Actualizado 13/03/2012 14:29 CET

Un nuevo estudio ayuda a entender la formación de sistemas planetarios

Cúmulo De Estrellas Tr37
Foto: UAM

MADRID, 13 Mar. (EUROPA PRESS) -

   Un grupo internacional de científicos, en el que participan astrónomos de la Universidad Autónoma de Madrid (UAM), han llevado a cabo un estudio que, a través de observaciones a distintas longitudes de onda de estrellas, pueden ayudar a entender cómo una joven estrella acaba rodeada de un sistema planetario.

   La formación de sistemas planetarios similares al Sistema Solar es un proceso complejo que dura varios millones de años. Como no es posible esperar tanto tiempo para observar cómo se forman los planetas, los astrónomos observan sistemas planetarios con edades diferentes que se encuentran en distintos estadios de su formación, para así componer la historia de nuestro propio Sistema Solar.

   La región conocida como Cefeo OB2, situado a tres mil años luz, ofrece a los científicos una idea del ambiente en que se movía el Sol cuando se formó hace 4.600 millones de años. Dicha región contiene varias decenas de estrellas masivas y algunos cientos de estrellas muy jóvenes similares a la estrella en sus comienzos, las cuales se encuentran en dos cúmulos (Tr 37 y NGC 7160) y tienen entre uno y doce millones de años, edades clave para la formación de planetas.

    Puesto que la mayoría de las estrellas más jóvenes se encuentra rodeada de discos de gas y polvo --discos protoplanetarios--, y que en las estrellas más viejas estos discos ya han desaparecido, los científicos han deducido que la formación de planetas debe ocurrir en etapas intermedias.

   Con esta teoría como base, y combinando observaciones a distintas longitudes de onda (luz visible, infrarrojo, radio), los científicos han estudiado la estructura de los discos protoplanetarios, buscando indicios de formación de planetas.

   Así, según el estudio, publicado recientemente en 'The Astrophysical Journal', los discos protoplanetarios tienen un tamaño típico unas cinco veces mayor que la órbita de Plutón, y una masa varias veces mayor que la masa contenida en todos los planetas del Sistema Solar. La masa está compuesta en su mayor parte de gas, con una pequeña porción de polvo de silicatos y otros elementos, en una proporción de cien partes de gas por una de polvo.

   La estrella central calienta el disco, de manera que la parte interna alcanza temperaturas de unos 1200ºC, mientras que las partes más alejadas se encuentran a unos -240ºC. Al igual que al calentar un trozo de hierro su color pasa del negro al rojo, luego al naranja, y finalmente al blanco, por lo que cada región del disco emite fundamentalmente un 'color' o longitud de onda según su temperatura.

   En este sentido, los expertos han explicado que, a longitudes de onda más largas, regiones más frías. De este modo, la emisión de radio proviene de las partes más alejadas de la estrella y, por tanto, más frías; el infrarrojo medio traza regiones con temperaturas similares a las que se dan en Júpiter o Saturno; el infrarrojo cercano revela la parte que en el Sistema Solar ocupan los planetas terrestres (Mercurio, Venus, la Tierra y Marte); y, finalmente, la luz visible traza lo que ocurre en las cercanías de la estrella.

   Así, combinando observaciones a distintas longitudes de onda es posible obtener información sobre las distintas zonas del disco.

   Las observaciones muestran que, en los discos de edades intermedias, los granos de polvo se han aglomerado en partículas con tamaños similares a la arena fina y composición química parecida a la observada en el polvo de los cometas del Sistema Solar. En algunos casos, la parte más interna del disco, correspondiente a la zona donde se encuentran los planetas en el Sistema Solar, aparece desprovista de polvo fino, lo cual sugiere que los granos de polvo han alcanzado tamaños superiores a 10-20 micras.

   Algunos discos carecen de gas y polvo fino en su parte más interna, lo que es consistente con la formación de planetas gigantes similares a Júpiter que habrían absorbido la parte central del disco. En otros discos, la cantidad de polvo fino observada es muy inferior a la masa de gas, indicando que la mayor parte de los sólidos debe encontrarse ya en cuerpos del tamaño de piedrecitas o incluso en planetas de varios kilómetros de diámetro.

   Todas estas observaciones permiten a los investigadores suponer cómo fueron los comienzos del Sistema Solar y de otros sistemas planetarios extrasolares. También muestran que la evolución de los discos no es la misma en todas las estrellas, lo cual podría dar origen a distintos tipos de sistemas planetarios, o incluso a estrellas donde el disco es eliminado sin llegar a formar planetas.

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