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