El estudio puede ayudar a entender cómo una joven estrella acaba rodeada de un sistema planetario.
La formación de sistemas planetarios similares al Sistema Solar es un proceso complejo que dura varios millones de años.
Como no es posible esperar tanto tiempo para observar cómo se forman
los planetas, los astrónomos observan sistemas planetarios con edades
diferentes que se encuentran en distintos estadios de su formación, para
así componer la historia de nuestro propio Sistema Solar.
La
región conocida como Cefeo OB2, situado a tres mil años luz, ofrece a
los científicos una idea del ambiente en que se movía el Sol cuando se
formó hace 4.600 millones de años. Dicha región contiene varias decenas
de estrellas masivas y algunos cientos de estrellas muy jóvenes
similares a la estrella en sus comienzos, las cuales se encuentran en
dos cúmulos (Tr 37 y NGC 7160) y tienen entre uno y doce millones de
años, edades clave para la formación de planetas.
Puesto
que la mayoría de las estrellas más jóvenes se encuentra rodeada de
discos de gas y polvo --discos protoplanetarios--, y que en las
estrellas más viejas estos discos ya han desaparecido, los científicos han deducido que la formación de planetas debe ocurrir en etapas intermedias.
Con
esta teoría como base, y combinando observaciones a distintas
longitudes de onda (luz visible, infrarrojo, radio), los científicos han
estudiado la estructura de los discos protoplanetarios, buscando
indicios de formación de planetas.
Así, según el estudio, publicado recientemente en 'The Astrophysical Journal',
los discos protoplanetarios tienen un tamaño típico unas cinco veces
mayor que la órbita de Plutón, y una masa varias veces mayor que la masa
contenida en todos los planetas del Sistema Solar. La masa está
compuesta en su mayor parte de gas, con una pequeña porción de polvo de
silicatos y otros elementos, en una proporción de cien partes de gas
por una de polvo.
La
estrella central calienta el disco, de manera que la parte interna
alcanza temperaturas de unos 1200ºC, mientras que las partes más
alejadas se encuentran a unos -240ºC. Al igual que al calentar un trozo
de hierro su color pasa del negro al rojo, luego al naranja, y
finalmente al blanco, por lo que cada región del disco emite
fundamentalmente un 'color' o longitud de onda según su temperatura.
En
este sentido, los expertos han explicado que, a longitudes de onda más
largas, regiones más frías. De este modo, la emisión de radio proviene
de las partes más alejadas de la estrella y, por tanto, más frías; el
infrarrojo medio traza regiones con temperaturas similares a las que se
dan en Júpiter o Saturno; el infrarrojo cercano revela la parte que en
el Sistema Solar ocupan los planetas terrestres (Mercurio, Venus, la
Tierra y Marte); y, finalmente, la luz visible traza lo que ocurre en
las cercanías de la estrella.
Así, combinando observaciones a distintas longitudes de onda es posible obtener información sobre las distintas zonas del disco.
Las
observaciones muestran que, en los discos de edades intermedias, los
granos de polvo se han aglomerado en partículas con tamaños similares a
la arena fina y composición química parecida a la observada en el
polvo de los cometas del Sistema Solar. En algunos casos, la parte más
interna del disco, correspondiente a la zona donde se encuentran los
planetas en el Sistema Solar, aparece desprovista de polvo fino, lo
cual sugiere que los granos de polvo han alcanzado tamaños superiores a
10-20 micras.
Algunos
discos carecen de gas y polvo fino en su parte más interna, lo que es
consistente con la formación de planetas gigantes similares a Júpiter
que habrían absorbido la parte central del disco. En otros discos, la
cantidad de polvo fino observada es muy inferior a la masa de gas,
indicando que la mayor parte de los sólidos debe encontrarse ya en
cuerpos del tamaño de piedrecitas o incluso en planetas de varios
kilómetros de diámetro.
Todas
estas observaciones permiten a los investigadores suponer cómo fueron
los comienzos del Sistema Solar y de otros sistemas planetarios
extrasolares. También muestran que la evolución de los discos no es la
misma en todas las estrellas, lo cual podría dar origen a distintos
tipos de sistemas planetarios, o incluso a estrellas donde el disco es
eliminado sin llegar a formar planetas.
