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Astrónomos han desarrollado un modelo para intentar explicar la formación de planetas en sistemas estelares binarios.
Sólo en nuestra galaxia existen cientos de miles de millones de estrellas. Nuestro Sol es una entre todas ellas. Sin embargo, a diferencia de nuestro Sol, la gran mayoría de la estrellas no se encuentran solas, sino que acompañadas de otras estrellas, orbitándose mutuamente. Estos son conocidos como sistemas estelares múltiples; sistemas de dos o más estrellas. Por otra parte, la gran mayoría de estos sistemas estelares múltiples corresponden a sistemas de dos estrellas, conocidos como estrellas binarias1. Más aún, desde hace un tiempo, se tiene bien aceptado que la gran mayoría de las estrellas están acompañadas de uno o más planetas2.
Intuitivamente, por los hechos anteriores, uno podría llegar a la conclusión de que entonces debe existir una gran cantidad de planetas formando parte de sistemas estelares múltiples, particularmente en sistemas binarios de estrellas. A estos últimos se les conoce como planetas circumbinarios. Y, en efecto, conocemos algunos ejemplos en nuestra galaxia. Uno de estos ejemplos es del sistema γ Cefeo, un sistema estelar binario en donde un planeta, γ Cefeo Ab, orbita a la estrella principal del sistema, γ Cefeo A. El planeta de este sistema fue advertido como una posibilidad en 19883, y fue confirmado finalmente en 20034.
Existen dos principales maneras estables para que un cuerpo como un planeta pueda orbitar un sistema estelar binario. Estas órbitas son llamadas de Tipo-S y Tipo-P. En la órbita Tipo-S el planeta orbita, esencialmente, una estrella, mientras dicha estrella órbita a la otra estrella. Mientras que en la órbita Tipo-P el planeta parece orbitar a ambas estrellas, mientras ellas se orbitan más cerca. Para entender mejor esto considera la siguiente imagen:
Sin embargo, la realidad es un poco más complicada y el texto marcado no es del todo correcto. Esto se debe a que no conocemos muy bien cómo es que los planetas en estos sistemas pueden llegar a formarse. Según explica Roman Rafikov, investigador de la University of Cambrigde:
La formación de planetas en sistemas binarios es más complicada, porque la estrella compañera actúa como un batidor de huevos gigante, excitando dinámicamente el disco protoplanetario.
Roman Rafikov, para comunicado científico de la University of Cambridge.
Sin embargo, Roman Rafikov y Kedron Silsbee, investigador del Max Planck Institute for Extra-terrestrial Physics, realizaron un interesante estudio recientemente publicado en Astronomy & Astrophysics titulado como «Planet formation in stellar binaries: Global simulations of planetesimal growth«, en donde parecen estar más cerca a entender cómo estos planetas pueden formarse en tales sistemas.
Las estrellas se forman en nubes gigantescas de gas y polvo. Sin embargo, no todo ese material formará parte de las estrellas. En cambio, una parte de ese material quedará orbitando a las estrellas y formará un disco alrededor de ellas, estos discos son conocidos como discos protoplanetarios. Con pasar del tiempo, dentro del disco se podrán formar nuevas estructuras cada vez más grandes, como los planetesimales, predecesores de los planetas. Esto ocurre, en principio, porque los granos de polvo dentro del disco pueden chocar y quedar «pegados», formando estructuras más grandes, los planetesimales. Posterior a eso, los planetesimales pueden llegar a ser lo suficientemente masivos como para atraer cada vez más material, con la posiblidad, a futuro, de formar protoplanetas. La teoría que explica esto se conoce como «Core Accretion«, aunque también existen otros mecanismos para formar planetas, como por ejemplo, las inestabilidades gravitacionales5, de las que no se hablará aquí.
No obstante, lo anterior es más probable de ocurrir cuando se habla de sistemas de una sola estrella. En sistemas de dos estrellas el panorama se complica por diferentes razones. Algunas de ellas son: (1) la gravedad de ambas estrellas no facilita la acumulación de material para formar planetesimales y (2), en caso de formarse planetesimales en el disco, estos corren el riesgo de chocar con otros cuerpos y destruirse, imposibiltando la formación de objetos más grandes y masivos.
Para tener más detalle de estos escenarios, Rafikov y Silsbee llevaron a cabo simulaciones numérico-computacionales muy realistas y detalladas, en donde añadieron «ingredientes» que, por lo general, no tenían en cuenta a la hora de simular estos escenarios6.
Los resultados de estas detalladas simulaciones llevaron a los astronómos a concluir que, bajo ciertas circuntancias (parámetros y condiciones iniciales), objetos de entre 1 a 10 kilómetros de díametro pueden continuar creciendo en zonas específicas dentro del disco protoplanetario. Lo que da fuerza a una de otras teorías de formación planetaria en estos sistemas conocida como Streaming Instability, además de potenciar futuras y más precisas simulaciones de estos escenarios o que utilicen cómputos similares7.
¿Un amanecer de dos soles?
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Referencias
[1] Eric Chaisson, Steve McMillan. Astronomy Today. 6th ed. USA: Addison Wesley; 2008. p. 636
[2] Cassan, A., Kubas, D., Beaulieu, JP. et al. One or more bound planets per Milky Way star from microlensing observations. Nature 481, 167–169 (2012). https://doi.org/10.1038/nature10684
[3] Campbell, B., Walker, G. A. H., & Yang, S. 1988, ApJ, 331, 902
[4] Artie P. Hatzes et al 2003 ApJ 599 1383
[5] T. Paneque-Carreño et al 2021 ApJ 914 88
[6] Astronomers show how planets form in binary systems without getting crushed
