La (in)estabilidad de los sistemas planetarios
Por:
Luis A. Saldarriaga B.
Exobiólogo aficionado
Septiembre 05 de 2007
Las simulaciones numéricas muestran cómo se forman los planetas a partir de un disco de polvo y gas. Inicialmente se forman numerosos planetesimales (arriba) que crecen hasta formar embriones planetarios, en cuestión de unos pocos millones de años. Con el tiempo, los cuerpos más pequeños son expulsados, y quedan sólo unos pocos planetas (abajo).
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Este es un breve resumen de un artículo que aparece este mes en la revista American Scientist (y simultáneamente en Astrobiology Magazine) titulado: Are Planetary Systems Filled to Capacity? Conjectures on Order and Chaos among the Worlds.
Hay preguntas que siempre han inquietado a los expertos en ciencias planetarias, en relación con nuestro Sistema Solar. ¿Cuántos planetas caben en él? ¿Por qué las mínimas interacciones gravitacionales que se deben producir entre planetas vecinos no conducen a inestabilidades que terminarían por destruirlos? ¿Es necesaria la mano de Dios para mantener su estabilidad y evitar el caos (como creía Newton), o no necesitamos de tal hipótesis porque el sistema es estable
(como decía Laplace)? ¿Por qué hay configuraciones orbitales conocidas como resonancias donde cuerpos pequeños (básicamente asteroides y cometas) pueden permanecer durante millones de años sin ser perturbados, mientras que hay "órbitas prohibidas" en las cuales cualquier cuerpo que caiga en ellas es inexorablemente expulsado (por la gravedad de Júpiter en el caso de los asteroides y por la gravedad de Neptuno en el caso del cinturón de Kuiper)? Estas y otras cuestiones han sido abordadas recientemente mediante simulaciones matemáticas que aprovechan la poderosa capacidad de cálculo de los computadores de última generación. Los resultados son sorprendentes. He aquí algunos de ellos:
Los 3 planetas más interiores de la estrella Cancri tienen órbitas menores que la de Mercurio y están separadas de otro cuerpo mucho más masivo por una región de estabilidad aparente donde se predice que podría haber un planeta. Esta región constituye la denominada Zona Habitable de la estrella donde las temperaturas superficiales le permitirían a un planeta tener agua líquida (un prerrequisito para la vida en
Exobiología). Los números sobre cada planeta indican la masa mínima de cada uno de ellos expresada en masas terrestres.
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- Para empezar, digamos que Laplace tenía razón (marginalmente), pero no por las razones que él creía; pues se equivocó en sus cálculos (como demostraría Poincaré a finales del siglo XIX). A pesar de su apariencia ordenada, nuestro Sistema Solar es caótico (marginalmente estable): obedece las leyes de la física clásica, pero es impredecible.
- Las órbitas de los planetas gaseosos son las más estables, pero planetas rocosos pequeños como Marte, y especialmente Mercurio, tienden a ser expulsados de sus órbitas actuales. Hay una posibilidad, pequeña pero finita, de que Mercurio colisione con Venus en una escala de miles de millones de años.
- Los espacios interplanetarios permanecen vacíos porque los planetas se encargan de expulsar (mediante su campo gravitacional) a cualquier intruso que se atreva a pasar por allí. De hecho, la nueva definición de planeta establece precisamente dicha condición.
- Un planeta del tamaño de la Tierra estaría estable en la zona del cinturón de asteroides (entre las órbitas de Marte y Júpiter) durante miles de millones de años, pero un planeta gigante pronto se tornaría inestable.
- Según una teoría ampliamente aceptada, los planetas se formaron por choques entre cuerpos pequeños llamados planetesimales, los cuales produjeron embriones planetarios. Las simulaciones muestran que el desplazamiento de apenas un metro, en la órbita de apenas uno de cada 100 de dichos embriones (manteniendo todo lo demás igual); puede dar lugar a que al final se produzcan 3 o 5 planetas rocosos (en lugar de los 4 que realmente se formaron: Mercurio, Venus, Tierra y Marte).
- En las simulaciones de sistemas que comienzan con planetas relativamente cercanos, los que sobreviven hasta el final del proceso se ubican en órbitas excéntricas, de manera muy similar a lo que se ha observado en algunos de los sistemas planetarios extrasolares que se han descubierto recientemente.
- Para las simulaciones que empiezan con los planetas dispersos (alejados entre ellos), los que sobreviven tienen bajas excentricidades orbitales, tal como sucede con nuestro Sistema Solar.
- La mayoría de las simulaciones termina con 2 o 3 planetas gigantes, después de que al menos la mitad de la población inicial ha sido expulsada.
Esto sugiere que deben existir muchos planetas vagando por el espacio interestelar que no están ligados a ninguna estrella.
- Nuestro Sistema Solar y otros sistemas planetarios que se consideran maduros deben estar llenos casi hasta el tope: si se agregara otro planeta, el sistema se volvería inestable.
- Como cualquier hipótesis científica que se respete, la anterior puede ser probada (o rechazada) experimentalmente: a medida que se avance en el conocimiento de sistemas planetarios extrasolares, se deberían descubrir nuevos planetas en sus regiones estables.
Información adicional
Imágenes cortesía:
Astrobiology Magazine
luisarcelio@yahoo.com