Dos etapas de la formación de planetas podrían explicar la arquitectura temprana del sistema solar

Crédito: ALMA (ESO / NAOJ / NRAO).

Esta imagen del disco de formación de planetas alrededor de la joven estrella V883 Orionis fue obtenida por ALMA en modo de línea de base larga. Esta estrella se encuentra actualmente en explosión, lo que ha empujado la línea de nieve en el agua más lejos de la estrella y ha permitido que se detecte por primera vez. Crédito: ALMA (ESO / NAOJ / NRAO).

Los análisis geoquímicos de meteoritos y otros materiales planetarios proporcionan perspectivas importantes sobre el origen y la evolución del sistema solar. Por ejemplo, las anomalías de isótopos nucleosintéticos, que reflejan reservorios primordiales en el disco protoplanetario, muestran que los materiales del sistema solar se dividen claramente en dos grupos distintos, que se interpretan comúnmente para corresponder al interior versus al exterior del sistema solar. Una hipótesis que se ha sugerido para explicar la existencia de grupos tan bien separados es que la formación temprana del planeta gigante Júpiter (<1 millón de años después del comienzo del sistema solar) creó una brecha en el disco protoplanetario y prohibió la transferencia de los materiales a través del espacio, por lo tanto, manteniendo estos depósitos separados.

Un estudio reciente dirigido por Tim Lichtenberg de la Universidad de Oxford utilizó un modelo numérico de la evolución del disco protoplanetario para mostrar que esta dicotomía composicional podría explicarse con dos etapas de formación planetaria relacionadas con el movimiento llamado la línea de nieve. La línea de nieve es la región límite en el disco protoplanetario más allá de la cual el vapor de agua podría condensarse de manera estable en hielo de agua y existió porque la temperatura disminuyó al aumentar la distancia desde el proto-sol. Según el modelo del equipo, durante las primeras etapas de la evolución del disco, la línea de nieve se movió hacia afuera, alejándose del Sol, a medida que se formaba un disco denso y se calentaba de manera viscosa. Luego, durante las últimas etapas de la evolución del disco, la línea de nieve se movió hacia adentro porque la densidad del gas disminuye, y la temperatura del disco se controló mediante irradiación estelar. Es importante destacar que la formación de planetesimales en estas simulaciones ocurre preferentemente alrededor de la línea de nieve. Como resultado, este movimiento de la línea de nieve creó dos episodios distintos de formación de planetas que tomaron muestras de diferentes regiones del disco. Si esas regiones originalmente tuvieron diferentes composiciones isotópicas, este modelo completo podría explicar la dicotomía isotópica y la variación de composición observada en los objetos del sistema solar como resultado natural de la evolución del disco protoplanetario y la posterior acreción heterogénea de materiales. Por lo tanto, constituye una alternativa al modelo propuesto anteriormente que depende de la formación temprana de Júpiter. LEE MÁS