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Toda construcción deja sus escombros. Sin embargo, mientras que en la construcción de un edificio estos escombros no son más que desperdicios, los deshechos de la formación planetaria dejan una población de objetos de mediano tamaño cuya presencia es en ocasiones clave para el sistema. Un claro ejemplo lo vemos en nuestra propia Luna, cuya mera presencia y su efecto gravitatorio sobre la Tierra es crucial para poder mantener el sistema en equilibrio y que la vida se haya desarrollado tal y como la conocemos. Además, estos objetos de mediano tamaño son verdaderos fósiles de la formación planetaria, conteniendo gran cantidad de información sobre este proceso aún no completamente comprendido. Así, su detección en el Sistema Solar y sistemas extrasolares es determinante para la comprensión de estos mecanismos, tal y como se ve en la asignatura de Sistema Solar del Máster Universitario en Astronomía y Astrofísica de la VIU.

Tal y como explicamos en el Capítulo 2 de esta serie de artículos, la formación planetaria aún no está completamente entendida y varios mecanismos de formación han sido propuestos para explicar la diversidad de propiedades que conocemos en estos objetos. Es interesante saber que mientras que creemos comprender la física involucrada en la formación de cuerpos de tamaños del orden de varios metros mediante el crecimiento de pequeñas motas de polvo, pasar de estos tamaños a cuerpos con varios kilómetros de diámetro es aún difícil de explicar (el comúnmente llamado meter-size barrier). El problema proviene del hecho de que objetos de varios metros de longitud adquieren altas velocidades durante el proceso, lo que aumenta la probabilidad de choques entre ellos y su consecuente destrucción. Además de esto, estos objetos pueden caer hacia la estrella en escalas de tiempo muy cortas, siendo entonces destruidos. Sin embargo, en los últimos años se han propuesto mecanismos alternativos para poder superar esta barrera. De igual forma, el proceso por el cual se forman cuerpos de miles de kilómetros de diámetro a partir de otros de pocos kilómetros es aún desconocido debido a diversas dificultades a la hora de simular este proceso. En cualquier caso, la mayor presencia de elementos pesados en las zonas más internas del disco (más cercanas a la estrella) que pueden condensar a altas temperaturas permite la creación de estos cuerpos rocosos. En contraste, más allá de la conocida como línea de nieve (snow line, que indica la distancia al Sol a partir de la cual el hielo de agua puede condensar), debido a que las temperaturas no son tan altas, se pueden formar cuerpos rocosos de mayor tamaño. De hecho, en el mecanismo de formación planetaria conocido como core accretion, estos cuerpos pueden llegar a tener hasta diez veces la masa de la Tierra y acretar posteriormente el hidrógeno y helio de sus alrededores para terminar formando los planetas gaseosos.

Como consecuencia de todos estos procesos, algunos objetos que comienzan a crecer no consiguen culminar como planetas ni son agregados a los diverson planetas en formación. La consecuencia es que, tras la formación planetaria, una gran población de cuerpos de tamaños kilométricos queda vagando por el sistema. Estos pueden acabar atrapados en la atracción gravitatoria de uno de los planetas formados orbitando alrededor de él (sería el caso de las lunas), co-orbitando con el planeta (sería el caso de los troyanos que veremos más adelante), aglomerados en diversas órbitas alrededor del Sol (como el cinturón principal de asteroides situado entre las órbitas de Marte y Júpiter o el cinturón de Kuiper localizado más allá de la órbita de Neptuno), o simplemente vagando por el sistema planetario con órbitas excéntricas de largos periodos (como el cometa Halley o 67P Churiumov-Gerasimenko, recientemente visitado por la sonda Rossetta y Philae de la Agencia Espacial Europea).

Por su cercanía a los planetas, y dependiendo de la naturaleza de los mismos, las lunas pueden verse influenciadas por sus grandes compañeros. En particular, sabemos que muchas de las más de sesenta lunas de Júpiter y Saturno sufren calentamiento por efectos de marea debido a la cercanía del planeta que puede permitir (o haber permitido) la presencia de agua líquida en su superficie (véanse por ejemplo los cantos rodados encontrados en la superficie de Titán o las fumarolas en la superficie de Europa). Es por ello que en los últimos años y gracias a la gran precisión fotométrica de misiones como Kepler, han surgido diferentes proyectos para la detección de estos objetos orbitando alrededor de planetas extrasolares. Por ejemplo, el proyecto HEK está empleando técnicas estadísticas complejas para buscar tránsitos de estas exolunas. Aunque hasta la fecha no han podido encontrar ningún caso definitivamente confirmado, ya han podido poner límites superiores a la presencia de estas lunas en varios sistemas.

Capitulo3_LunasCometasTroyanos Representación de 624 Hektor

Un caso curioso es el de los troyanos. Estos objetos co-orbitan con los planetas en sus puntos de Lagrange L4 y L5 (puntos de estabilidad del sistema de dos cuerpos situados a 60º del planeta y en la misma órbita, en este link se puede ver estos puntos para el caso Tierra - Luna y en este otro link se puede ver la evolución de troyanos de Júpiter). En el Sistema Solar, la mayor familia de estos objetos la tiene Júpiter, con más de cien mil objetos co-orbitando con él, algunos tan grandes como varios cientos de kilómetros de diámetro. Un buen ejemplo es 624 Hektor, que parece provenir de la unión de dos cuerpos menores a tenor de los últimos resultados (ver imagen). Curiosamente, nuestra Tierra también tiene diversos troyanos, el mayor de los cuales tiene unos 300m de diámetro. Ahora mismo, estamos trabajando en la detección de estos objetos en sistemas extrasolares en el proyecto en el que participo TROY. Su detección será clave para entender los procesos de formación y migración planetaria. Por último, el estudio de los cinturones de asteroides y comentas en el Sistema Solar está proporcionando ingentes cantidades de información sobre el contenido químico de la nube molecular que formó nuestro sistema planetario. La detección de objetos trans-neptunianos y las visitas a cometas como la de la misión Rosseta han proporcionado ya interesantes descubrimientos como la detección de compuestos orgánicos como el formaldehído, los cuáles tienen un papel crucial en la síntesis de aminoácidos o azúcares, ingredientes principales para la formación de vida. Con el avance instrumental en astronomía en los últimos años, estamos siendo capaces de empezar a detectar lo que podrían ser cinturones de asteroides en sistemas exoplanetarios. Por ejemplo, el caso de HR8799 en el que recientemente se detecto con ALMA una posible acumulación de material en una órbita externa a los 4 planetas detectados con imagen directa en este sistema. En conclusión, el material sobrante en la formación de sistemas planetarios podría tener las claves de cómo fue posible este proceso y bajo qué condiciones. En el Sistema Solar, la investigación de estos objetos nos está deparando importantes sorpresas. Fuera, en otros mundos, aún no sabemos lo que encontraremos, pero seguro que la ciencia no dejará de asombrarnos.  

Jorge Lillo-Box miembro del European Southern Observatory (ESO)

Colaborador del Máster Universitario en Astronomía y Astrofísica