Los planetas son un residuo del proceso de formaci ´on estelar. ´Estos crecen en nubes de gas con forma de disco, y no hay motivos para creer que la composici ´on de los planetas ser´a diferente a la composici ´on de la nube de gas, que a su vez comparte las misma composici ´on que la estrella central (Lissauer,1993).
La estrellas se forman a partir de una nube de gas de gran escala, la cual es gra- vitatoriamente inestable. A medida que el material colapsa, por conservaci ´on de momento angular, la nube cada vez tiende a girar m´as r´apido. Habr´a partes que tengan el momento angular suficiente para soportar la ca´ıda radial a la estrella, pero otras se transformar´an en el material que alimente a la estrella en formaci ´on. Cuando el material que desciende a trav´es de los polos estelares se encuentre en el plano ecuatorial, se producir´an choques entre ambos frentes y esto, al cabo de no mucho tiempo, terminar´a disipando la energ´ıa cin´etica vertical, permitiendo alcanzar un equilibrio hidrost´atico vertical, y una estructura con forma de disco. Una revisi ´on completa del proceso de formaci ´on estelar puede encontrarse en el famoso trabajo deShuet al.(1987).
ci ´on del proceso de formaci ´on planetaria tiene 5 etapas, y que durante las ´ultimas tres, los planetas deben lograr alcanzar los tama ˜nos que tendr´an durante toda su vida. As´ı, entender en d ´onde se forman los planetas implica un estudio detallado previo de cu´ales son las condiciones en las que una estrella puede nacer.
Seg ´un el modelo est´andar de formaci ´on estelar, las estrellas nacen del colap- so gravitatorio de una nube de gas gigante en rotaci ´on (etapa 1). Este colapso se produce cuando la nube de gas gigante es suficientemente masiva como para que la gravedad supere a las fuerzas repulsivas del medio, a saber, presi ´on t´ermica, presi ´on magn´etica y fuerza centr´ıfuga. El resultado de este proceso es una nube de gas en contracci ´on, en la que la temperatura y la presi ´on aumentan de forma significativa a medida que su tama ˜no efectivo se va reduciendo. Una condici ´on fundamental en esta etapa es que la nube pierda su soporte magn´etico, el cual puede superar hasta en un factor 10 al soporte t´ermico y rotacional. Hay eviden- cia de que el mecanismo de remoci ´on de campo magn´etico es la difusi ´on ambipo- lar (Crutcher,1999), un efecto resistivo debido a colisiones entre iones y neutros. Si la nube presenta una densidad suficiente, podr´a vencer a la energ´ıa t´ermica (criterio de Jeans), y podr´a formar un objeto central con las caracter´ısticas de una estrella. Por la ley de conservaci ´on de la energ´ıa, la energ´ıa potencial perdida du- rante el colapso se transformar´a en calor, y a partir de un determinado momento, la proto estrella comenzar´a a producir energ´ıa por medio de reacciones nucleares (etapa 2). La formaci ´on de la estrella, y de forma simult´anea, del disco, ocurre en escalas de tan s ´olo 105a ˜nos, lo cual es el orden de magnitud del tiempo de ca´ıda libre de la nube primordial. En las primeras etapas de la formaci ´on del disco la masa contenida en forma de s ´olidos es considerable, pero el tama ˜no medio de las part´ıculas es demasiado peque ˜no como para formar un planeta. As´ı, el camino hacia la etapa 3 es el de crecimiento de planetesimales mientras la envoltura de escombros del disco primordial se limpia. En la etapa 4, el disco se hace ´optica- mente visible, y la estrella es reconocible como una estrella de tipo T Tauri. Es en esta etapa en donde los primeros n ´ucleos planetarios se formar´an. Finalmente, en una quinta y ´ultima etapa, el disco desaparece por los efectos del viento es- telar y la fotoevaporaci ´on, dejando un disco poblado por los objetos planetarios recientemente formados y por escombros.
A pesar de entender de forma global el mecanismo que da origen a las es- trellas y a los discos protoplanetarios, los mecanismos que podr´ıan dar origen a los planetas a ´un siguen sin poder ser elucidados de forma precisa, principalmen- te debido a la falta de observaciones. Sin embargo, mediante experimentaci ´on num´erica, se han realizado avances considerables.
Actualmente hay dos l´ıneas de investigaci ´on predominantes en cuanto al posi- ble origen de cuerpos planetarios masivos. Por un lado est´a el modelo deacreci´on de n´ucleos(Pollacket al.,1996) y, de forma alternativa, est´a el modelo deinestabi- lidad gravitacional(Boss,1997;Mayeret al.,2002).
1.5.1.
Modelo de acreci ´on de n ´ucleos
Este modelo postula que los planetas gigantes se forman por la creaci ´on de planetesimales (fragmentos de polvo y roca de tama ˜no considerable) y n ´ucleos de tama ˜no creciente, por colisiones sucesivas. Una vez que el n ´ucleo alcanza una masa entre 10 y 15 M⊕, comienza una fase de acreci ´on de gas, la cual es muy
eficiente y permite que el planeta gane la masa necesaria en tiempos comparables a la vida media de los discos de gas.
El proceso de acreci ´on de n ´ucleos puede separarse en tres etapas principales. Inicialmente, un n ´ucleo poco masivo se encuentra en formaci ´on, el cual no po- see envoltura gaseosa ya que su gravedad no es lo suficientemente fuerte como para mantener alguna especie de equilibrio hidrost´atico. A medida que el n ´ucleo crece en masa por la acreci ´on de planetesimales, llega un punto en el que es posi- ble mantener una envoltura gaseosa en equilibrio hidrost´atico. Este equilibrio es el producto del balance entre la radiaci ´on t´ermica y el calentamiento producido por el bombardeo. El n ´ucleo continuar´a creciendo hasta que se alcance una masa cr´ıtica, para la cual el equilibrio ya no puede mantenerse, y la atm ´osfera del pla- neta se contrae. A partir de esta masa cr´ıtica ocurre una r´apida acreci ´on de gas, la cual provee de la mayor parte de la masa al planeta en formaci ´on. Esta etapa de r´apido crecimiento ocurre para masas entre 10M⊕ y 15M⊕. El proceso finali-
za cuando el suministro de gas se agota, lo cual puede ocurrir porque el planeta adquiera una masa suficiente como para limpiar completamente su ´orbita o que el disco de gas se disperse. Un aspecto importante es que la masa cr´ıtica depende pobremente de las propiedades del disco protoplanetario (Armitage,2007;Papa- loizou y Terquem,1999). Sin embargo, crecimientos m´as r´apidos son esperados en las regiones m´as densas del disco, como por ejemplo, m´as all´a de la llamada l´ınea del hielo, lugar en d ´onde la mayor cantidad de los materiales vol´atiles del disco se encuentran en estado s ´olido.
Probablemente este sea el mecanismo principal para explicar la formaci ´on de la mayor´ıa de los exoplanetas observados, aunque una densidad suficiente de s ´olidos es necesaria para compensar los tiempos de migraci ´on en las etapas primordiales y los tiempos de vida media de los discos de gas (∼ 1,10 Millones
de a ˜nos).
1.5.2.
Modelo de inestabilidad gravitacional
Otro modelo de formaci ´on es el de inestabilidad gravitacional, el cual postu- la la creaci ´on de grandes planetas gaseosos por medio de inestabilidades dentro del disco de gas primordial (Boss, 1997;Mayer et al.,2002). Estas inestabilida- des fragmentar´ıan el disco generando grumos densos y fr´ıos, los cuales ser´ıan los n ´ucleos de los planetas gigantes. Una ventaja de este m´etodo respecto del m´eto- do de acreci ´on de n ´ucleos son los tiempos caracter´ısticos involucrados. Mientras que este ´ultimo requiere tiempos del orden de la vida media de los discos, la
inestabilidad gravitacional act ´ua en muy pocos tiempos din´amicos. La condici ´on necesaria para la aparici ´on de esta inestabilidad es que el par´ametro de ToomreQ
(Toomre,1964) sea del orden de la unidad. Este par´ametro mide la relaci ´on entre la dispersi ´on de velocidad local y la fuerza gravitatoria, raz ´on por la cual es espe- rable que dependa fuertemente de la temperatura del medio. En otras palabras, la aparici ´on y eficiencia de este mecanismo es fuertemente dependiente de la efi- ciencia de enfriamiento del gas, a fin de permitir la aglomeraci ´on de material. Por lo tanto, la eficiencia del mecanismo es tambi´en una funci ´on de la distancia.
Podr´ıa ser el mecanismo predilecto para la formaci ´on de planetas gigantes muy lejos de la estrella, con tal de que la escala de tiempo del gas no sea mucho mayor al tiempo din´amico del mismo. De lo contrario, aparecen en un primer lugar brazos espirales (por inestabilidad gravitacional), que calientan el gas e inhiben la aparici ´on de grumos gravitacionalmente inestables.