Discos Protoplanetarios y Formación de Planetas
Estudiamos las condiciones que favorecen la formación planetaria a partir de un disco de gas y polvo que orbita alrededor de una estrella central. Dicho disco, llamado disco protoplanetario, es un subproducto de la formación de la estrella.
Investigamos la formación de planetas gigantes dada por la acreción de la componente sólida y de la componente gaseosa del disco protoplanetario. La componente sólida inicial estuvo determinada por la acreción de planetesimales, donde estudiamos la distribución de su masa y de su velocidad inicial. Realizamos modelos teóricos y numéricos de la evolución física, colisional y orbital de estos planetesimales durante el proceso de formación de planetas gigantes. En el crecimiento del planeta hemos incluído la acreción de partículas del orden del milímetro y del centímetro llamadas ‘’pebbles’’, de segunda generación producto de la cascada colisional generada por los sucesivos impactos entre planetesimales (San Sebastián y otros, A&A 625, A138, 2019). Como la evolución colisional de planetesimales y la formación planetaria dependen fuertemente de las velocidades relativas entre estos cuerpos, realizamos posteriormente un modelo riguroso de las velocidades relativas y lo aplicamos a nuestro modelo numérico de formación planetaria con fragmentación de planetesimales. En la Figura 1 (izq.), se muestra la tasa de acreción de planetesimales de 1 m y en la Figura 1 (der.) de 1 km durante la formación de un planeta gigante en el caso base (San Sebastián y otros, A&A 625, A138, 2019) y en caso en el que las velocidades relativas fueron calculadas con mayor exactitud (San Sebastián y otros, CeMDA 135, id. 11, 2023).
Figura 1: Tasa de acreción de un protoplanetacalculada con velocidades relativas aproximadas (linea punteada magenta) y con velocidades relativas rigurosas (línea continua celeste). Panel Izquierdo: Planetesimales de 1 m de radio. Panel derecho: Planetesimales de 1 km de radio. (San Sebastián y otros, CeMDA 135, id. 11, 2023).
Si bien la formación de planetas rocosos y de los núcleos de planetas gigantes se produce por la acreción de planetesimales, este es un proceso lento y los planetas gigantes capturan gas del disco para formar sus envolturas gaseosas una vez que sus núcleos sólidos son muy masivos. Los modelos numéricos deben poder explicar la formación de un planeta gaseoso en menos de un millón de años, que es el tiempo en el que se disipa la componente gaseosa del disco protoplanetario. Se ha demostrado que si los planetas acretan »pebbles» de primera generación en vez de acretar únicamente planetesimales y ‘’pebbles’’ de segunda generación, se acortan notablemente las escalas de tiempo de formación de planetas.
El estudio de la formación y evolución de »pebbles» de primera generación en un disco protoplanetario es un tema que posee gran relevancia en la actualidad. Es un proceso complejo que comienza con la coagulación de pequeñas partículas de polvo para formar agregados. Estos agregados colisionan entre sí, con resultados que incluyen adherencia, rebote, abrasión o fragmentación, dependiendo de sus propiedades, como la distribución de sus tamaños, su porosidad, el tipo de material que los compone, y las características del disco protoplanetario. Cuando el crecimiento prevalece sobre los procesos disruptivos, los agregados forman bloques de construcción más grandes, las »pebbles». Esta etapa sienta las bases para la posterior formación de planetas y de los pequeños cuerpos sólidos en el disco protoplanetario llamados planetesimales.
Investigamos la evolución colisional de agregados de polvo para analizar la formación de »pebbles» y su rol en la formación de planetesimales y planetas. Se realizan modelos teóricos y numéricos para conocer las condiciones que darán lugar a estos procesos. Estos estudios se realizan en colaboración con investigadores y docentes de la Universidad de Mendoza (UM) y de la FCEN UNCUYO (Parizek y otros, A&A 703, id.A180, 14 pp, 2025)
Cuerpos Menores del Sistema Solar
Los asteroides, los cometas, y los planetas enanos son planetesimales y embriones planetarios remanentes del proceso de formación del Sistema Solar.
Los Cometas de corto período provienen del Cinturón de Kuiper, los de largo período provienen de la nube de Oort, y algunos cometas pueden ser interestelares como el cometa 3I/ ATLAS. Hay cometas con períodos muy cortos, como el del cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko (Figura 2), que posee un período de 6.6 años y fue el destino de la misión espacial europea Rosetta.
Realizamos estudios que permiten conocer las propiedades de »pebbles» primordiales en la formación de cometas. Los cometas son considerados pristinos porque a diferencia de los asteroides que son objetos colisionalmente evolucionados, los cometas son considerados fósiles vivientes que han conservado información valiosa sobre las condiciones del Sistema Solar temprano y sobre los procesos que dieron origen a los planetas y asteroides.
Figura 2: Imagen del cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko Tomada por la NavCam de la misión Rosetta de la ESA. Crédito: ESA/Rosetta/NAVCAM. https://sci.esa.int/web/rosetta/
Estudiamos los procesos de colisión de agregados de polvo en comas cometarias, en especial en el cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko y comparamos nuestros resultados numéricos con los datos obtenidos por el instrumento COSIMA (COmetary Secondary Ion Mass Analyzer) a bordo de la misión Rosetta (Figura 3). Los resultados de nuestras simulaciones se ajustan al flujo recibido por COSIMA. La misión Rosetta ha sido monitoreada por la Deep Space Antenna 3 (DS3) de la Malargüe satellite tracking station (ESA –CONAE). En la Figura 4 mostramos una foto de la antena.
Figura 3: Distribución diferencial de tamaño F(R) de agregados con radio R (Planes y otros, MNRAS 531, 3168, 2024). Los diamantes negros representan el flujo colectado por COSIMA. La franja verde representa las cotas en el ajuste del flujo recibido. Los círculos magenta y los cuadrados rojos representan el resultado de nuestras simulaciones numéricas para un número de 1000 colisiones entre los agregados de polvo al atravesar la coma del cometa desde el núcleo hasta llegar a ser colectados por COSIMA, para una velocidad media de colisión de 10 m/s y 150 m/s, respectivamente.
Figura 4: Deep Space Antenna 3 (DS3), Malargüe satellite tracking station (ESA – CONAE)
Los Asteroides a diferencia de los cometas, son objetos colisionalmente evolucionados y su historia ha borrado sus características primitivas. Hemos estudiado la formación de planetesimales primordiales en la región de los asteroides y calculado su evolución física y colisional durante la edad del Sistema Solar. Comparamos los resultados de dichos procesos con las características actuales observadas en asteroides (Beitz y otros, APJ 824, 12, 2016). En San Sebastián y otros (CeMDA 135, id. 11, 2023) nuestro modelo de la frecuencia de colisiones en asteroides grandes no diferenciados se mejora introduciendo el cálculo riguroso de las velocidades relativas entre pequeños cuerpos, lo que, en principio, podría proporcionar resultados más precisos para misiones espaciales planificadas.
Meteoritos
Los cuerpos menores del Sistema Solar son los objetos parentales de los meteoritos. Se estudia la evolución física y colisional de asteroides primordiales no diferenciados durante la edad del Sistema Solar para comparar la masa eyectada en dichas colisiones con las características actuales observadas en meteoritos condríticos (Beitz y otros, APJ 824, 12, 2016)
Planetas y Satélites
Los procesos de formación y evolución de los sistema de satélites de un planeta son procesos asociados a la formación y evolución del planeta mismo.
El estudio de los procesos de craterización en los satélites de nuestro Sistema Solar abarca distintos ejes interconectados entre sí, desde los cuales es posible descubrir el origen y la evolución de cada objeto en particular y de cada sistema de satélites en general. Nos centramos en el estudio de la craterización en los satélites de los planetas gigantes, en especial en el sistema de satélites de Saturno, en particular en Titán (Figura 5). Calculamosla producción de cráteres en Titán considerando los objetos centauro como los principales impactadores y considerando los efectos atmosféricos dentro del proceso de formación de cráteres, tales como fricción gaseosa, presión dinámica, y ablación. Nuestros resultados se comparan posteriormente con otras distribuciones sintéticas de cráteres y recuentos observacionales de cráteres actualizados. Esta comparación se utiliza luego para calcular la edad de retención de cráteres de Titán para cada diámetro de cráter. (Rossignoli y otros, A&A 660, A127, 2022; Rossignoli y otros, BAAA 66, pp. 57-60, 2025).
Figura 5: Imagen de Titán y Saturno tomada por la misión Cassini-Huygens. Credito: NASA/JPL-Caltech/SSI.