Planetas Libres y Cúmulos Estelares

La existencia de planetas fuera de nuestrosistema solar ha sido un tema delicado desdeque en 1600 el filsofo Giordano Bruno fueraquemado en la hoguera por proponer, entreotras cosas, que en el universo hay un n-mero infinito de mundos. Hoy da, no sequema pblicamente a nadie por afirmar

que existen planetas extrasolares, pero sigue siendo untema debatido. Hasta la fecha se han encontrado msde 100 planetas en rbita alrededor de otras estrellas,con gran jbilo de la comunidad astronmica. Peroquiz ha sido mayor la conmocin causada por el des-cubrimiento de unas pocas docenas de planetas extra-solares que no estn ligados a estrella alguna. Pocosdescubrimientos de objetos celestes habrn suscitadotal polmica como estos planetas libres o planetasaislados.

El problema reside en la vaguedad del concepto mismode planeta. Algunos de los objetos hallados alrededorde otras estrellas son mucho mayores que los plane-tas gigantes de nuestro sistema solar; su masa decu-plica con creces la de Jpiter (aunque la mayora slo

la triplica o cuadriplica). Ese valor se aproxima a lafrontera que separa los planetas de otros cuerpos su-bestelares, las enanas marrones, a las que a menudose llama estrellas fallidas porque son demasiado pe-queas para producir la fusin del hidrgeno en su n-cleo. Las enanas marrones tienden el puente entre losplanetas y las verdaderas estrellas; los bordes superiore inferior que limitan su reino resultan an un pococonfusos. (Para aumentar la confusin, se ha sugeridono hace mucho que las enanas marrones podran alo-jar planetas a su alrededor!)

Por otra parte, algunos de los planetas libres pare-cen no ser mayores que Jpiter, pero su mera exis-tencia desafa la definicin clsica de planeta: objetosubestelar que da vueltas a una estrella, junto a la cualnaci. Muchos se oponen a llamar a estos objetos ais-lados planetas; por ahora, algunos los denominancuerpos errantes.

Ms all de cuestiones nominales, parte del pro-blema que plantean estos planetas aislados consiste enexplicar y comprender sus orgenes. Si se formaroncomo las estrellas, por el colapso gravitatorio de unanube de gas y polvo, deberan haber nacido junto conestrellas en los cmulos o asociaciones estelares. Si,por el contrario, nacieron en un disco protoplanetarioque rodeaba a una estrella en formacin, hay que pre-guntarse por qu se quedaron hurfanos, tan lejos desu estrella madre.

Investigamos esta ltima posibilidad. Nos hemos es-pecializado en el estudio de los cmulos globulares deestrellas; tratamos de saber qu son y cmo evolucio-nan, por medio tanto de observaciones como de si-mulaciones por ordenador. Aunque pudiera parecer uncampo ajeno al estudio de los planetas extrasolares,

Planetas libresy cmulos estelares

Los cientficos han buscado planetasen lugares exticos, muy lejos de sus estrellas progenitoras:dentro de los cmulos de estrellas ms densos de la galaxia

Jarrod R. Hurley y Michael M. Shara

76 INVESTIGACIN Y CIENCIA, mayo, 2003

JARROD HURLEY investiga la evolucin de los cmulosestelares mediante simulaciones por ordenador. Michael Sha-ra dirige el departamento de astrofsica del Museo Ameri-cano de Historia Natural, al que Hurley se halla adscrito.Entre sus intereses cientficos se cuentan la estructura yevolucin de las novas y supernovas, los choques de es-trellas y la naturaleza de las poblaciones estelares. American Scientist Magazine.

El autor

los cmulos estelares ms densos soncampos muy frtiles para quienesbuscan planetas aislados medianteel anlisis de las interacciones din-micas entre las estrellas. Conside-raremos los descubrimientos recien-tes de planetas libres.

Los cuerpos errantes

Los cuerpos errantes, aparte desu novedad, interesan e impor-tan por s mismos. El nmero y lavariedad en la Va Lctea de cuer-pos celestes menores que una estre-lla menos de 0,08 masas solares(unas 80 masas de Jpiter), sedesconoce. Han de presentar tama-os varios: desde objetos bastante

grandes, como las enanas marro-nes y los planetas gaseosos gigan-tes, hasta los planetas rocosos, laTierra entre ellos, y cuerpos meno-res, as los satlites y asteroides denuestro sistema solar. Lo cuantita-tivo no slo importa en nuestra bs-queda de mundos habitables y convida extraterrestre; slo con ellapodrn resolverse problemas fun-damentales el nmero y tamaorelativos de las estrellas recin for-madas en un cmulo (la funcininicial de masas) y la identidad dela materia oscura del universo.

Con el acicate de estas pregun-tas, varios grupos emprendieron labusca de otros mundos a principiosdel decenio de 1990. Sus esfuerzos

han conducido a una serie de des-cubrimientos sorprendentes, que seiniciaron con la primera deteccinde un planeta extrasolar en 1992.El astro orbitaba alrededor de unaestrella muerta, en concreto de unplsar, una estrella de neutrones quegira muy rpido y emite con inten-sidad ondas de radio. Nadie espe-raba que los plsares cobijaran pla-netas; la supernova que dio lugar ala estrella de neutrones debera ha-ber destruido cualquier planeta delos alrededores.

Se encontraron ms planetas ex-trasolares que giraban alrededor deestrellas convencionales en 1995,pero tambin se trataba de sistemaspeculiares. Muchos tienen planetas

INVESTIGACIN Y CIENCIA, mayo, 2003 77

1. EL CUMULO GLOBULAR 47 TUCANAE consta de variosmillones de estrellas y de un nmero desconocido de pla-netas. Con modelos informticos de las interacciones din-micas de estos cmulos estelares densos se busca resol-ver si un sistema planetario estable podra sobrevivir a laviolenta gravedad de un entorno donde unas 3000 estre-llas se apian en un ao luz cbico. La bsqueda en el

cmulo 47 Tucanae de planetas jovianos que describan r-bitas cercanas a sus estrellas no ha encontrado ni rastrode ellos. Existieron siquiera alguna vez? O se liberaronde sus estrellas progenitoras como resultado de un encuentrocon otra estrella? Las respuestas quizs arrojen ms luzsobre los recientes descubrimientos de planetas en cmu-los de estrellas jvenes.

AAO/

DAVI

D MA

LIN


del tamao de Jpiter en rbitas muypequeas (de menos de 5 das). Es-tos jovianos calientes no encuentranexplicacin en los modelos actua-les de formacin de los sistemas pla-netarios, ya que sitan esos gigan-tes de gas a grandes distancias dela estrella central, con perodos or-bitales ms parecidos al de Jpiter,que es de casi 12 aos.

Con tantas sorpresas como estossistemas solares haban dado, de-bera haberse esperado que los mun-dos aislados ofreciesen tambin lassuyas. Resulta curioso, habida cuentade la barahnda que hoy rodea alos cuerpos errantes, que el pri-mer descubrimiento, en 1998, seanunciase sin el menor entusiasmo.En un artculo sobre enanas marro-nes jvenes publicado por MotohideTamura, del Observatorio Astron-mico Nacional de Japn, y sus co-laboradores, se haca una breve men-cin; decan que algunos de losobjetos que se haban observadocaan por debajo de la frontera delas enanas marrones (unas 13 ma-sas jovianas) y, por tanto, dentro delrgimen de masa de los planetasgigantes. El lmite de 13 veces lamasa de Jpiter marca la frontera apartir de la cual un objeto comienzaa quemar deuterio (un istopo delhidrgeno); en consecuencia, se loconsidera la cota inferior del do-minio de las enanas marrones. Porla modestia de los cientficos japo-neses, su descubrimiento no tras-cendi durante un par de aos.

Tamura y sus colaboradores en-contraron estos cuerpos de tamaoplanetario mientras buscaban obje-tos estelares jvenes, de masa pe-quea, en las nubes moleculares deCamalen I, una regin donde abun-da la creacin de estrellas. A estasalturas, no puede extraar que losprimeros planetas aislados se ha-llasen en una de esas regiones. Puestoque los planetas jvenes an retie-nen parte del calor generado duranteel proceso de agregacin que losorigina, se reconoce su brillo ca-liente con los mismos detectoresinfrarrojos con que se observan lasenanas marrones y las estrellas muyjvenes.

Investigaciones parecidas, de as-tros de poca masa situados en re-giones de formacin estelar, des-cubrieron nuevos cuerpos sueltos de

2. LAS INCUBADORAS ESTELARES DE ORION, hogar de miles de estrellas re-cin formadas, parecen albergar planetas aislados. Se han encontrado objetosde stos en las regiones de formacin estelar del Trapecio, en la Nebulosa deOrin (M42) y cerca de la estrella brillante sigma Orionis. Se han hallado casi40 objetos aislados de tamao planetario.

3. LA DEFINICION DE PLANETA depende en parte de la masa. El descubrimientode objetos aislados de menos de 13 veces la masa de Jpiter (el lmite inferiorde las enanas marrones) ha suscitado un debate acerca de su origen y identidad.Los cuerpos aislados ms pequeos hasta ahora encontrados tienen alrededor de3 masas jovianas. A las limitaciones tcnicas actuales cabra atribuir la aparentecarencia de cuerpos de menor tamao, aunque la teora tambin parece indicarque realmente son escasos. Por ahora se desconoce su abundancia.

estrella enana marrn Jpiter Saturno La Tierra>80 masas

jovianas13 a 80 masas

jovianas1,9 10 kilos

27 /318 masasjovianas

1/3 masasjovianas

1

AAO-

ROE/

DAVI

D MA

LIN

SIGMA ORIONIS

M42

tamao planetario en 2000.En la primavera de ese aodos britnicos, Philip Lu-cas y Patrick Roche, anun-ciaron el hallazgo de otros13 posibles objetos de esetipo en el corazn de laNebulosa de Orin (M42),una regin de formacinestelar, a unos 1500 aosluz de la Tierra. Varios deestos objetos, comunica-ron, no llegaban a tener13 veces la masa de J-piter. Al igual que en losestudios de Tamura, laidentidad de esos objetosdepende de su edad. Si sonmuy jvenes, de slo unmilln de aos, su brillo(luminosidad) se acercaral de unos objetos del ta-mao de los planetas gi-gantes.

Algunos cuestionaron eldescubrimiento de Lucasy Roche; sostenan que loscuerpos descubiertos po-sean un brillo intrnsecosuperior al que aparen-tan. Se encontraban detrsde la Nebulosa de Orin; por esoparecan planetas jvenes: los de-bilitaba el polvo de la nebulosa. Ental caso habra que considerarlosenanas marrones. Otros se pregun-taron si, fuera como fuese, tena sen-tido llamarlos planetas. Alan Boss,del Instituto Carnegie, cree que lamasa no debera ser la caracters-tica que defina a los planetas, sinoms bien la forma en la que se creandentro de un disco protoplaneta-rio y alrededor de una estrella jo-ven. Boss ha expuesto un meca-nismo que creara objetos de masaplanetaria de manera parecida a co-mo nacen las estrellas. No se trata-ra de planetas, sino de subenanasmarrones.

Poco despus de los descubri-mientos de Lucas y Roche, un se-gundo grupo de astrnomos anun-ci la deteccin de planetas aisladosen otra parte de la constelacin deOrin. Mara Rosa Zapatero Osorioy sus colaboradores descubrieron 18cuerpos errantes, dbiles y rojos,en imgenes de larga exposicin deun cmulo, cerca de la estrella sig-ma Orionis (vase la figura 2). Es-ta regin est situada a escasos

1000 aos luz de distancia de laTierra y es el hogar de estrellas re-cin formadas, con edades entre unoy cinco millones de aos. Entre lasestrellas jvenes existe un nmerode objetos con temperaturas muybajas, entre 1700 y 2000 kelvin (latemperatura de la atmsfera del Soles de 5800 kelvin). Por su edad ytemperaturas fras, se piensa queson objetos muy pequeos, conmasas entre 5 y 15 veces la de J-piter. Los autores fueron bastantecautos a la hora de resolver la iden-tidad de tales objetos; en el ttulode su artculo los denominaban ob-jetos jvenes, aislados y de masaplanetaria.

Luego, en otoo de 2001, Lucas,Roche y sus colaboradores anun-ciaron nuevas observaciones queconfirmaban la existencia de cuer-pos errantes dentro de la Nebu-losa de Orin; por tanto, deben te-ner tamao planetario. Sus estudiosespectroscpicos indican la presen-cia de vapor de agua, lo que apoyala juventud de los objetos (alrede-dor de un milln de aos) y su bajamasa. Creen haber identificado quin-ce objetos aislados de masa plane-

taria. Con la esperanza deevitar conflictos por cues-tiones nominales, acua-ron un nuevo trmino paradesignar los objetos pla-netarios que no giran al-rededor de ninguna estre-lla: planetares.

El hilo comn de to-dos estos descubrimientoses el hallazgo de objetosaislados dentro de gru-pos de estrellas de recien-te formacin. Las estrellasde estos grupos se disper-sarn con el tiempo, bienporque no estn gravita-toriamente ligadas entres (asociaciones disper-sas), bien porque los c-mulos sean lo bastante pe-queos (es decir, porquese trate de cmulos abier-tos) como para que losdiezmen las fuerzas demarea de la galaxia enslo unos miles de mi-llones de aos. Exceptolas que formen sistemasestelares mltiples, estasestrellas de campo va-

garn solas por la galaxia, tal y comohace el Sol. Es razonable pensar quelos objetos aislados de tamao pla-netario nacidos dentro del cmuloabierto se dispersan con las ma-reas. Una vez hayan abandonadosu cuna, sern mundos muy fros,oscuros y solitarios, harto difcilesde detectar.

Cuerpos errantesen los cmulos globulares?

Existen otros lugares donde po-demos encontrar planetas ais-lados: en los muy densos confinesestelares de los cmulos globula-res. Al contrario de lo que ocurreen las asociaciones jvenes de es-trellas, los cmulos globulares con-tienen estrellas gravitatoriamentevinculadas entre s. Son muy anti-guos: algunos pasan de los diez milmillones de aos. Dadas las dife-rencias entre estos dos ambientes,parece extrao pensar que en los dospueda haber planetas libres. Y, sinembargo, as es.

La primera bsqueda de planetasen un cmulo globular no tuvo encuenta los planetas aislados. En ju-


4. EL ORDENADOR GRAPE-6 se ha diseado pensando en elenorme nmero de operaciones necesarias para construir unmodelo informtico de las interacciones dinmicas dentro deun cmulo estelar denso. Las aplicaciones de GRAPE-6 son li-mitadas: parte de la lgica de las interacciones estelaresest integrada en los chips. Hemos utilizado el prototipomostrado en la figura para obtener los resultados presenta-dos en el artculo. Ejecuta medio billn de operaciones depunto flotante (0,5 teraflop). Es la potencia necesaria paraseguir, en nuestra simulacin de N cuerpos, la vida de unas10.000 partculas (estrellas y planetas) dentro de un cmuloabierto. La versin actual de GRAPE-6 llega a 1 teraflop, su-ficiente para unas 100.000 partculas.

JARR

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cinentre partculas

posicin y masa de la part

cula

GRAPE-6Ordenador anfitrin

GRAPE-6Ordenador anfitrin(estacin de trabajo

o PC)(estacin de trabajo

o PC)

Funcin inicial de masas(0,1 a 100 masas solares)

Masas estelares

Estrellas binarias:proporciones, rbitas

y masasPlanetas y enanas

marrones?

Densidad,distribucin

y equilibrio virialPosicin de la estrella

y velocidad

Cmulo a t = 0

Envo de masas, posiciones y velocidades de todas las partculas (estrellas y planetas) a la memoria de GRAPE

Actualizacin de la evolucin estelar para partculas con tevol < t

integracin del siguiente bloque de partculas

(tdin mnimo)

Prdida de masa o transferencia de masa?

Correcin de fuerzas sobre partculas cercanas

Prediccin de posiciones y velocidades en el ordenador

anfitrin

Correccin de posiciones y velocidades en el ordenador

anfitrin

Clculo de fuerzas en GRAPE

Comprobacin de formacin/destruccin

de binarias o choquesActualizacin de posiciones

y velocidades

Comprobacin de la conservacin de energa

Eliminacin de partculas fuera del entorno

t = tdin

Si t < tarb

INICIALIZACION

INTEGRACION

Una simulacin de N cuerpos de un cmulo globular se eje-cuta mediante un dilogo entre una mquina anfitrionaque mantiene en memoria las posiciones y las masas delas partculas y GRAPE-6 un ordenador construido expresa-mente para calcular las interacciones entre las partculas. Elproceso comienza definiendo las caractersticas del sistema: lostamaos relativos y el nmero de estrellas (la funcin inicial demasas), el nmero de sistemas binarios y planetas, las posicio-nes y velocidades iniciales de las estrellas, sus densidades,distribucin y equilibrio virial (que define la cantidad total deenerga dentro del cmulo).

Durante el clculo, se siguen dos parmetros temporalesde cada estrella: uno para su evolucin fsica (tevol) y otro parasus interacciones dinmicas (tdin). Los intervalos de tiempo sondiferentes para cada estrella. Las estrellas de masa grandeevolucionan rpido y, por tanto, tienen tiempos tevol cortos,mientras que las estrellas de baja masa evolucionan despacioy sus tiempos tevol son ms largos. De forma anloga, las es-trellas de movimiento rpido dentro del ncleo denso delcmulo tienen tiempos tdin cortos, mientras que las estrellas,ms lentas, de las regiones externas tienen tiempos tdin largos.

El sistema se actualiza por bloques de partculas con tiem-pos tdin similares. La evolucin fsica de una estrella de de-sarrollo rpido se actualiza ms de una vez en cada paso de

la evolucin dinmica (si tevol < tdin). Se realizan comprobacionescada cierto tiempo arbitrario (tarb) con el fin de verificar que nose han cometido violaciones de la fsica. Las partculas queemigran hacia las regiones exteriores del cmulo globular seeliminan del sistema; simula la evaporacin del cmulo debidoa las mareas galcticas. Tambin se toman en cuenta durantelos clculos otros procesos astrofsicos (vase la figura 5).

El cmulo globular, en el ordenador

lio de 1999, Ronald Gilliland y suscolaboradores observaron cerca de34.000 estrellas del cmulo globu-lar 47 Tucanae con la Cmara Pla-netaria de Gran Campo nmero 2del Telescopio Espacial Hubble. Estecmulo es uno de los mayores y msdensos de nuestra galaxia; debe su-mar varios millones de estrellas(vase la figura 1). El ncleo estan denso, que residen all unas 3000estrellas por ao luz cbico. Algu-nos cmulos globulares tienen n-cleos con casi tres millones de es-trellas por ao luz cbico. Porcomparacin: en un ao luz cbicocentrado en el Sol, slo hay unaestrella, el propio Sol; la estrellams prxima a ste se halla a msde cuatro aos luz de distancia.Puesto que 47 Tucanae es bastanteviejo, el equipo de Gilliland pensque su proyecto podra arrojar nuevaluz sobre los sistemas planetariosde estrellas envejecidas.

La misin del telescopio espa-cial consista en detectar los trn-sitos de planetas del estilo de J-piter calientes por delante de susestrellas progenitoras. Percibimosesos pasos porque la luz de la es-trella se debilita un poco al cruzar-se el planeta. Por consideracionestericas, basadas en la frecuenciade esos planetas calientes en la ve-cindad del Sol, se esperaba encon-trar una veintena de ellos en 47 Tu-canae, ms o menos uno por cada1700 estrellas. Terminada la tarea,no se observ ninguno.

Hay dos explicaciones posibles.Una de ellas se basa en la relacinaparente entre la composicin qu-mica de una estrella y su predilec-cin por los planetas calientes. Enla bsqueda de planetas extrasola-res en la vecindad solar, se ha des-cubierto lo siguiente: resulta, al me-nos, diez veces ms probable quelas estrellas ricas en metales (conabundancias bastante altas de ele-mentos ms pesados que el helio)tengan planetas con perodos orbi-tales cortos que las estrellas pobresen metales. Mientras se resuelveel motivo, aqu slo necesitamosapuntar que las estrellas viejas de47 Tucanae son, en general, defi-cientes en metales (cuentan apro-ximadamente con un quinto de lametalicidad solar), ya que se for-maron al principio de la historia de

la galaxia, antes de que los ele-mentos qumicos pesados se hubie-ran sintetizado en grandes cantida-des. Resulta interesante que se hayaencontrado un planeta extrasolar

alrededor de un plsar del cmuloglobular M4.

Pero cabe otra explicacin posi-ble. El entorno de un cmulo densoinhibe la formacin de planetas o


Relajacin de dos cuerpos

Colapso del ncleo

"Quema" binaria

Segregacin de masa

Encuentros de 3 y 4 cuerpos y choques

El "calentamiento" binario impide

el colapso Escape a alta velocidad

Evolucin de las binarias Evolucin estelar

Prdida de masa

Fuerzas de marea galcticas

Muerte del cmulo

Transferencia de masa

Viento estelar supernovas

5. AL ELABORAR UN MODELO DE LA EVOLUCION de un cmulo globular se tie-nen en cuenta varios procesos astrofsicos. La relajacin de dos cuerpos con-siste en intercambiar energa entre las estrellas de manera que tiendan a te-ner la misma cantidad de ella: las estrellas pesadas se frenan y viajan haciael ncleo del cmulo; las ms livianas se aceleran y emigran hacia regionesexteriores. Esta segregacin de masas afecta al ritmo de los encuentros entrelas estrellas y suele acelerar a las ms pequeas hasta que alcanzan la velo-cidad de escape. A medida que las estrellas pesadas se agrupan, la densidaddel centro del cmulo aumenta, lo que multiplica el nmero de encuentros ychoques (calentamiento binario) que retrasan el colapso del ncleo. La quemabinaria estrecha an ms las binarias ceidas y rompe aquellas donde la dis-tancia entre el par de astros era mayor (incluyendo a los sistemas planetarios).Estos procesos afectan a la evolucin de los sistemas mltiples y de las es-trellas. La transferencia ineficaz de masa entre las estrellas mltiples provocauna prdida de materia. Las estrellas individuales tambin pueden perder masa:las de mayor masa explotan como supernovas, mientras que las no tan gran-des pierden masa constantemente en forma de vientos estelares. Las fuerzasde marea gravitatorias de la galaxia extraen esa masa del cmulo junto conlas estrellas pequeas que se han desplazado hasta las regiones exteriores. Elcmulo desaparece cuando todas sus estrellas se han dispersado, bien barri-das por las mareas gravitatorias, bien por la expulsin directa. En medio deeste agitado ambiente, la creacin de planetas libres podra ser frecuente.

limita la migracin orbital de los gi-gantes de gas hacia sus estrellas pro-genitoras. Puede, tambin, que lossistemas planetarios se engendrendentro de cmulos globulares y quelas colisiones con estrellas vecinas,habida cuenta de la alta densidaddel cmulo, los disuelvan pronto.De ser as, los planetas de estossistemas que colisionan se liberarande sus estrellas progenitoras. Puestoque el equipo de Gilliland slo bus-caba trnsitos de planetas calien-tes, no localiz ninguno.

Un artculo aparecido en el veranode 2001 anunci la deteccin, gra-cias a las microlentes gravitatorias,de algunos posibles planetas libresen el cmulo globular M22. Result,no obstante, que unos rayos csmi-cos haban cado sobre la cmara;

hicieron creer a los astrnomos quehaban descubierto planetas.

Adnde han idoa parar los planetas?

Qu nos est diciendo la de-teccin nula de planetas enel cmulo globular 47 Tucanae? De-bemos primero tener en cuenta quela vida de un planeta dentro de uncmulo globular podra ser muy di-ferente de la vida de un planeta al-rededor de una estrella en un en-torno menos denso. Los encuentrosy los choques directos entre estre-llas de regiones muy pobladas de-ben afectar a la integridad de lossistemas planetarios. Con los re-sultados de 47 Tucanae en mente,varios astrofsicos, entre ellos no-

sotros, han construido modelos in-formticos de sistemas planetariossitos en entornos as.

Primero debemos crear una co-pia razonable de un cmulo globu-lar. Es una tarea ardua. Existen va-rias formas de construir un modelode cmulo estelar; nosotros hemosoptado por seguir el comportamientode cada estrella en una simulacinde N cuerpos. La inmensa cantidadde estrellas dentro de un cmuloglobular hace que esta tarea sea todoun desafo computacional. En laprctica, no podemos abordar la in-teraccin de millones de estrellas.Nuestras simulaciones actuales sloincluyen unas 10.000 estrellas. Aunas, los clculos requieren de unequipo diseado especficamentepara este solo propsito. La gene-


Aproximacin Encuentro cercanoLas estrellas forman un sistema binario y los planetas escapan

Planetas libres a causa de encuentros entre sistemas planetarios de cmulos estelares densos

Objetos aislados de tamao planetario formados como las estrellas

Colapso gravitatorio de un ncleo de nube molecular

Sistema protoestelar mltiple y dinmicamente inestable que tiene

objetos de tamao planetario Fuga de objetos pequeos

a b c

d e f

6. HAY DOS MECANISMOS HIPOTETICOS que pueden en-gendrar objetos aislados de masa planetaria. En un cmuloestelar denso (a), el encuentro entre dos sistemas plane-tarios (b) quiz libere a algunos planetas (c). En este ejem-plo, tras el encuentro se ha formado un sistema estelar bi-nario. En la mayora de los casos, un pequeo impulso

impartido por una estrella que se acerca bastara para li-berar los planetas. Pueden originarse objetos de tamao pla-netario a partir tambin de una nube molecular (d ), de ma-nera muy parecida a como nace cualquier estrella. Si estosobjetos se crean en un sistema dinmicamente inestable(e), escaparn (f ) y no permanecern ligados a la estrella.

racin ms reciente de estas super-computadoras es GRAPE-6 (del in-gls GRAvity PipE), una mquinapoderosa, capaz de realizar un te-raflop (un billn de operaciones depunto flotante por segundo), creadapor Jun Makino y su equipo de laUniversidad de Tokio. Hemos utili-zado un prototipo que opera a 0,5 te-raflop para obtener los resultadospresentados aqu (vase la figura 4).

Adems de un equipo material es-pecfico, se necesitan programas muyrefinados para los modelos de losprocesos que ocurren dentro de uncmulo estelar. Sverre Aarseth llevatreinta aos ofreciendo los ms avan-zados algoritmos de N cuerpos. Haelaborado con sus colaboradores unaserie de cdigos, cada vez ms efi-caces y realistas, de N cuerpos. Elcdigo NBODY4 de Aarseth, elque hemos utilizado en nuestras si-mulaciones, se concibi para las m-quinas GRAPE.

Hay que fijar las condiciones ini-ciales del cmulo globular: masas,metalicidades estelares, nmero desistemas estelares binarios y suscaractersticas orbitales, nmero deplanetas y la distribucin de la den-sidad estelar. Las masas, posicio-nes y velocidades de las estrellasdel cmulo vienen determinadas poruna condicin: que el cmulo em-piece en un equilibrio virial. Se tratade una propiedad general de lossistemas ligados: el valor absolutode la energa potencial del cmuloduplica la energa cintica del sis-tema. Queda definido as el cmuloen una edad cero en la que todaslas estrellas ya estaban formadas yno haba gas residual.

Una vez se ha descrito el sis-tema, las partculas (estrellas y pla-netas) interaccionan conforme a lafsica newtoniana se calcula lafuerza sobre cada partcula y corrigesu posicin y velocidad en la si-guiente fraccin del tiempo; tam-bin hay que tener en cuenta laevolucin de las estrellas sueltas yde las binarias.

Ese devenir tiene lugar en el con-texto de varios procesos astrofsi-cos que se incluyen en los clculos(vase la figura 5). As, considera-mos la evolucin del cmulo mismo,con el desplome que sufre su cen-tro (el aumento progresivo de la den-sidad del ncleo central) a medida

que el cmulo pierde estrellas (seevaporan) debido a las fuerzas demarea de la galaxia. Creemos queeste esquema nos proporciona unaimagen de qu les va ocurriendo alos cmulos globulares de cientos,miles o millones de estrellas.

Ejecutamos tres simulaciones con22.000 estrellas del cmulo y de2000 a 3000 planetas del tamaode Jpiter. (El 10 % de las estrellaseran sistemas binarios.) Las simu-laciones diferan entre s, ligera-mente, en la metalicidad y en laseparacin orbital de planetas y es-trellas progenitoras. Cada simula-cin evolucion hasta una edad de4500 millones de aos, la de nues-tro sistema solar.

La suerte de los planetas, cadauno ligado originalmente a su es-trella, fue dispar. Despus de 4000millones de aos cuando slo que-daba un 25 % de la masa total ini-cial del cmulo, el 10 % de losplanetas se haba liberado de susestrellas progenitoras; de ese 10 %,un 13 % an permaneca dentro delcmulo. Casi el 66 % de los plane-tas abandonaron el cmulo sin de-jar de orbitar alrededor de sus es-trellas; un 1 %, ms o menos, fuetragado por su estrella progenitora;un 4 % pas a girar alrededor deotra estrella.

Los resultados tambin muestranque los planetas en rbitas grandesa unas 50 unidades astronmicasde sus estrellas centrales (una uni-dad astronmica es la distancia me-dia entre el Sol y la Tierra) tie-nen una probabilidad 10 veces mayorde separarse de sus estrellas quelos planetas que orbitan a tan slouna unidad astronmica. Aunque losplanetas se liberan sobre todo en elncleo denso del cmulo, casi la mi-tad se desprende con una velocidadinferior a la velocidad de escapedel cmulo; es decir, la mayora delos cuerpos errantes se conviertenen hurfanos en el seno del cmuloy se difunden lentamente hacia lasregiones ms externas. Dentro delcmulo, la posicin media de losplanetas libres cae justo ms alldel radio de semimasa (el radio encuyo intervalo reside la mitad de lamasa del cmulo). Los planetas tar-dan unos 200 millones de aos ensobrepasar, partiendo del centro, elradio de masa media del cmulo.

Entre los sistemas planetarios queescapan del cmulo globular, la ma-yora es arrastrada por el campo demarea galctico que barre las es-trellas de las regiones externas delcmulo. Un nmero menor de estre-llas y planetas son expulsados delcmulo cuando alcanzan la veloci-dad de escape tras haber sufridoencuentros con otras estrellas, si bienla mayora de esas aproximacionesterminan en la liberacin de un pla-neta, no en la expulsin del cmulo.

Estos resultados dan a entenderque los cmulos globulares podranconservar un buen nmero de ob-jetos aislados del tamao de J-piter incluso despus de miles demillones de aos de choques y en-cuentros estelares.

Todava es demasiado pronto paracomprender el alcance de los re-sultados del estudio de 47 Tucanae.Se ha sugerido ltimamente quelas futuras exploraciones en buscade sistemas planetarios se realicenen cmulos menos densos que47 Tucanae, en cmulos abiertos ri-cos en metales. Por ahora, no estclaro si la carencia de planetas ca-lientes en 47 Tucanae obedece a subaja metalicidad o a las interac-ciones dinmicas desarrolladas ensu interior.


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Bibliografa complementaria

Planetas Libres y Cúmulos Estelares

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