- Migración planetaria
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La migración planetaria ocurre cuando un planeta interactúa con un disco de gas o con planetesimales, produciendo la alteración de los parámetros orbitales del planeta, sobre todo su semieje mayor.
La migración planetaria es la explicación más probable para los Jupíteres calientes: planetas extrasolares con masas similares a la del planeta Júpiter, pero órbitas de sólo unos días. La teoría generalmente aceptada de la formación planetaria de disco de acreción protoestelar predice que tales planetas no se pueden formar cerca de sus estrellas, ya que allí la masa a incorporar es insuficiente porque la zona de acreción es pequeña, y la temperatura es demasiado alta para permitir la formación de planetesimales gaseosos o helados.
También se ha clarificado que los planetas de masa terrestre pueden estar sujetos a una migración interior rápida si ellos se forman mientras el disco de gas todavía está presente. Esto puede afectar la formación de los centros de los planetas gigantes (qué tienen masas del orden de 10 masas terrestres).
Contenido
Disco de gas
Los discos alrededor de las estrellas jóvenes son discos gaseosos que tienen unas vidas de unos millones de años. Los planetas al moverse por el gas se comportan de forma diferente según que su masa sea comparable a la de la Tierra o a la de Júpiter. Pero, como explicaremos detenidamente en Tipos de migración, en ambos casos hay una transferencia de la velocidad del planeta al gas circundante, de modo que el planeta pierde velocidad y se mueve en una órbita espiral hacia adentro.
Disco planetesimal
Durante la fase tardía de la formación del sistema planetario, ya todo el gas ha sido absorbido y sólo quedan grandes protoplanetas y planetesimales ambos actuando gravitatoriamente de una manera caótica. Ello haría que muchos planetesimales alcanzasen nuevas órbitas muy excéntricas. Ello causa muchos choques y el crecimiento de los planetas por fusión. Esto produce un intercambio de velocidad entre los planetas y los planetesimales, y lleva a una migración (que puede ser interior o exterior dependiendo de las circunstancias). Se cree que la migración exterior de Neptuno es responsable de la captura resonante de Plutón y otros Plutinos en la resonancia 3:2 con Neptuno.
Migración tipo I
Si planetas con masas de alrededor de una masa de Tierra o algo mayor (pero no mucho mayor puesto que no debe haber acumulado mucho gas) se mueven en un disco de gas, crea una onda al igual que un barco al desplazarse sobre el agua crea una estela. Pero hay una diferencia, el gas gira alrededor de la estrella, así que, el gas que está más alejado que el planeta se retrasa mientras que el que está más cerca se adelanta. El primero tira del planeta retrasando su movimiento mientras que el segundo lo acelera. La región exterior al ser mayor vence en esta lucha y el planeta pierde velocidad como si el planeta transfiriese parte de su velocidad al gas circundante en el disco protoplanetario así que la órbita del planeta se mueve en espiral hacia adentro.
Migración tipo II
Si por el contrario el planeta tiene una masa considerable (de más de aproximadamente 10 veces la masa de la Tierra) su reacción es diferente. El planeta recién formado abre un hueco en el disco limpiando su órbita con lo que pone un freno a su crecimiento. La forma en que lo hace desafía a la intuición. Si la partícula de gas es interior irá más rápido que el planeta así que éste le frenará lanzando la partícula hacia adentro. En contraposición el planeta (dada su elevada masa) es ligeramente acelerado por la partícula interior. Si la partícula de gas es exterior irá más lenta que el planeta así que éste la acelerará lanzando la partícula hacia afuera. En contraposición el planeta (dada su elevada masa) es ligeramente frenado por la partícula exterior. En resumen, hay un trasvase de cantidad de movimiento entre el planeta y el gas. Pero como la cantidad de gas que va por el borde exterior es ligeramente mayor que el que va por el interior, entonces en global, el planeta resulta ligeramente frenado iniciando un lento viaje en espiral hacia la estrella central. Entonces se crea una lucha entre el gas adyacente que intenta entrar en el hueco y el planeta que intenta que no entre. La entrada de gas impide que la migración hacia el interior se pare. Así es probablemente cómo migran los Jupíteres calientes.
La migración planetaria fue predicha por los teóricos en 1979. No obstante en nuestro Sistema Solar por alguna razón este proceso no era importante. En octubre de 1995 los astrónomos Michel Mayor y Didier Queloz descubrieron el primer planeta fuera de nuestro Sistema Solar. El nuevo planeta orbitaba la estrella 51 Pegasi, a 0,052 U.A. en 4,23 días y con una masa de 0,468 veces la masa de Júpiter. Pero había un problema: 51 Pegasi b, como había sido bautizado el nuevo mundo, no podía existir. Se trataba con toda seguridad de un gigante gaseoso. Pero como todos sabemos, los planetas gigantes se encuentran en nuestro Sistema Solar lejos del Sol y según los modelos de formación es imposible que se puedan formar cerca de sus estrellas. La única solución es que se había formado lejos y la migración planetaria lo había acercado a sólo 8 millones de km. Desde entonces se han descubierto muchos Júpiteres calientes y la migración planetaria parece la explicación más probable. La cuestión es saber cómo se logra frenar este proceso para evitar que el planeta sea engullido por su sol. Lo cierto es que en algunos casos se supone que los planetas recién nacidos acaban 'devorados' por sus propias estrellas víctimas de este frenado. ¿Cabría esperar alguna alteración química en la superficie de una estrella como el Sol que recibe el impacto de un planeta? En el Instituto de Astrofísica de Canarias, el astrónomo Rafael Rebolo pensó que el isótopo litio-6 podría ser la pieza clave en el test que buscaba. Este elemento que se destruye mediante reacciones nucleares en los interiores de estrellas como el Sol pero se preserva intacto en los planetas y enanas marrones de baja masa, podría ofrecer una prueba excepcional de la caída de material planetario a una estrella de tipo solar.
El test del litio-6 para la migración planetaria y su primer resultado positivo en la estrella HD 82943 que contiene dos planetas gigantes en órbitas bastante excéntricas fue publicado en la revista Nature. La presencia de litio-6 en la atmósfera de esta estrella, con una proporción respecto a litio-7 similar a la contenida en los meteoritos del Sistema Solar sugiere que el elemento detectado en la estrella proviene probablemente de uno o más planetas que podrían haber caído a la misma como consecuencia de interacciones gravitatorias con algún otro planeta del sistema o con material protoplanetario. A partir de la cantidad de isótopos de litio medida, se pudo establecer aproximadamente las características del planeta que cayó a la estrella. Se podría haber tratado de un planeta gaseoso con 2 ó 3 veces la masa de Júpiter y una composición química similar a éste, o alternativamente un planeta de tipo terrestre que tuviese una composición química similar a la de los meteoritos del Sistema Solar. Esta estrella posee dos planetas gigantes con órbitas excéntricas, una posible indicación de que pudieron existir complicadas interacciones gravitatorias en el pasado. Para estudiar la significación del resultado en términos estadísticos se ha iniciado un programa exhaustivo de búsqueda de litio-6 en todas las estrellas que tienen planetas conocidos y como muestra de referencia también se están estudiando estrellas donde no hay planetas gigantes en órbitas internas.
¿Podemos considerar a nuestro Sistema Solar una excepción? Pues parece ser que no. Aunque obviamente nuestro sistema no tiene ningún gigante gaseoso cerca del Sol, los modelos más recientes apuntan a que Júpiter se formó más lejos de su posición actual, mientras que Saturno, Urano y Neptuno lo hicieron más cerca.
Migración en el Sistema Solar
Simulación que muestra los planetas exteriores y el cinturón de Kuiper: a) Configuración inicial, antes de que la resonancia Júpiter/Saturno fuese 2:1. b) Espaciamiento de los planetesimales del cinturón de Kuiper después del cambio orbital de Neptuno (azul) y Urano (verde). c) Después de la expulsión del cinturón de Kuiper por los planetas gigantes.
Propone la migración de los gigantes gaseosos a partir de una configuración inicial más compacta hacia sus posiciones actuales, mucho después de la disipación del disco protoplanetario de gas. Es una hipótesis diferente de los modelos anteriores sobre la formación del Sistema Solar. Esta migración planetaria se utiliza en simulaciones dinámicas del sistema solar para explicar sucesos históricos como el Bombardeo intenso tardío del sistema solar interior, la formación de la nube de Oort, y la existencia de regiones con cuerpos menores como el cinturón de Kuiper, los troyanos de Júpiter y Neptuno, y numerosos objetos transneptunianos resonantes con Neptuno. El hecho que se puedan reproducir muchas de las características del Sistema Solar hace que sea aceptada ampliamente como el modelo actual más real de la evolución inicial del Sistema Solar, aunque todavía no es aceptata por todos los científicos planetarios.
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