Archivo de la etiqueta: protoplanetas

Una binaria con material circumbinario polar.

Las estrellas jóvenes suelen estar rodeadas de gas y polvo, o sea, de material circunestelar.
Al menos la tercera parte de ellas forma planetas de ese material y, por razones gravitatorias, las órbitas de esos cuerpos se desalinean. Por ejemplo: nuestro Sistema Solar, tiende a un plano que no está en coincidencia con el plano del ecuador del Sol (pdp, 19/jul./2016, ¿Qué inclinó al Sistema Solar?, https://paolera.wordpress.com/2016/07/19/que-inclino-al-sistema-solar/).

Los modelos de formación y evolución planetaria, predicen estas desalineaciones y las observaciones apuntan a hallar material circunestelar desalineado. Tanto así, que en teoría, se ha contemplado la posibilidad de una configuración de material protoplanetario sumamente inclinado y hasta protoplanetas o planetas con grandes desalineaciones, incluso en un sistema binario.
Pues la observación confirmó las existencia de estas exóticas configuraciones, al menos en un caso.

Las estrellas binarias se orbitan mutuamente alrededor de un punto conocido como baricentro o centro de masas. Su órbitas pertenecen al mismo plano (son coplanares). De tener material circumbinario, podría estar en el mismo plano o inclinado respecto de él, o sea desalineado.

Pues bien, se observó a una joven binaria donde el material circumbinario está a casi 90° del plano de sus órbitas relativas.

Illustration of System HD 98000

Ilustración crédito: University of Warwick/Mark Garlick

Con el tiempo, este material orientado de esta manera, podría dar origen a planetas con órbitas polares, o sea que pasan cerca de los polos orbitales de las binarias.

Desde un planeta en órbita circumbinaria polar a estas binarias, se vería que, en perspectiva, las estrellas entran y salen de ese disco de materia a medida que se orbitan entre ellas.

Illustration of System HD 98000

Ilustración crédito de University of Warwick/Mark Garlick

Esta configuración podrían ser más común de lo pensado, es decir no tan exótica.

Referencia:

Fuente:

pdp.

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Explicando la variabilidad de RW Aur A.

La estrella RW Aur, es una joven binaria de algunos millones de años de edad a unos 450 años luz de Casa.
Ubicada en las nubes obscuras de la región de Tauro – Auriga, sus componentes son estrellas de la misma masa que el Sol. Una de ellas, RW Aur A, mostró variaciones de brillo muy particulares, las cuales ya eran observadas desde los años ‘30. Sus disminuciones de brillo tienden a ser mayores y más duraderas.
Actualmente, se hizo un estudio en rayos X de esta estrella y se encontró que la energía en esta frecuencia también disminuye cuando lo hace en el rango visible. Luego, algo se está interponiendo entre nosotros y la estrella. Es más, se detectó la presencia de gran cantidad de Hierro, elemento frecuente en protoplanetas y planetas.
Así surgen dos explicaciones posibles para este particular obscurecimiento de RW Aur A.
Por un lado es posible que la estrella esté rodeada de material protoplanetario rico en Hiero. Su compañera, RW Aur B podría estar modulando (alterando) gravitacionalmente la estructura de este material, provocando el paso de nubes de polvo delante de la estrella.

La otra opción, es que ese material proviene de la colisión de al menos dos protoplanetas, o entre dos objetos donde uno podría haber tenido el tamaño de un planeta.

Referencia:

Fuente:

pdp.

Amahata Sitta, un fragmento de embrión planetario.

Los asteroides tienen morfologías compatibles con un origen violento.
Aunque parezca evidente su origen como resultado de colisiones, todavía no hay evidencias definitivas de que son escombros de antiguos choques, pero eso parece estar aclarándose.

En el caótico nacimiento del Sistema Solar, los embriones planetarios podían fusionarse en cuerpos mayores, ser expulsados del Sistema (luego de un encuentro cercano entre ellos donde se aceleran mutuamente), caer al Sol o chocar entre ellos desperdigando escombros.

El asteroide 2008 TC3, era un objeto de unos 4 mts. de diámetro que fue seguido en su órbita que lo llevaba a caer en Casa.

Video: asteroide 2008 TC3 directo al planeta tierra.

Publicado el 7 oct. 2008

Sus restos fueron hallados en el desierto de Nubia en Sudán y bautizados como el meteorito Amahata Sitta.

Video: Celestial Meteorites: Asteroid called 2008 TC3

Publicado el 28 mar. 2009

Resultó ser de la familia de las ureilitas de las que no hay muchos ejemplares, sólo algunos cientos.

Estructura de granulado grueso de la ureilita Amahata Sitta – imagen publicada en Meteorite Time Magazine del 1/may./2012

Tiene incrustaciones de diamantes, los que pueden formarse de varias maneras.
1. Transformación de grafito en diamante por un impacto.
2. Por deposición de gas rico en carbono de la nebulosa solar (la que dio origen a nuestro Sistema).
3. Por alta presión estática dentro del manto de una ureilita.

Por sus características, las incrustaciones de diamantes hallados en Amahata Sitta, fueron forjadas bajo alta presión, del orden de unas 200 mil veces la presión normal atmosférica de la Tierra.
Esas condiciones son las dadas en el manto (interior) de un objeto de unas decenas de masas Lunares o más. Luego, estos diamantes nacieron en el manto de un cuerpo al menos como Mercurio. La profundidad a la que se formaron, depende del tamaño del objeto, pudiendo ser menor a mayor tamaño de éste.
Como sea, los diamantes de este meteorito nacieron de un objeto de tipo protoplanetario o embrión planetario. Así Amahata Sitta, o su asteroide paterno 2008 TC3, serían la primer evidencia directa de que estos objetos provienen de los escombros de protoplanetas que colisionaron hace unos 4500 millones de años.

Referencias:

Fuente:

pdp

Ceres sería un protoplaneta.

Ceres sigue dando de qué hablar.

Ceres

Horizonte cercano al Sur de Ceres. Crédito de NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA.

Su estructura mixta de hielos y rocas lo ubica como un híbrido entre cometa y asteroide.
Habiéndose formado más allá de Júpiter, en las regiones de los cuerpos helados, posiblemente como una luna de un extinto planeta apodado Yurus, Ceres migró hasta las vecindades de Júpiter. Allí, comenzó a recibir material rocoso complementando su formación inicial como cuerpo helado o de tipo cometario.
Fué entonces que creció más aún hasta llegar a la categoría de protoplaneta (futuro planeta). Pero todo quedó ahí. El material dejó de caer en el joven Ceres, posiblemente porque ya no quedaba más, digamos que llegó tarde al reparto de materia; y quedó así, en esa fase de evolución planetaria.
De esta manera, el planeta enano Ceres es realidad un protoplaneta detenido en su evolución hacia algo más grande.

Referencias:

Fuente:

pdp.

Disco de transición en LkCa 15 (el nacimiento de un sistema planetario)

Los discos circumestalares de transición [1], son discos de materia (de unos 10 millones de años) alrededor de una estrella, donde se están produciendo zonas limpias de gas y polvo, y los protoplanetas están pasando por la transición a ecombros de futuros planetas.
En esa transición de fase, se producen zonas limpias de gas y polvo, y los escombros aumentan su temperatura por la acreción del material aglomerándose en ellos. Por este motivo, son brillantes en el infrarrojo y se dice que muestran emisión térmica o termal.

A 450 años luz (AL) [2] de casa, se encuentra la estrella catalogada como LkCa 15. Muestra un disco de transición en el que se detectaron dos objetos en etapa de acreción de material. En observaciones que van del año 2009 al 2015, se puede apreciar que tienen órbitas Keplerianas, es decir, que se mueven como las leyes de Kepler predicen que deben moverse los planetas alrededor de su estrella.

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Imagen publicada en el trabajo de S. Sallum et al.

Uno de ellos, LkCa 15b, muestra la emisión termal típica de los planetas en formación. El otro, LkCa 15c, no muestra ese tipo de emisión posiblemente por algún tipo de extinción entre el objeto y nosotros que se encarga de impedir que nos llegue esa información. Es posible que exista un tercer objeto, LkCa 15c.
LkCa 15b se encuentra a 14 UA (UA = Unidad Astronómica = radio órbita terrestre = 150 millones de Km.) de la estrella central y se mueve más rápido que LkCa 15c el que está a 18UA de la estrella. Para tener órbitas estables a esas distancias, deben tener masas inferiores a las 5 o 10 masas jovianas.

Este sistema es de unos 2 millones de años de edad, esto demuestra su juventud comparado con el Sistema Solar que tiene algo más de 4500 millones de años.

Referencias:

  1. http://w.astro.berkeley.edu/~mhughes/Transition_Disks.html%C3%A7
  2. https://es.wikipedia.org/wiki/A%C3%B1o_luz

Fuentes:

pdp.

La migración de tipo I y la actividad estelar.

Ilustración de disco protoplaneatrio y protoplanetas crédito de Pat Rawlings / NASA Source.

La formación de planetas alrededor de una estrella, se da en lo llamado disco protoplanetario [1]. Es una región de gas y polvo alrededor de la estrella, donde se dan inestabilidades que fomentan la formación de grumos de materia, y por lo tanto, de protoplaneatas.
Pero no se forman en cualquier parte y allí quedan para el resto de sus vidas. Los planetas a medida que van formándose, migran a otros lugares dentro del disco protoplanetario.
Los planetas menos masivos, digamos de hasta 50 veces la masa de la Tierra, migran al interior del disco, hacia regiones más cercanas a la estrella; a eso se llama migración de tipo I.
Esta migración está afectada por las características del disco protoplaneatrio; el que, a su vez, está afectado por la radiación de la estrella central.
La estrella tiende a limpiarse de la materia que la rodea luego de su formación. Por este motivo, no podrían ser muy masivas a menos que se unan a otras protoestrellas en su formación.
Los hielos van sublimándose de las vecindades de la estrella, por eso los cuerpos helados se forman y sobreviven lejos de ella. Los gases del disco, tienden a abandonarlo. En estos procesos, se generan convecciones y vientos que afectan a la migración de tipo I, disminuyéndola, frenándola e incluso revirtiéndola. Luego, la actividad de la estrella genera los vientos en el disco protoplanetario, los que son fundamentales para esta migración y distribución de los planetas alrededor de su estrella.

Referencia:

  1. https://es.wikipedia.org/wiki/Disco_protoplanetario

Fuente:

pdp.

Brazos espirales en discos protoplanetarios.

Las estructuras espirales son de las más llamativas en el Universo, siendo las más populares las observadas en las enormes galaxias.
Para que se formen espirales en un disco de materia, hacen falta dos ingredientes fundamentales.
Uno, es la rotación diferencial. Esto es que la materia gira más lento a medida que nos alejamos del centro del disco.
Dos, la materia no debe estar uniformemente distribuida en el disco.

Sucede que no sólo hay brazos espirales en las galaxias; también se los ha observado en discos protoplanetarios, es decir, en discos de materia donde se están formando planetas alrededor de una estrella. Tanto es así, que la existencia de brazos espirales en discos circumestelares de gas y polvo, indica la existencia de protoplanetas. Este tipo de espirales, son diferentes a las observadas en estrellas donde una compañera suelta materia a medida que orbita a la principal.

brazosEspProtoplaneta

Detalle del gráfico publicado en el trabajo de Zhaohuan Zhu et al. Resultado de simulaciones para diferentes masas jovianas del protoplaneta.

En el caso de las espirales originadas por protoplanetas, sus características están sujetas a la masa del planeta en formación. Según sea esa masa, las espirales serán más o menos apretadas (ángulo de inclinación de los brazos). Además, se suelen dar brazos secundarios (y hasta terciarios) en las regiones interiores del disco. En este caso, el desplazamiento entre los brazos principales y los secundarios también depende de la masa del protoplaneta, siendo mayor el desplazamiento cuanto mayor sea la masa del cuerpo en formación.

Fuente:

pdp.