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Agua y moléculas orgánicas en exoplanetas
Alberto González Fairén
El descubrimiento de agua y moléculas orgánicas en los discos protoplanetarios y en las atmósferas de planetas extrasolares ayuda a comprender el origen y la evolución de los sistemas planetarios.
os sistemas planetarios nacen alrededor de estrellas jóvenes, y crecen a partir de vastas nubes de polvo y gas denominadas “discos protoplanetarios” (figura 1). Los modelos vigentes predicen que, al igual que sucedió con nuestro Sistema Solar, los discos protoplanetarios evolucionan siguiendo las fuerzas que empujan al gas y al polvo a trasladarse alrededor de la joven estrella, al tiempo que son modelados por los campos magnéticos y las fuerzas gravitacionales. La homogeneización y mezcla resultantes determina las composiciones químicas de los planetesimales que darán forma a los planetas que se acreten finalmente. Aunque se dispone de evidencia de tales procesos de mezcla, encontrada en objetos del Sistema Solar como meteoritos primitivos, aún quedan muchas cuestiones por responder acerca de los detalles del proceso y si realmente es un fenómeno común en otros discos protoplanetarios.
Evolución de un disco protoplanetario
Figura 1: Evolución de un disco protoplanetario, desde la nube de gas hasta los planetas sólidos. (Pearson Education)
John Carr y Joan Najita, del Laboratorio de Investigación Naval de EE.UU. y del Observatorio de Tucson, respectivamente, dieron a conocer en el mes de marzo de 2008 los resultados de su investigación con el espectrógrafo de infrarrojos del telescopio espacial Spitzer sobre el disco que rodea la estrella AA Tau (una estrella T Tauri típica), resultados que aclaran algunas cuestiones pendientes. Según sus investigaciones, el gas y los sólidos en un disco protoplanetario se desplazan hacia el interior del sistema con el tiempo, en lo que representa las últimas fases de crecimiento de la estrella. En su viaje hacia el interior, los sólidos colisionan entre sí y se agregan. Con el tiempo, pasan de ser partículas submicrométricas a cuerpos kilométricos que terminarán formando planetas. Los sólidos migran hacia el interior a mayor velocidad que los gases. Cuando llegan a regiones muy calientes próximas al centro del disco, los sólidos se vaporizan, y el vapor puede continuar el desplazamiento hacia el interior, aunque más lentamente, o difundir hacia el exterior, donde se congela por las bajas temperaturas y se incorpora a otros sólidos para reiniciar el viaje hacia el interior de nuevo (figura 2). Todo el proceso actúa como un cinturón de transporte químico, llevando materiales de una parte del disco a otra y catalizando diversas reacciones químicas.
Distribución de materiales en los discos protoplanetarios
Figura 2: Distribución de materiales en los discos protoplanetarios. (F. J. Ciesla)
Los modelos sobre este transporte son diversos, y están enfocados principalmente en el transporte de agua, por su abundancia en la nebulosa inicial. En principio, el flujo de agua hacia las zonas interiores y calientes del disco es abundante, lo que determina un incremento de la fase gaseosa del agua. Con el tiempo, el influjo decrece con el secuestro del agua en los protoplanetas y cometas, lo que determina un descenso notable del agua en el interior del disco. Como el agua es un agente oxidante de primera magnitud, la composición de las rocas que se forman en la nebulosa protoplanetaria refleja las variaciones en la concentración de agua. Pero los meteoritos condríticos, relativamente poco alterados desde su formación, contienen minerales que se formaron en entornos desde muy oxidantes a muy reductores. Por lo tanto, el examen único de las condritas no desvela la naturaleza dinámica del disco protoplanetario. Carr y Najita han identificado la señal espectral del vapor de agua, OH y moléculas orgánicas básicas (HCN, C2H2, CO2) dentro de 3 UA alrededor del disco de AA Tau, la zona donde se formaron las condritas en nuestro sistema Solar. La abundancia de ambos materiales es de un orden de magnitud superior a la que se esperaría en discos estáticos, lo que apoya la hipótesis de que los discos son sistemas extremadamente dinámicos que son enriquecidos en agua y materiales orgánicos por la migración hacia el interior descrita anteriormente. Además, discos de mayor tamaño tendrán un enriquecimiento superior en agua en las zonas interiores.

Finalmente, el agua y las moléculas orgánicas son incorporadas a los planetas en formación, donde pueden ser analizadas. En este sentido, y también en marzo de este año, el equipo de Mark Swain describió la presencia de metano en la atmósfera de un planeta extrasolar. El metano forma parte de las atmósferas de muchos planetas del Sistema Solar (las atmósferas de la Tierra, Marte y Titán, y los gigantes gaseosos Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno contienen trazas de CH4). A pesar de que suele ser poco abundante, el metano ofrece pistas para entender la formación y evolución planetarias, así como el clima, la fotoquímica y la biología de un planeta. El trabajo de Swain representa la primera detección de material carbonoso en un planeta extrasolar, HD 189733b, al tiempo que confirma la descripción previa de vapor de agua también en su atmósfera y provee de una estimación precisa de su abundancia.

HD 189733b (figura 3) es un gigante gaseoso que orbita a sólo 0.03 UA de su estrella, con lo que las temperaturas en su atmósfera superan los 700 C. La detección de metano fue posible mediante la técnica del tránsito (más información click aquí), que en este caso bloqueó más del 2% de la luz de la estrella, permitiendo además una estima directa del radio del planeta. Las sutiles variaciones en la absorción de luz producidas por la atmósfera permiten estimar la composición atmosférica: a longitudes de onda para las que la atmósfera es transparente, la luz de la estrella atraviesa la atmósfera sin problemas; a longitudes de onda para las que es más opaca, la atmósfera bloquea parcial y sutilmente la luz estelar, con lo que la absorción que se mide desde la Tierra es superior (figura 4). El equipo de Swain empleó la cámara NICMOS del telescopio espacial Hubble para construir un espectro infrarrojo del planeta, que reveló la presencia de CH4 y H2O en su atmósfera.
HD 189733b
Figura 3: Imagen artística de HD 189733b, a 63 años luz de la Tierra, en la constelación Vulpécula. (ESA-C. Carreau)
Longitudes de onda para las que una atmósfera planetaria...
Figura 4: Longitudes de onda para las que una atmósfera planetaria es opaca (rojo) o transparente (blanco), lo que permite determinar su composición. (A. P. Showman) Click para ampliar!
 
 
San Francisco (California), EEUU, 07 de Mayo de 2008.
 
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