Friday, April 4 2025

Robar del sistema solar: los efectos de un sobrevuelo estelar con el Sol

ImpresiĆ³n del artista de un disco protoplanetario alrededor de una estrella. [NASA / JPL-Caltech]

Una estrella nace del colapso gravitacional de una nube de gas y polvo. Sin embargo, no todo el material termina en la estrella, por el contrario se forma un disco protoplanetario plano que rodea a la nueva estrella. Con el tiempo, los materiales en este disco se unen para formar planetas, lunas, asteroides y la mayorĆ­a de los otros objetos que podrĆ­a encontrar cerca de una estrella tĆ­pica. 

Como los discos protoplanetarios son planos, la expectativa es que todos los planetas y objetos que orbitan alrededor de una estrella formada a partir de un disco protoplanetario orbitan en un solo plano. Entonces, cuando encontramos estrellas con planetas que orbitan en mĆŗltiples inclinaciones diferentes, esto genera preguntas. Un astrobite reciente discutiĆ³ un caso asĆ­, donde se observĆ³ un exoplaneta orbitando en un plano completamente diferente a los otros exoplanetas en ese mismo sistema. Pero no necesitamos mirar tan lejos para encontrar desviaciones como esta: nuestro propio sistema solar exhibe varias caracterĆ­sticas que no se alinean, por decirlo de alguna manera. 

Inclinaciones y excentricidades y truncamientos, Ā”Oh, Dios mĆ­o! 

Durante las primeras 30 UA alrededor del Sol (hasta justo alrededor de las Ć³rbitas de Neptuno) las cosas se comportan relativamente bien: la mayorĆ­a de las inclinaciones orbitales de los planetas difieren entre sĆ­ en uno o dos grados , y ningĆŗn planeta tiene una inclinaciĆ³n de mĆ”s de 8 grados. Pero mĆ”s allĆ” de Neptuno, en el sistema solar exterior, las inclinaciones orbitales son considerablemente mĆ”s altas. PlutĆ³n, recientemente degradado de planeta a planeta enano, es un ejemplo; su inclinaciĆ³n orbital es mĆ”s de 17 grados . La misma tendencia existe para las excentricidades orbitales , que tienden a ser significativamente mayores para los objetos mĆ”s allĆ” de 30 UA en comparaciĆ³n con los que estĆ”n dentro del lĆ­mite de 30 UA. 

TambiĆ©n existe un patrĆ³n similar en el perfil de densidad de la superficie de nuestro sistema solar, que se puede obtener al suavizar la masa acumulada de los objetos del sistema solar (planetas, lunas, asteroides, etc.) para aproximarnos al aspecto del disco protoplanetario del Sol. El perfil de densidad de superficie disminuye gradualmente hasta ~ 30-35 UA, donde cae abruptamente en un factor de casi 1.000 (un fenĆ³meno que a menudo se denomina truncamiento de disco ). ĀæCoincidencia? Talvez no. 


Figura 2.  Las Ć³rbitas de los objetos seleccionados en nuestro sistema solar. La Ć³rbita de Neptuno y las Ć³rbitas de los planetas interiores a Neptuno (no seƱaladas en la figura) estĆ”n limitadas a un plano delgado, pero las inclinaciones orbitales de los planetas enanos mĆ”s allĆ” de Neptuno (PlutĆ³n, Makemake y Eris se muestran aquĆ­) son significativamente mayores. [journalofcosmology.com].F


Los astrĆ³nomos buscan desarrollar teorĆ­as que puedan ayudar a explicar estas caracterĆ­sticas peculiares en nuestro sistema solar. Una explicaciĆ³n propuesta afirma que la existencia de un planeta lejano aĆŗn no descubierto (a veces llamado Planeta 9) podrĆ­a causar estos efectos en el sistema solar exterior. Otra posible explicaciĆ³n posible tambiĆ©n fue cubierta por un astrobite reciente, y que involucra a una supernova que estallase cerca del sistema solar. 

El artĆ­culo de hoy ofrece otra explicaciĆ³n mĆ”s: ĀæquĆ© pasarĆ­a si una estrella volĆ³ cerca de nuestro Sol, robando un montĆ³n del material externo del disco protoplanetario del Sol con ella, y arrojando lo que quedaba en Ć³rbitas inclinadas y excĆ©ntricas? 

Un ladrĆ³n estelar 

Para probar esta teorĆ­a denominada encuentro estelar, los autores simularon el Sol rodeado por un disco liso y plano compuesto por partĆ­culas de prueba, comprobando lo que sucederĆ­a despuĆ©s de que este sistema encontrĆ³ otra estrella (tambiĆ©n conocida como "el perturbador"). Probaron un amplio conjunto de condiciones iniciales al variar la masa del perturbador, como lo cerca que pasaba del Sol y la inclinaciĆ³n de su trayectoria con respecto al disco de partĆ­culas de prueba. En todos los casos, comenzaron con un disco que se extendĆ­a mucho mĆ”s allĆ” de nuestro sistema solar actual, y solo seleccionaron simulaciones en las que el sobrevuelo truncĆ³ el disco a 30-35 UA, similar a donde se cae la densidad del sistema solar. Luego comprobaron cuĆ”l de las simulaciones restantes reproducĆ­a otras caracterĆ­sticas de nuestro sistema solar, en particular, cuĆ”l de ellas dejĆ³ una escasa poblaciĆ³n de objetos en inclinadas y excĆ©ntricas orbitas. 


Figura 3. Tres simulaciones del documento de hoy, mostrando la trayectoria de la estrella perturbadora en negro. Yendo de izquierda a derecha, las masas perturbadoras son 0.5, 1 y 5 masas solares. La fila superior de paneles muestra las posiciones promedio de las partĆ­culas que quedan despuĆ©s del sobrevuelo, coloreadas por la excĆ©ntrica Ć³rbitas (observe el cĆ­rculo negro alrededor de 30 AU, el radio dentro del cual casi todas las partĆ­culas son azules, lo que significa que todas tiene muy pocas excentricidades). La fila inferior de paneles indica las posiciones iniciales (antes del paso) de las diferentes poblaciones de excentricidad que se muestran en la fila superior, con las regiones grises que significan partĆ­culas que se liberaron debido a la perturbaciĆ³n [Pfalzner et al. 2018].


Los autores informan de un buen ajuste a las propiedades observadas de nuestro sistema solar para una amplia gama de condiciones iniciales, con los mejores ajustes provenientes de perturbadores con masas que varĆ­an de 0,5-1 masas solares. La simulaciĆ³n que mĆ”s se parecĆ­a a nuestro sistema solar se obtuvo de un encuentro con una estrella la mitad de masiva que el Sol que pasa a 100 UA de este. 

AdemĆ”s de este Ć©xito, hay otros dos triunfos dignos de menciĆ³n de la teorĆ­a fly-by. En primer lugar, solo se necesita un solo sobrevuelo para reproducir las caracterĆ­sticas que los autores originalmente se propusieron explicar. Y en segundo lugar, mĆ”s allĆ” de resolver las preguntas originalmente planteadas, las simulaciones tambiĆ©n proporcionaron explicaciones naturales a varias caracterĆ­sticas inexplicadas adicionales de nuestro sistema solar, incluida la relaciĆ³n de masa entre Neptuno y Urano , y la existencia de dos poblaciones distintas de objetos del CinturĆ³n de Kuiper

ĀæConvencido? Bueno, quizĆ”s no deberĆ­as de estarlo, al menos no todavĆ­a. Como seƱalan los autores, mostrar que incluso un solo evento es suficiente para reproducir los efectos observados no tiene sentido hasta que podamos cuantificar la probabilidad de que un evento como ese ocurra en primer lugar. 

Soleado con la posibilidad de Fly-Bys? 

Para nuestro sistema solar, los sobrevuelos han sido extremadamente raros en los Ćŗltimos miles de millones de aƱos. Pero la buena noticia es que las estrellas como el Sol normalmente nacen en grandes grupos de estrellas llamadas cĆŗmulos abiertos. Debido a la mayor densidad de estrellas en un entorno de clĆŗster abierto, la posibilidad de pasar volando sube significativamente a medida que retrocedemos en el tiempo. ĀæPero quĆ© tan probable son? 

Para comprobar esto, los autores crearon simulaciones de cĆŗmulos abiertos del tipo en que el Sol podrĆ­a haberse formado, y verificaron la probabilidad de sobrevuelos como los que estudiaron anteriormente. En la Figura 4 abajo, se muestra que alrededor de 5-10 millones de aƱos despuĆ©s del nacimiento del Sol, hay una probabilidad de alrededor de 0,075% para un encuentro estelar por millĆ³n de aƱos. Agregada durante los primeros mil millones de aƱos de la vida del Sol, la posibilidad de experimentar un encuentro alcanza el 20-30%, Ā”no tan improbable en absoluto! 

Figura 4. La frecuencia de fly-bys que llevan a un truncamiento del disco alrededor de 30 AU, en funciĆ³n de la edad del sol. La lĆ­nea de puntos a los 2 millones de aƱos significa la fase de expulsiĆ³n de gas de un grupo abierto, despuĆ©s del cual los encuentros estelares se vuelven considerablemente menos frecuentes. Tenga en cuenta que los sobrevuelos antes de 5 millones de aƱos deben descartarse porque no permiten suficiente tiempo para que se formen los objetos del sistema solar externo [Pfalzner et al. 2018].


Aunque los autores a dĆ­a de hoy todavĆ­a estĆ”n lejos de demostrar que un sobrevuelo estelar causĆ³ las caracterĆ­sticas peculiares del sistema solar exterior, lo que han demostrado es que es al menos una teorĆ­a razonable, que puede reproducir muchos hechos observacionales, y uno que es relativamente realista. 

ĀæY ahora quĆ©? Las simulaciones de vuelo produjeron algunas predicciones adicionales, que en su mayorĆ­a implican las propiedades detalladas de las Ć³rbitas en el sistema solar exterior, que los autores intentan actualmente confirmar con datos de observaciĆ³n. En Ćŗltima instancia, las observaciones precisas de mĆ”s objetos mĆ”s allĆ” de Neptuno tienen la clave para fortalecer o refutar la teorĆ­a. 


Sources: aasnova, Astrobites, AAS, Susanne Pfalzner, Asmita Bhandare, Kirsten Vincke y Pedro Lacerda, Tomer Yavetz 

TĆ­tulo:  Outer Solar System Possibly Shaped by a Stellar Fly-By (Sistema solar exterior posiblemente conformado por un vuelo estelar)
Autores: Susanne Pfalzner, Asmita Bhandare, Kirsten Vincke y Pedro Lacerda.
Primera instituciĆ³n de autor: Instituto Max Planck de RadioastronomĆ­a, Alemania.
Estado:  aceptado en el APJ.

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