El Telescopio James Webb revela los secretos de la formación de nuestro sistema solar

Según los modelos más aceptados, nuestro sistema solar comenzó a formarse hace unos 4.600 millones de años a partir de una gigantesca nube de gas compuesta principalmente de hidrógeno y helio. Pequeñas diferencias en la densidad de la nube hacen que ésta colapse sobre sí misma: esto se llama colapso gravitacional. A medida que la nube se contraía, su velocidad de rotación aumentó gradualmente mientras la mayor parte del material se acumulaba hacia el centro, formando el joven sol; El resto formó un disco protoplanetario, orbitando la joven estrella, compuesto de gas y polvo. Cuando se encontraron, estos planetas comenzaron a fusionarse en grupos más grandes que, a través de sucesivas colisiones, se expandieron gradualmente hasta formar planetesimales: planetas embrionarios que se desarrollaron en un disco protoplanetario.

Dinámica compleja en un disco protoplanetario

El calor que prevalece en la región cercana al Sol, llamada sistema solar interior, no permite que se condensen moléculas y elementos ligeros, como el agua. Por tanto, los planetas que se forman en esta región están compuestos principalmente por componentes más pesados, como hierro o rocas de silicato: los planetesimales más cercanos al Sol forman planetas pequeños, densos y rocosos, que se convertirán en los cuatro planetas telúricos que conocemos hoy. Mercurio, Venus, la Tierra y Marte). Por otro lado, en el sistema solar exterior, hace suficiente frío como para que las moléculas y elementos volátiles permanezcan en estado sólido. Los planetesimales que se forman allí recogen gradualmente hidrógeno y helio del disco protoplanetario, los elementos más ligeros pero también más abundantes. Por tanto, forman planetas gaseosos (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno), mucho más pesados ​​y masivos que los planetas telúricos, pero también mucho menos densos. Este modelo global describe bien lo que observamos en nuestro sistema solar actual, con una excepción: si el agua no pudo haberse condensado en el sistema solar interior durante la formación planetaria, ¿cómo podrían haberse condensado los océanos en la superficie de nuestro sistema solar? ¿planeta?

Esta animación muestra la evolución de un disco protoplanetario alrededor de una estrella. Los agujeros aparecen cuando se forman planetas, acumulando gas y polvo. © Explora Astro

Para explicar la presencia de agua en algunos planetas terrestres (como la Tierra o incluso Marte), los científicos han sugerido desde hace tiempo que a medida que el disco protoplanetario se contraía, se formaban pequeños cúmulos cubiertos de hielo, formados por elementos ligeros, como el agua, en el estado sólido. asunto. Estado: inicialmente se formó en las regiones exteriores del sistema solar y migró hacia el Sol, lo que permitió que el agua se enriquecera en la región interior y los planetesimales ubicados allí. Aunque esta hipótesis parece plausible, es imposible retroceder en el tiempo para comprobarla.

Discos protoplanetarios examinados por el telescopio espacial James Webb

Lanzado en 2021, el telescopio espacial James Webb está diseñado, entre otras cosas, para observar la formación de estrellas y sistemas planetarios. Al analizar los datos recopilados por el dispositivo de imágenes espectroscópicas MIRI (Instrumento infrarrojo medio(que permite, por ejemplo, analizar la composición química de atmósferas exoplanetarias o discos protoplanetarios) Al observar cuatro discos protoplanetarios ubicados en la constelación de Tauro, un equipo de científicos hizo un descubrimiento crucial para nuestra comprensión de la formación de sistemas planetarios. Presentan sus resultados en la revista Cartas de revistas astrofísicas.

Los discos protoplanetarios observados -dos compactos y dos expandidos- rodean estrellas muy jóvenes (de 2 a 3 millones de años), pertenecientes a la misma familia que nuestro Sol. Según los científicos, la hipótesis de la migración de elementos ligeros y helados hacia el interior del disco protoplanetario parece funcionar mejor para los discos protoplanetarios compactos que para los discos protoplanetarios más espaciosos: es más probable que estos últimos contengan regiones donde una mayor presión tiende a atrapar material congelado, desacelerando significativamente Gran migración hacia el centro. Partiendo de esta hipótesis, los investigadores creyeron que la observación de una mayor cantidad de agua en el interior de los discos comprimidos en comparación con los discos expandidos respaldaría esta hipótesis.

Esto es exactamente lo que observó James Webb: al analizar sus datos, el equipo de investigadores reveló que en el interior de los dos discos protoplanetarios compactos había un exceso de agua en comparación con el interior de los discos expandidos. Según sus resultados, los materiales helados tienden a quedar atrapados en las zonas de mayor presión de los discos en expansión, impidiéndoles llegar a la zona interior. Los investigadores también creen que Júpiter, el planeta más masivo de nuestro sistema solar, puede haber desempeñado este papel durante la formación planetaria, desalentando el enriquecimiento de agua en el sistema solar interior y en los planetas terrestres relativamente pobres en agua. Aunque inicialmente fue diseñado para observar los confines del universo, el telescopio espacial James Webb también podría permitirnos aprender más sobre nuestro sistema solar.