NasaEscaso peso: con el nombre del dios romano de la guerra, Marte, a diferencia de lo esperado, posee un 10% de la masa de la TierraNasa
Si los romanos antiguos hubieran sabido el tamaño real del planeta Marte, tal vez no lo hubieran bautizado con el nombre de su dios de la guerra. En realidad, Marte se asemejaría más a un guerrero enano que a un gigante, en el caso que su cuerpo fuera proporcionalmente similar a las dimensiones del planeta del mismo nombre. Marte es el segundo menor planeta del sistema solar, con un décimo de la masa de la Tierra. Y el motivo de su pequeñez es uno de los principales temas abiertos para los astrónomos y geofísicos que estudian la formación de los planetas solares. Con todo, expertos en mecánica celeste de la Universidade Estadual Paulista (Unesp), creen haber hallado finalmente una solución satisfactoria para ese problema.
Las simulaciones en computadora de la formación del sistema solar han explicado la posición y las propiedades físicas de varios de los planetas y demás cuerpos celestes que giran alrededor del Sol. Marte, empero, todavía forma parte de los cuerpos cuyo origen es un misterio. De acuerdo con esas simulaciones, la masa del planeta rojo debería ser tan grande como la de la Tierra o la de Venus, que son similares. Algunos científicos han propuesto teorías para resolver tal disparidad. La principal de ellas, a la que se conoce como escenario del grand tack, asume que una serie de eventos poco probables cuando se acomodaron los planetas, en los albores del sistema solar, hace unos 4 mil millones de años, generó condiciones favorables para la formación de un planeta Marte pequeño. “Lo bueno de nuestro trabajo radica en hallar una explicación para Marte de una manera mucho más sencilla y probable”, dice el astrónomo Othon Winter, de la Facultad de Ingeniería de la Unesp de Guaratinguetá, que forma parte del equipo que sugirió un nuevo modelo para la formación del planeta en cuestión en febrero de este año en el Astrophysical Journal.
Infografía: Ana Paula Campos / Ilustración: Guilherme lepcaEl astrónomo André Izidoro, quien finalizó su doctorado en la Unesp en 2013 bajo la supervisión de Winter, tuvo la idea de testear si el tamaño reducido de Marte podría ser consecuencia de la falta de “materiales de construcción” en las inmediaciones marcianas durante los orígenes del sistema solar. En el caso de este nuevo escenario, hace 4 mil millones de años se habría suscitado una gran laguna de materia prima en una región del disco protoplanetario ‒compuesto por miles de cuerpos similares a las lunas y los asteroides actuales que originaron los planetas rocosos por medio de colisiones‒ cercana a la órbita actual de Marte. Izidoro, que ahora realiza un posdoctorado en el Observatorio de la Costa Azul, de la Universidad de Niza, en Francia, elaboró ese modelo con base en teorías recientes que sugieren que lagunas como esa podrían haber surgido espontáneamente en el disco planetario.
Las simulaciones por computadora basadas en ese nuevo escenario sugieren que Marte habría comenzado a formarse en una de las siguientes regiones: cerca de la ubicación actual de la Tierra o más cerca de donde hoy se encuentra el cinturón de asteroides, entre las órbitas de Marte y de Júpiter. Ya sea en un caso como en el otro, Marte habría migrado muy rápidamente hacia la región carente de material de construcción planetaria y permanecido allí, a una distancia una vez y media mayor que la que separa a la Tierra del Sol, según las simulaciones en computadora efectuadas por Izidoro y Winter en colaboración con Nader Haghighipour, de la Universidad de Hawái en Manoa, Estados Unidos, y Masayoshi Tsuchida, del Instituto de Biociencias, Letras y Ciencias Exactas de la Unesp en São José do Rio Preto.
Disco original
Los astrónomos creen que ya conocen bastante de la historia del origen del sistema solar, aunque restan detalles por dilucidarse. El Sol, como muchas otras estrellas, surgió a partir del gas y del polvo del medio interestelar que se condensaron en una nube hace 4.600 millones de años. La mayor parte de ese material colapsó formando el astro, mientras que el resto permaneció bajo la forma de un disco, girando en torno de la nueva estrella. En ese disco, los granos de polvo se aglomeraron durante el transcurso de millones de años hasta formar cuerpos rocosos con alrededor de 100 kilómetros de diámetro similares a los asteroides, que son los denominados planetesimales.
Infografía: Ana Paula Campos / Ilustración: Guilherme lepcaLa mayoría de los planetesimales siguieron colisionando entre sí hasta formar los embriones planetarios: cuerpos semejantes a los planetas, con una masa variable entre la de la Luna (un centésimo de la terrestre) y la de Marte. Algunos de los primeros embriones crecieron lo suficiente como para que su atracción gravitatoria comenzase a succionar el gas del disco protoplanetario, formando los actuales planetas gaseosos gigantes: Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno.
Esa primera fase de la formación del sistema solar se extendió por un máximo de 10 millones de años y concluyó cuando todo el gas del disco se disipó o fue capturado por los gigantes gaseosos y por el Sol. El sistema solar todavía era muy diferente al actual: los gigantes gaseosos orbitaban más cerca del Sol, inmersos en un mar de planetesimales y embriones planetarios. Las colisiones y sacudones gravitacionales que ocurrieron en los 500 millones de años siguientes acabaron por conducir a los gigantes gaseosos hasta sus ubicaciones actuales, empujando a los cuerpos menores hacia bandas específicas y más alejadas del Sol, que conforman en cinturón de Kuiper, donde se encuentra Plutón, y, más allá, la nube de Oort, de donde provienen muchos cometas.
Los astrónomos Hal Levinson, Alessandro Morbidelli, Kleomentis Tsiganis y el brasileño Rodney Gomes, actualmente en el Observatorio Nacional, presentaron ese modelo de formación inicial del sistema solar en 2005, mediante una serie de artículos publicados en la revista Nature. Esa teoría se hizo conocida con el nombre de modelo de Niza, porque fue creada cuando sus autores trabajaban juntos en el Observatorio de la Costa Azul.
MARS EXPLORATION ROVER MISSION / TEXAS A&M / CORNELL / JPL / NASAPuesta de sol en Marte, capturada por el robot Spirit: el planeta rojo se formó en 2 millones de años, 25 veces más rápido que la TierraMARS EXPLORATION ROVER MISSION / TEXAS A&M / CORNELL / JPL / NASA
Al mismo tiempo que se formaban los gigantes gaseosos, el choque de planetesimales y embriones planetarios acumulados entre el Sol y Júpiter comenzó a originar los planetas rocosos actuales ‒Mercurio, Venus, Tierra y Marte‒, además del cinturón de asteroides situado entre Marte y Júpiter. Fueron necesarios entre 50 y 150 millones de años para que Mercurio, Venus y la Tierra alcanzasen su forma actual, en tanto que Marte se formó mucho más rápidamente, en menos de 10 millones de años. Izidoro dedicó su doctorado justamente a simular ese período final de la formación de los planetas. “Nuestras simulaciones, así como la mayoría de las realizadas por otros investigadores, generalmente fallaban en la concepción de Marte”, comenta Izidoro. “Generaban dos o tres planetas similares a la Tierra y Venus, pero nunca algo semejante a Marte”.
Por la misma época en que Izidoro inició su doctorado, la comunidad astronómica internacional comenzó a vislumbrar cuál era el principal inconveniente de las simulaciones. En éstas se asumía que la cantidad de planetesimales y embriones planetarios variaba en forma leve a lo largo del disco protoplanetario. Posteriormente, diversos estudios comenzaron a mostrar que podría surgir un planeta menor en las proximidades actuales de Marte si la distribución de material variara de manera abrupta, con una estrecha banda orbital conteniendo material cerca de la actual órbita de la Tierra, seguida de otra banda con menos material en la región donde actualmente se encuentra el planeta rojo.
El contexto más famoso para explicar esa distribución infrecuente de material se denominó grand tack. Según ese escenario, planteado en 2011 en la revista Nature, al final de la primera fase de formación del sistema solar, cuando los gigantes gaseosos ya habían surgido, las fuerzas gravitacionales actuantes entre el resto de gas aún circundante en el disco protoplanetario y los gigantes gaseosos provocaron que Júpiter y Saturno avanzaran en dirección al Sol. En ese trayecto, los gigantes gaseosos salieron de sus órbitas originales, distantes alrededor de cuatro unidades astronómicas ‒una unidad astronómica es la distancia que separa a la Tierra del sol‒ y migraron hasta una región donde actualmente orbita Marte, a 1,5 unidades astronómicas. En esa secuencia, interacciones complejas de las fuerzas gravitacionales actuando sobre el gas y los gigantes gaseosos indujeron un cambio en el sentido de migración de los planetas, enviando a Júpiter y Saturno de regreso a sus órbitas más alejadas. Las simulaciones demostraron que el desplazamiento abrupto de esos dos planetas habría esparcido los cuerpos del disco protoplanetario, generando una distribución desigual de material que explicaría la conformación de Marte. Ese escenario fue bautizado grand tack por uno de sus autores, Alessandro Morbidelli, del Observatorio de la Costa Azul, lo que alude a la maniobra de tacking, cuando los barcos de vela revierten su curso en relación con el sentido del viento.
La gran laguna
Aunque el escenario del grand tack sea factible, Izidoro nota que el modelo sólo funciona para una combinación muy precisa de las propiedades físicas del disco protoplanetario y de los gigantes gaseosos. “Es muy poco probable que la reversión del desplazamiento de Júpiter haya ocurrido exactamente en la actual órbita de Marte”, explica. “Si las propiedades del disco y de los planetas fuesen levemente diferentes, las simulaciones del modelo formarían un sistema solar completamente distinto del real”.
En busca de una alternativa al grand tack, Izidoro decidió estudiar una idea propuesta en 2008 por el astrónomo Liping Jin, de la Universidad de Jilin, en China. Jin y sus colegas propusieron que la distribución de los cuerpos rocosos en el disco protoplanetario podría contener una gran laguna de densidad en las adyacencias de la órbita de Marte. Pero el origen de esa laguna sería más remoto que el que supone el escenario del grand tack. Ella se habría originado debido a las propiedades del gas y del polvo en la infancia del disco protoplanetario, antes de la formación de los gigantes gaseosos. Incluso en esa época, los efectos de la radiación solar y de los rayos cósmicos, combinados con el hecho de que el gas del disco planetario girase con mayor velocidad y más cerca del Sol, podrían generar una laguna de densidad, una zona con menos gas y polvo que, millones de años más tarde, podría derivar en una banda con menos planetesimales y embriones planetarios, justamente en la órbita actual de Marte.
Inspirándose en ese contexto, Izidoro y sus colegas llevaron a cabo simulaciones en computadora que comenzaban suponiendo un disco con casi mil planetesimales y alrededor de 150 embriones planetarios entre el Sol y Júpiter, con una laguna de densidad cercana a la actual ubicación de Marte. El equipo efectuó 84 simulaciones utilizando el cluster de computadoras del laboratorio del Grupo de Dinámica Orbital y Planetología de la Unesp de Guaratinguetá. Cada simulación comenzaba asumiendo condiciones iniciales diferentes, variando parámetros tales como las órbitas de Júpiter y Saturno, el ancho, la posición y la intensidad de la laguna de densidad.
El resultado de cada simulación es una especie de película en cámara rápida, con uno a tres meses de duración, que retratan mil millones de años de colisiones y acrobacias interplanetarias. El resultado de una única simulación es similar a un filme de ciencia ficción, que relata una historia alternativa del sistema solar, más fiel a las leyes de la física. Con todo, al comparar los resultados de muchas simulaciones diferentes, los científicos pueden darse una idea de lo que es más probable que haya sucedido en el pasado del sistema solar.
Las simulaciones donde un planeta con las dimensiones y la ubicación actual de Marte permanecía orbitando el Sol de manera estable eran aquéllas que asumían una laguna de densidad en el disco protoplanetario a una distancia entre 1,5 y 2,5 unidades astronómicas, con una cantidad de material entre un 50% a un 75% menor que la del promedio del disco. Las simulaciones también dejaron en claro que, contrariamente a lo que se pensaba, Marte no comienza a formarse en la región con escasez de material. En la mitad de las simulaciones exitosas, Marte surge en una zona cercana a donde se formaron la Tierra y Venus, mientras que en el resto de las simulaciones, nace más lejos del Sol, del otro lado de la laguna. Las fuerzas gravitatorias entre el Sol, los gigantes gaseosos y los planetas nacientes, no obstante, acabaron por empujar a Marte hacia la laguna, donde su crecimiento se interrumpió. “La laguna posee tan poco material que casi no hay colisiones en esa zona”, explica Winter. “Allí, ni siquiera podría originarse un pequeño planeta”.
Además Marte, las simulaciones también lograron originar planetas muy parecidos a la Tierra y Venus, aparte de un cinturón de asteroides con órbitas similares a las de los asteroides reales. Sin embargo, no consiguieron generar un análogo de Mercurio. De hecho, Mercurio viene siendo relativamente ignorado hasta ahora por la mayoría de los modelos. “Pero algunos científicos ya se encuentran trabajando sobre nuestro modelo para ocuparse de eso”, dice Izidoro. “Ahora, la incógnita es Mercurio”.
El tiempo que les insume formarse a los planetas similares a la Tierra y Marte en las simulaciones también coincide con los tiempos de desarrollo que los geoquímicos estiman comparando la proporción de elementos químicos radioactivos en las rocas terrestres y en los meteoritos marcianos. Marte habría concluido su crecimiento en forma prematura, tan sólo 2 millones de años después de comenzar a formarse. En tanto, la fase de desarrollo de la Tierra habría tardado alrededor de 50 millones de años.
Winter hace hincapié en que el estudio presenta aplicaciones que van más allá de la formación de Marte y del sistema solar. “Se está descubriendo una gran variedad de sistemas planetarios extrasolares, muy diferentes a nuestro sistema solar y, todavía sin explicación”, comenta el astrónomo. “Los modelos que esbozan sus orígenes también plantean un disco protoplanetario con densidad uniforme, sin lagunas”.
“Ese déficit local de planetesimales y embriones que asumen, si bien es extremo, es esperable”, dice el astrónomo brasileño Wladimir Lyra, del Laboratorio de Propulsión a Chorro de la Nasa. En 2008, Lyra y sus colaboradores realizaron simulaciones para estudiar el efecto del movimiento turbulento del material del disco protoplanetario en la formación de los planetesimales. “La distribución heterogénea de gas y rocas emergente de nuestros modelos coincide razonablemente bien con las que Izidoro y sus colegas necesitan para el modelo de ellos”.
Proyecto
La dinámica orbital de pequeños cuerpos (nº 2011/ 08171-3); Modalidad Proyecto Temático; Investigador responsable Othon Cabo Winter (Facultad de Ingeniería de Guaratinguetá/ Unesp); Inversión R$ 560.886,80 (FAPESP).
Artículo científico
IZIDORO, A. et al., Terrestrial planet formation In a protoplanetary disk with a local mass depletion: a successful scenario for the formation of Mars. The Astrophysical Journal. v. 782: 31. 10 feb. 2014.
