Ceres se formó en la zona más fría del sistema solar y luego fue arrojado al cinturón de asteroides

Científicos de la Universidade Estadual Paulista (en Brasil) y colaboradores postularon esta hipótesis en la revista Icarus. Este planeta enano, rico en hielo de amoníaco y de agua, es un sobreviviente de la fase inicial de formación del conjunto planetario alrededor del Sol y puede contener formas primitivas de vida

Por José Tadeu Arantes  |  Agência FAPESP – Un estudio que apunta a reconstituir el proceso de formación del planeta enano Ceres salió publicado en la revista Icarus, en un artículo redactado por científicos de la Universidade Estadual Paulista (Unesp), en Brasil, y colaboradores.

El referido trabajo estuvo a cargo de Rafael Ribeiro de Sousa, docente del Programa de Posgrado en Física de la mencionada institución, en su campus de la localidad paulista de Guaratinguetá. También suscriben el artículo el profesor Ernesto Vieira Neto, quien fuera el director de tesis de Ribeiro de Sousa durante su investigación doctoral, e investigadores de la Université Côte d’Azur, en Francia, de la Rice University, en Estados Unidos, y del Observatorio Nacional con sede en la ciudad de Río de Janeiro.

Tal como lo explican los autores, Ceres es un integrante del cinturón de asteroides, un conjunto de cuerpos celestes situado entre las órbitas de Marte y Júpiter. De formato aproximadamente esférico, Ceres es el mayor objeto del cinturón, y concentra un tercio de su masa total. Su diámetro, de casi 1.000 kilómetros, equivale a algo más de un tercio del diámetro de la Luna. Con una excentricidad de 0,09, posee una órbita casi circular. Y la inclinación de su órbita en relación con el plano invariante del sistema solar, inferior a 10 grados, es mucho mayor que la inclinación de la órbita de la Tierra, que es de 1,57 grados.

La masa de Ceres es demasiado pequeña como para poder mantener una atmósfera por atracción gravitatoria. Pero un hecho notable reside en que los hielos de amoníaco y de agua existentes bajo su superficie se evaporan debido a la incidencia de la luz solar. La niebla que se forma entonces se dispersa en el espacio exterior, y los depósitos de hielo brillan mucho en el fondo de los cráteres. No se excluye la hipótesis de que puedan albergar alguna forma primitiva de vida. La misión Dawn, de la Nasa, la agencia espacial estadounidense, que se acercó bastante a los asteroides Ceres y Vesta, mapeó esos cráteres. Puede verse un video sumamente interesante del cráter Occator, con imágenes captadas desde la nave espacial, en el sitio web de dicha misión.

El núcleo del planeta enano está compuesto probablemente por material pesado: hierro y silicatos. Pero lo que diferencia a Ceres de los objetos vecinos es su manto de hielo de amoníaco y agua. Como la mayoría de los cuerpos del cinturón de asteroides no poseen amoníaco, la hipótesis indica que Ceres se habría sido formado fuera de ese territorio espacial, en la zona más fría que se extiende más allá de la órbita de Júpiter, y posteriormente habría sido arrojado hacia la zona media del cinturón debido a la gran inestabilidad gravitacional provocada por la formación de los planetas gaseosos gigantes Júpiter y Saturno.

“La presencia de hielo de amoníaco constituye una fuerte evidencia de la observación de que Ceres podría haberse formado en la zona más fría del sistema solar, más allá de la llamada línea de hielo o línea de congelación, en donde las temperaturas eran lo suficientemente bajas como para que se produzca la condensación y la fusión de agua y de sustancias volátiles tales como el monóxido de carbono [CO], el dióxido de carbono [CO₂] y el amoníaco [NH₃]”, dice Ribeiro de Sousa.

Actualmente, la línea de hielo se encuentra ubicada muy cerca de la órbita de Júpiter. Sin embargo, cuando se estaba formando el sistema solar, hace 4.500 millones de años, la ubicación de esa zona varió de acuerdo con la evolución del disco de gas protoplanetario y la formación de los planetas gigantes. “La fuerte perturbación gravitacional provocada por el crecimiento de esos planetas puede haber alterado la densidad, la presión y la temperatura del disco protoplanetario, lo cual habría desplazado la línea de hielo. Esta perturbación en el disco de gas protoplanetario habría hecho que los planetas en crecimiento migrasen hacia órbitas más cercanas al Sol mientras adquirían gas y sólidos”, explica el profesor Vieira Neto.

“En nuestro trabajo postulamos un escenario para explicar por qué Ceres es tan diferente a los asteroides vecinos. En ese escenario, la formación de Ceres habría comenzado en una órbita situada más allá de Saturno, en donde el amoníaco era abundante. Durante el crecimiento de los planetas gigantes, fue arrastrado hacia el cinturón de asteroides, como un migrante del sistema solar externo, y sobrevivió hasta ahora, durante 4.500 millones de años”, afirma Ribeiro de Sousa.

Para comprobar dicha hipótesis, Ribeiro de Sousa y sus colaboradores efectuaron una gran cantidad de simulaciones computacionales de la fase de formación de los planetas gigantes dentro del disco de gas protoplanetario que rodeaba al Sol. En ese modelo, se contemplaron en el disco las presencias de Júpiter, de Saturno, de embriones planetarios (precursores de Urano y Neptuno) y de una colección de objetos similares en tamaño y composición química a Ceres. Se supuso que Ceres sería un objeto del tipo de los planetesimales. A estos se los considera como los “ladrillos de construcción” de los planetas y de otros cuerpos del sistema solar, tales como los asteroides, los cometas, etc.

“En nuestras simulaciones, verificamos que la fase de formación de los planetas gigantes no fue para nada tranquila. Estuvo signada por gigantescas colisiones entre los precursores de Urano y Neptuno, por la eyección de planetas hacia fuera del Sistema Solar e incluso por la invasión de la zona interna por planetas con masas más de tres veces mayores que la de la Tierra. Asimismo, la fuerte perturbación gravitacional dispersó objetos similares a Ceres por todas partes. Algunos, con una cierta probabilidad, llegaron a la zona del cinturón de asteroides y adquirieron órbitas estables, capaces de sobrevivir a otros eventos”, comenta el investigador.

Según Ribeiro de Sousa, tres mecanismos principales obraron para preservar a esos objetos en esa zona: la acción del gas, que amortiguó las excentricidades y las inclinaciones de sus órbitas, las resonancias de sus movimientos medios con Júpiter, que los protegieron contra las eyecciones y las colisiones provocadas por ese planeta gigante, y los encuentros cercanos con los planetas invasores, que dispersaron a los planetesimales hacia zonas más interiores y estables del cinturón de asteroides.

“Nuestro principal resultado indica que en el pasado hubo al menos 3.500 objetos del tipo de Ceres más allá de la órbita de Saturno. Y que, con esa cantidad de objetos, nuestro modelo demostró que uno de ellos logró desplazarse y luego quedó capturado en el cinturón de asteroides, en una órbita muy similar a la actual órbita de Ceres”, destaca el investigador.

Esa cifra, de 3.500 objetos del tipo de Ceres, ya había sido estimada en el marco de otros estudios con base en la observación de cráteres y de los tamaños de otras poblaciones de astros ubicadas más allá de Saturno, como aquellas que componen el cinturón de Kuiper, en donde orbitan Plutón y otros planetas pequeños. “Con nuestro escenario, logramos confirmar ese número y explicar las propiedades orbitales y químicas de Ceres. Este trabajo constituye un punto a favor de los modelos más recientes de la formación del sistema solar”, resume Ribeiro de Sousa.

Un poco acerca de la formación planetaria

Un escenario sobre la formación planetaria del sistema solar, elaborado con base en la información disponible más actualizada, permite entender mejor el estudio en cuestión al ubicar a Ceres en el cuadro general.

“Con base en las evidencias de la observación, se sabe que cualquier sistema planetario –y no solamente el sistema solar– se forma a partir de un disco de gas y polvo que rodea a una estrella recién formada. El evento que forma a las estrellas aún es objeto de estudio, pero el consenso hasta ahora indica que las mismas nacen como consecuencia del colapso gravitacional de una nube molecular gigante”, afirma Ribeiro de Sousa.

La existencia de los discos protoplanetarios no es una mera suposición. Al contrario: se respalda en observaciones robustas. Tal es el caso de las imágenes obtenidas por la Agencia Espacial Europea a través del radiotelescopio Alma (Atacama Large Millimeter Array), un sistema constituido por 66 antenas ubicado en el desierto de Atacama, en Chile. Con una impresionante resolución y una gran riqueza de detalles, esas imágenes muestran discos protoplanetarios alrededor de estrellas muy jóvenes.

“En el caso del sistema solar, los datos que tenemos sugieren que el disco protoplanetario habría estado constituido por un 99 % de gas y un 1 % de polvo. Este último provendría de estrellas más antiguas, que culminaron su ciclo de vida y arrojaron material pesado al espacio. El polvo que se acumuló alrededor del Sol fue suficiente como para formar al menos los pequeños cuerpos, los planetas terrestres y los núcleos de los grandes planetas gaseosos. A los primeros sólidos que se condensaron en el disco protoplanetario se los denomina CAI (del inglés Calcium Aluminium rich-Inclusions). Tal como su propio nombre lo indica, eran ricos en calcio y aluminio. Se los ha hallado como incrustaciones en meteoritos. Y sus edades más antiguas quedaron datadas en 4.568 millones de años”, informa el investigador.

Diversas estrellas jóvenes, observadas en ambientes caracterizados como cunas de formación planetaria, se dataron con edades que varían entre uno y 10 millones de años. Este dato suministró una información sumamente importante, pues demostró que la formación de planetas gaseosos (como Júpiter y Saturno) o que al menos posean una envoltura gaseosa (como Urano y Neptuno) se concretaría de máxima durante los primeros 10 millones de años de vida de la estrella. Luego de ello, los discos protoplanetarios dejan de contar con gas suficiente a tal fin.

Los planetas rocosos de tipo terrestre podrían surgir antes o después: no se sabe. Pero otra información disponible indica que la formación de la Tierra y de la Luna fue uno de los eventos más tardíos en la génesis del sistema solar, que ocurrió hace alrededor de 4.543 millones de años. Respecto a los pequeños cuerpos que componen el sistema (los planetas enanos, los satélites, los cometas, los asteroides, el polvo, etc.), constituyen el resultado del resto de la formación de los planetas y evolucionaron física y dinámicamente antes y después de la fase de gas, mediante procesos tales como interacciones con el gas, colisiones, capturas gravitacionales y otros.

El proceso de formación planetaria es bastante complejo. Los estadios van del polvo, con tamaños del orden de los micrones (10⁻⁶ m), hasta planetas varias veces más grandes que Júpiter. “El polvo se acumula por adherencias y colisiones dentro del disco protoplanetario. La atracción gravitacional entre esas partículas no es relevante. Pero la atracción gravitacional que ejerce el Sol hace que el gas gire más despacio que el polvo. Y esto genera un arrastre aerodinámico muy fuerte sobre el polvo. La fuerza de arrastre lleva a las partículas hacia el plano del disco de gas y las desplaza radialmente en dirección al Sol. Cuando el polvo alcanza tamaños del orden de algunos centímetros, se forman guijarros que marcan una gran diferencia en el proceso de crecimiento planetario, pues influyen sobre la velocidad de rotación del gas. Cuando las velocidades del gas y la de los guijarros se igualan, el arrastre del gas se vuelve prácticamente nulo, lo cual les brinda a los guijarros la oportunidad de concentrarse lo suficientemente como para originar planetesimales, cuerpos con tamaños que varían entre los 10 y los 1.000 kilómetros, que se convierten en los ladrillos de construcción de los planetas y en precursores de los pequeños cuerpos”, comenta Ribeiro de Sousa.

En el estadio siguiente, se forman objetos cada vez mayores por captura gravitacional de guijarros y polvo o debido a colisiones. Cuando un objeto crece lo suficientemente como para tener una masa entre tres y diez veces la de la Tierra, la perturbación gravitacional que produce en el disco de gas hace que migre hacia órbitas más cercanas a la estrella. Cuando crece por encima de una masa de diez veces la de la Tierra, pasa a acumular a su alrededor una envoltura de gas. Y sobre la base de esa acumulación del gas, su crecimiento se vuelve muy rápido.

“La formación de los planetas gigantes Júpiter y Saturno produjo una perturbación gravitacional tan grande que modeló el disco de gas y provocó un nuevo tipo de migración planetaria. Esta fase violenta hizo que ciertos planetas choquen y otros planetas fueron eyectados hacia fuera del sistema solar, hasta que el balance gravitacional hizo posible que el sistema completo alcanzase un cierto grado de estabilidad”, culmina diciendo Ribeiro de Sousa.

Este estudio tuvo financiación de la FAPESP a través de una beca doctoral y de una Beca de Pasantía de Investigación en el Exterior otorgadas a Ribeiro de Sousa. Y también contó con apoyo de la Fundación en el marco del Proyecto Temático intitulado “La relevancia de los pequeños cuerpos en dinámica orbital”. 

Puede leerse el artículo intitulado Dynamical origin of the Dwarf Planet Ceres en el siguiente enlace: www.sciencedirect.com/science/article/abs/pii/S0019103522000549?dgcid=author#!.