Universidad Nacional Autónoma de México, Escuela Nacional de Estudios Superiores, Morelia, Michoacán.

RESUMEN: Los Discos Protoplanetarios son estructuras que revelan información sobre la formación de los planetas. En este trabajo, se realizó una investigación bibliográfica en donde exploramos aspectos sobre la estructura y composición de estos discos, su evolución, los métodos utilizados para su estudio, y qué revela de la historia de nuestro Sistema Solar, proporcionando una visión más amplia sobre el origen de otros sistemas estelares y que aporten las bases para una investigación más detallada.

1. Introducción

Las ideas sobre el origen de los planetas y las estrellas no es algo nuevo. A lo largo de la historia han habido muchas hipótesis intentando dar respuesta a este tema, entre ellas, la hipótesis nebular propuesta por Immanuel Kant y Pierre-Simon Laplace en el siglo XVIII para intentar explicar el origen de nuestro sistema solar, siendo ampliamente aceptada aún hoy en día. Sin embargo, no fue hasta mediados del siglo XX, gracias a la detección y observación de estrellas jóvenes y en formación, que se empezó a enriquecer la teoría de la nebulosa solar y se comenzó a utilizar el término disco protoplanetario a aquellos objetos que evidenciaban un claro proceso de formación estelar y posiblemente planetario. Aunque se han hecho importantes avances y descubrimientos al respecto, hoy en día sabemos que estos discos son más complejos que lo propuesto anteriormente debido a la cantidad de factores que intervienen en los procesos que tienen lugar a lo largo de su evolución, y por lo mismo hay aún  muchos misterios por revelar.

2. ¿Qué son los Discos Protoplanetarios?

Los Discos Protoplanetarios son estructuras en las regiones de formación estelar (nubes de gas, principalmente hidrógeno molecular, son el principal combustible de las estrellas), donde se formó una proto estrella debido al colapso gravitacional de una nube de gas (Alexander, R., 2022) y la cual comienza a acretar y a calentar el material de gas y polvo a su alrededor. Con el tiempo, se habrá formado una estructura en forma de disco girando alrededor de la protoestrella, y en ciertas ocasiones, si es suficientemente alta la masa de polvo para formar aglomeraciones (núcleos de los planetas) a distintos radios del disco, se forman anillos (Figura 1) que se convertirán en potenciales planetas si las condiciones lo permiten.

3. Evolución de los discos

3.1 Nube protoestelar

Como se dijo anteriormente, el nacimiento de estrellas se da en regiones ricas en hidrógeno molecular (H2 es la abreviatura para esta molécula), siendo este el elemento más abundante en el universo. Por otra parte, los planetas ya sean rocosos o gaseosos, se componen de elementos más pesados (Bitsch B. et al., 2014), los cuales son producidos en reacciones nucleares en el interior de las estrellas y en las violentas explosiones de supernovas de las estrellas masivas, ya que en la explosión de las supernovas se generan choques que produce elementos más pesados como el zinc, oro, plomo, uranio, etc.

Un disco protoplanetario empieza a partir de una nube protoestelar (Nube en la que se forman estrellas por el colapso gravitacional del gas), como su nombre lo indica, con una estrella muy joven en su interior, la cual rota sobre su propio eje gracias a la acreción con la que se formó. Al ser la estrella el cuerpo más masivo del sistema, arrastrara por fuerza gravitatoria el gas y polvo que la rodea, haciéndolos girar a su alrededor, dando la forma característica de disco. 

Recordando una de las clases de física básica, la conservación del momento angular indica la cantidad de rotación de un cuerpo, la cual es el producto de su momento de inercia con su velocidad angular. La materia con bajo momento angular caerá hacia el centro de la estrella, mientras que materia con alto momento angular no alcanza el centro de la estrella y forma el disco, resultando en la forma aplanada del material. La duración del colapso como caída libre al núcleo es aproximadamente de millones de años.

Si bien la formación de este disco es suficiente para nombrarla Disco Protoplanetario, no necesariamente tiene las características necesarias para la formación planetaria.

Para la formación de planetas, estos discos tienen que ser ricos en elementos pesados resultado de la muerte de estrellas previas, ya que de estar compuestos principalmente de hidrógeno molecular, sólo sería posible la creación de nuevas estrellas, sistemas de estrellas como los binarios, o compañeras de baja masa como las enanas marrones.

Si la condición de la composición se cumple y es suficiente, el material comenzará a acomularse en órbitas estables, por ejemplo lo puntos de Lagrange donde las fuerzas gravitacionales están en equilibrio, tal que que no sea atraído o despedido por su estrella, y en menos de 10 millones de años (Cánovas, H., 2018), se habrán formado los protoplanetas.

3.2 Disco de acreción

Existen diversas variables que los astrofísicos usan para modelar la formación de planetas. Por ejemplo,  la redistribución de momento angular puede añadir masa a la estrella central y el torque magnético puede reducir la rotación de la estrella si hay alta ionización (campo magnético congelado). Las interacciones magnéticas hacen que parte del gas del disco caiga en la estrella, haciendo que el disco protoplanetario no empiece desde la superficie de la estrella, y otra parte del gas es expulsado rápidamente por centrifugación, alejando el flujo con momento angular.

En la Figura 2, se muestra una imágen compuesta capturada por ALMA de la protoestrella HD163296. En las zonas rojizas se presenta en mayor abundancia el polvo y en azul el gas, los anillos oscuros dentro de la zona rojiza podría indicar un proceso de formación de planetas.

Los granos de polvo más masivos solo representan el 1% de la masa total de la nube. Estos  se asientan primero en el plano medio de la estrella (Jonathan, P., Lucas, A., 2011) generando cúmulos más densos de polvo que acelerarán las colisiones haciendo granos cada vez más grandes.

Simultáneamente parte de la nebulosa seguirá acretando en la estrella y otra parte será evaporada por los rayos UV y Rayos X que producen la protoestrella. A este proceso se le llama foto evaporación y provoca que el gas se disperse en el medio “limpiando” el disco protoplanetario por la presión de la radiación.

3.3 Formación de Sistemas Planetarios

El disco protoplanetario no es homogéneo por lo que hay regiones más densas, de manera similar a la formación de la protoestrella. Las inhomogeneidades más masivas atraerán el gas y el polvo en su vecindad formando un nuevo proceso de acreción, donde lentamente los materiales más pesados de la nebulosa se irán depositando en el núcleo de un nuevo cuerpo masivo que orbita su protoestrella. Se piensa que a base de acreción y colisiones con otros cuerpos es como crecen su tamaño lo suficiente para que la autogravedad del proplaneta limpie paulatinamente toda su zona y se pueda considerar como planeta (Y. Alibert, 2010 &  IAU, 2006 ).

En algunos casos la cantidad de masa y la composición favorece que algunas de estas regiones terminen siendo sistemas binarios, los cuales son los más frecuentes de acuerdo a los catastros astrofísicos, University of California (2021).

4. ¿Cómo se pueden estudiar?

Para poder capturar imágenes de los discos, se requiere de alta sensibilidad y resolución. Debido a que la luz emitida por estas estructuras es muy débil, las podemos observar con observatorios en el óptico y en el infrarrojo cercano (Cánovas, H., 2018) utilizando la luz de la estrella que se refleja en el gas y polvo, con el inconveniente de que el brillo de la estrella no permite “enfocar” al polvo, requiriendo técnicas de filtrado. Por otra parte, si se quiere conocer más a fondo los procesos que ocurren dentro del disco, donde las temperaturas alcanzan los 20K se debe de observar en el submilimétrico, ya que estas son las frecuencias que emite un cuerpo a temperaturas muy bajas y para esto son usados los radiotelescopios. El problema en esta clase de observaciones es que se pierde nitidez y no poder distinguir entre la estrella y el disco. Al no poder resolver las diversas estructuras tan lejanas, se necesitan antenas de kilómetros de diámetro para igualar la resolución que tienen los observatorios en el óptico.

La técnica de  interferometría (Figura 3) consiste en usar varias antenas de menor tamaño, y la distancia máxima entre antenas será equivalente al diámetro del plato de la antena hasta obtener la resolución y configuración necesaria.

5. ¿Qué revelan los discos protoplanetarios  sobre el Sistema Solar?

Debido a que en nuestro sistema solar existen planetas rocosos, gaseosos y gélidos, la nebulosa solar que dió origen al disco planetario solar tuvo cantidades considerables de elementos pesados para formar silicatos, hielos y trazas de otros elementos que componen a los cuerpos del sistema solar. Esta nebulosa pudo haber estado enriquecida en elementos químicos diversos por generaciones anteriores de otras estrellas, o como producto de una supernova. Sin embargo, el origen del sistema solar es aún un tema abierto de investigación.

6. Conclusiones

Los discos protoplanetarios en la formación de sistemas estelares y planetarios siguen siendo la mejor teoría que explica cómo es que sistemas como el nuestro existen. Entender los procesos que definen las características de cada sistema, como su composición, los radios a los que se forman los anillos, y la cinemática que actúa sobre la materia será importante en la implementación de nuevos y mejores modelos con los cuales comparar las observaciones.

Si bien aún no se ha podido confirmar la presencia de un protoplaneta en alguno de los anillos de los discos, se espera que con radiotelescopios más avanzados se puedan poner a prueba los modelos, por lo que más observaciones serán necesarias para llegar a una respuesta más satisfactoria.