestability) presupone que el disco protoplanetario se divide en pequeñas zonas que se colapsan a su vez para formar planetas de manera muy parecida a como se forman las estrellas. Este modelo predice la formación de planetas gigantes y enanas marrones en poco más de mil años. Tradicionalmente, el modelo de acreción de núcleo ha sido el favorito para explicar la creación de planetas rocosos como la Tierra o gigantes de hielo como Neptuno, prefiriéndose la inestabilidad de disco para dar cuenta de Júpiter o Saturno. Sin embargo, esta división dista de estar nada clara y cada vez más científicos invocan el modelo de acreción de núcleo para explicar la existencia de planetas de la masa de Júpiter, siempre y cuando no se hayan formado muy lejos (más de 50
UA) del Sol.
Representación artística de un júpiter caliente (ESO).
Una vez los planetas están en su sitio, la migración planetaria dará comienzo y seguirán una trayectoria en espiral hacia su estrella por culpa de dos mecanismos diferentes. El primero se llama
migración de Tipo I y es el más intuitivo. El gas y el polvo del disco "frenan" el movimiento del planeta y, como resultado, éste tiende a orbitar cada vez más cerca (en realidad el fenómeno es mucho más complejo, ya que hay que tener en cuenta la interacción gravitatoria con el disco, los efectos de las ondas de densidad, turbulencias, etc., pero el concepto de "frenado" nos sirve para hacernos una idea). La
migración de Tipo II, por contra, es más sutil y surge al tener en cuenta la influencia gravitatoria en el disco de un planeta gigante ya formado. En este caso, el planeta orbitará su estrella en una zona del disco relativamente "limpia", pero la interacción gravitatoria con las zonas interior y exterior provocarán que se vaya acercando a la estrella a medida que el disco interior desaparece por la acción de la presión de radiación de la luz y los vientos estelares de la estrella. La migración de Tipo II es mucho más lenta que la de Tipo I y suele ser la preferida para explicar la presencia de júpiteres calientes en otras estrellas.
Migración planetaria (Nature).
Y aquí está el quid de la cuestión. ¿Por qué Júpiter no terminó cerca del Sol destruyendo todos los planetas rocosos -incluida la Tierra- a su paso? Por ahora nadie lo sabe con seguridad, pero todo apunta a que
la explicación está en Saturno. Efectivamente, se cree que nuestro gigante anillado nació mucho más lejos del Sol de lo que está ahora. Después de formarse, los mecanismos de migración de Tipo I acercaron la órbita de Saturno hacia el Sol más rápidamente que Júpiter debido a su menor masa. Una vez que su distancia orbital llegó a ser el doble que la de Júpiter, los dos planetas entraron en lo que se conoce como resonancia 2/3. Es decir, por cada tres vueltas de Júpiter alrededor del Sol, Saturno daba dos. El resultado fue que la interacción gravitatoria de Saturno evitó que Júpiter continuase descendiendo hacia el Sol, salvando en el proceso los planetas del Sistema Solar interior.
O lo que es lo mismo,
debemos nuestra existencia a Saturno. No es de extrañar que sea el planeta favorito de la mayoría de aficionados a la astronomía.
Gracias a Saturno estás leyendo este blog (NASA).
Pero no debemos pensar que sólo hace falta tener un planeta como Saturno para evitar que un sistema estelar sea pasto de los terroríficos júpiteres calientes. Lo cierto es que nadie sabe con exactitud por qué Saturno se acercó al Sol mucho más rápidamente que Júpiter, pero la mayoría de expertos está de acuerdo en que los procesos de formación de los dos gigantes gaseosos tuvieron que ser bastante diferentes. En concreto, Saturno tuvo que crecer mucho más lentamente que su hermano mayor por motivos aún nada claros. O lo que es lo mismo, en otros sistemas planetarios donde los gigantes gaseosos hayan sufrido procesos de formación similares, el resultado final seguiría siendo una estrella con uno o dos júpiteres calientes.
Por otro lado, los modelos de resonancia sugieren que el material del disco protoplanetario exterior debería ser recogido (acretado) por Saturno al caer hacia la estrella. Aquí tenemos otro enigma, ya que entonces Saturno debería haber terminado siendo más grande que Júpiter. La explicación más plausible es que ambos planetas terminaron de formarse justo cuando el disco protoplanetario estaba en proceso de disipación. Primero se habría formado Júpiter, seguido de Saturno, Urano y Neptuno. Si Júpiter y Saturno se hubiesen formado antes, la interacción con el disco habría causado una migración de ambos planetas hasta el Sistema Solar interior -a semejanza del sistema GJ876- o el encuentro y posterior expulsión de uno de los dos mundos al exterior del sistema.
Seguro que te habrás encontrado en alguna ocasión con la
"hipótesis de la Tierra rara". Según esta teoría, los planetas como la Tierra deben ser muy poco abundantes en el Universo, ya que es necesaria una serie de coincidencias cósmicas para explicar la existencia de nuestro planeta. Por ejemplo, si Júpiter no fuese tan masivo, los cometas y asteroides habrían impactado contra la Tierra con mucha mayor frecuencia, impidiendo la aparición de la vida. Pues bien, hora sabemos además que otro elemento importante para tener un Sistema Solar como el nuestro es la existencia de un mundo similar a Saturno. ¿Esto convierte a nuestro Sistema Solar en una rareza? Todavía es pronto para estar seguros, pero bien podría ser así. De todas formas, conviene recordar que aunque sólo una pequeña fracción de estrellas de tipo solar (tipos espectrales FGK) tuviesen sistemas parecidos al nuestro, estaríamos hablando de millones de sistemas sólo en nuestra galaxia.
La resonancia entre Júpiter y Saturno no sólo explica que se detuviesen los procesos de migración planetaria. Existen evidencias que sugieren que ambos planetas gigantes se volvieron a alejar con el tiempo hasta ocupar sus órbitas actuales,
"empujando" a Urano y Neptuno hacia el exterior del Sistema Solar en el proceso.
Evolución de la distancia de los planetas según dos modelos de formación del Sistema Solar. El modelo de la derecha es el favorito actualmente. De acuerdo con el mismo, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno se formaron más cerca del Sol. Júpìter y Saturno migraron hacia el interior, pero luego volvieron a alejarse, arrastrándose en el proceso a Urano y Neptuno (Morbidelli).
Variación del perihelio y el afelio de los planetas exteriores con el tiempo según una simulación. Destaca un periodo de enorme inestabilidad (Morbidelli).
Estos mecanismos migratorios deben ser comunes en otros sistemas planetarios, pero probablemente en muchos de ellos el resultado final ha sido muy distinto. En efecto, si los cuatro planetas gigantes del Sistema Solar hubiesen entrado en resonancia mutua, la excentricidad de las órbitas habría variado violentamente con el tiempo, provocando encuentros cercanos entre los planetas. Finalmente, todos los planetas gigantes excepto Júpiter habrían sido expulsados del Sistema Solar y éste permanecería con una órbita fuertemente excéntrica. Precisamente, este patrón es el que observamos actualmente en muchos sistemas exoplanetarios.
Y no es que estas carambolas planetarias no afectasen a la Tierra. Al contrario. Todo el Sistema Solar interior está repleto de pruebas que apuntan a que
algo terrible ocurrió hace 3900 millones de años. Los impactos de asteroides y cometas aumentaron dramáticamente durante un periodo de 20 o 200 millones de años, dejando enormes cicatrices en la Luna y en todos los planetas rocosos con excepción de la Tierra, donde la erosión ha borrado las huellas de este cataclismo. Este episodio de violencia inaudita se denomina el
Bombardeo Tardío (Late Heavy Bombardment, LHB) y no tienes más que fijarte en las manchas oscuras de la Luna (los "mares") para ver sus efectos a simple vista. Hasta hace poco, el LHB se interpretaba como los últimos coletazos de los procesos de formación planetaria, pero ahora parece que fue resultado directo del periodo de inestabilidad en las órbitas planetarias que estuvo a punto de desintegrar nuestro Sistema Solar. Según esta nueva teoría, la mayoría de cometas y asteroides que colisionaron con los planetas interiores durante el LHB procederían de zonas exteriores a la órbita de Neptuno, lo que hoy en día se conoce como el Cinturón de Kuiper.
La expulsión de Neptuno hacia el exterior del Sistema Solar fue una de las causas del Bombardeo Tardío (Nature).
Además, el
movimiento de los planetas gigantes explicaría porque Marte es tan pequeño. Si Júpiter se formó más cerca de su posición actual y luego migró aún más adentro del Sistema Solar interior hasta alcanzar 1,5 UA, las perturbaciones gravitatorias impedirían que el planeta rojo aumentase su masa como predicen los modelos de formación con órbitas estáticas. Si esta hipótesis es correcta, el cinturón de asteroides tuvo que ser parcialmente destruido durante la primera migración interna de Júpiter, para volverse a formar una vez el planeta gaseoso llegó a su distancia actual. Si esto fuese cierto, la parte exterior del cinturón debería estar formada por cuerpos con alto contenido en hielos que se crearon a una distancia superior a la órbita de Júpiter (asteroides de tipo C), mientras que la parte interior la compondrían los asteroides rocosos y metálicos de tipo S. Y precisamente esto es lo que observamos en la actualidad. De paso, este escenario explicaría por qué los asteroides de tipo C del cinturón son tan similares a los cometas que se encuentran a distancias mucho mayores.
El movimiento de planetas a lo largo del tiempo ha movido los asteroides y cometas del Sistema Solar (Morbidelli).
Como vemos la historia del Sistema Solar dista de ser simple, aunque para desentrañarla hemos tenido que descubrir primero cientos de planetas extrasolares. ¿Es nuestro Sistema Solar un bicho raro? No lo sabemos con certeza, pero podemos asegurar que no es uno más del montón.
Referencias:
