A grandes rasgos hay dos teorías principales en la formación planetaria: la conocida teoría de la acreción y la inestabilidad gravitatoria. No hay una rivalidad entre ambas en cuanto a que una es verdadera y la otra falsa. El proceso de formación de un sistema planetario es suficientemente caótico para que ambas sean ciertas. No obstante la teoría de la acreción contaba con más adeptos o se producía con más frecuencia. Ahora parece que hay un cambio de tendencia y la teoría de la inestabilidad gravitatoria cobra fuerza y protagonismo, especialmente en estrellas enanas rojas donde la acreción no puede explicar la existencia de gigantes de gas, porque el contenido en gas del disco protoplanetario se agota antes de que de tiempo a su formación. Eran casos para la inestabilidad gravitatoria, pero los sistemas planetarios eran pocos. Ahora el 30% de las enanas rojas, las estrellas más abundantes del Universo, tienen gigantes de gas y la inestabilidad gravitatoria es la única explicación de su existencia. Además, el telescopio VLA ha pillado a la Naturaleza formando planetas en pleno proceso de inestabilidad. El trabajo que provoca este blog titulado Planet formation around M dwarfs via disc instability: Fragmentation conditions and protoplanet properties, es de ayer mismo y da condiciones al disco protoplanetario de estrellas M para la formación de gigantes de gas por inestabilidad: la fracción Masa disco/Masa estrella tiene que estar entre el 30-60%.
1.- Teoría de acreción o Teoría de la inestabilidad gravitatoria
La teoría de la acreción se basa en que los minúsculos granos de polvo se agrupan y forman planetésimos que chocan con otros y cuando el choque es a poca velocidad se sueldan. Pueden convertirse de esta manera en planetas rocosos como la Tierra o, alcanzado un tamaño mínimo, atrapar grandes cantidades de gas, convirtiéndose en gigantes como Júpiter. A favor de este modelo está el hecho de que la probabilidad de encontrar planetas alrededor de una estrella aumenta con la metalicidad de la estrella. También tiene una explicación sencilla del calor acumulado en el centro del planeta y que es proporcional a su masa. En contra de este modelo, la posibilidad de que todo el gas se disperse antes de que los planetas estén construidos dada la lentitud del proceso.
La teoría de la inestabilidad gravitatoria sostiene que los gigantes gaseosos se forman súbitamente cuando se fractura el disco de gas y polvo. La presión del gas, en cada una de esas concentraciones de masa, contrarresta parcialmente la tendencia al colapso. Además, el material cerca de la estrella orbita más deprisa. Esta rotación diferencial del disco tiende a separar los fragmentos recién formados. Hay pues fuerzas antagónicas. Por una parte la gravedad que tiende al colapso, opuesta a ella la rotación diferencial y la presión térmica, que dejarían un disco sin planetas.
Peter Goldreich y William R. Ward de la Harvard University propusieron, en la década de los 70 del siglo pasado, que una capa fina de materiales sólidos en el plano central de la nebulosa, con muy poca velocidad relativa, podría sufrir un proceso de inestabilidad gravitatoria, rompiéndose en fragmentos del tamaño de asteroides de decenas de kilómetros. Hoy la idea es que la inestabilidad produce objetos planetarios capaces de capturar gas y convertirse en planetas gigantes.
Los dos modelos predicen ritmos de formación planetaria distintos. La inestabilidad gravitatoria crea grandes planetas en unos miles de años. Con la acreción se requieren cientos de miles de años, incluso millones, para que el núcleo sólido de un planeta aumente hasta que pueda atraer gas. A partir de ahí crecerá más deprisa.
El descubrimiento reciente de discos protoplanetarios muy jóvenes en el que se ha iniciado la formación de planetas apunta en esa dirección.
Según las simulaciones por ordenador, antes de que un disco alcance la masa suficiente para mantenerse cohesionado, por su propia gravedad, se generan unas ondas que empujan al gas hacia el exterior donde el material es propicio a la fragmentación en planetas. Este proceso reproduciría en miniatura la formación de las estrellas. Pero se ha visto que entre los planetas más pesados y las estrellas más ligeras hay un desierto, una escasez de objetos de masa intermedia. Esta discontinuidad nos dice que los planetas y las estrellas pequeñas tienen un origen distinto.
Conocer las características internas de los planetas gigantes del Sistema Solar permitirá desentrañar en gran parte los misterios asociados a la formación de los planetas extrasolares gigantes alrededor de otras estrellas. La sonda Juno en órbita muy excéntrica al planeta Júpiter pretende en sus aproximaciones determinar la estructura interior de nuestro mayor gigante de gas. Quiere averiguar la masa de su núcleo para ver si éste tiene la masa crítica suficiente para la posterior captura masiva de gas. Si Júpiter tiene un núcleo rocoso ello favorecerá la teoría de la acreción, si no lo tiene, la teoría correcta para su formación será la de inestabilidad gravitatoria. A finales de mayo de 2017 los datos gravimétricos de Júpiter aunque no concluyentes se inclinaron hacia un pequeño núcleo rocoso rodeado de otro núcleo difuso mucho mayor que ocupa entre el 30-50% del radio del planeta y donde la roca se ha diluido en el hidrógeno metálico. Los modelos tradicionales de formación apuntaban hacia un núcleo denso. La nave Cassini alrededor de Saturno tras estudiar desde 2004 el planeta, sus satélites y anillos se dirigió a estrellarse con Saturno para preservar de contaminación a los satélites e intentar obtener también información del núcleo. En enero de 2019 L. Iess de la Sapienza Università di Roma, et. al. publicó el artículo Measurement and implications of Saturn’s gravity field and ring mass donde dice que Saturno parece tener un núcleo claramente diferenciado de entre 15 y 18 masas terrestres. Desgraciadamente ninguna sonda a orbitado a Urano o Neptuno.
2.- Planetas alrededor de enanas rojas (tipo espectral M)
Simulaciones numéricas realizadas en 2004 por Peter H. Bodenheimer y Gregory P. Laughlin mostraron mediante modelos numéricos que en una estrella con el 40% por ciento de la masa solar para que un planeta crezca por acreción necesita bastante más de 10 millones de años para convertirse en joviano. Cómo el gas de la mayoría de los discos protoestelares desaparece en menos de 10 millones de años, la teoría de la acreción nuclear predice, que las estrellas enanas rojas cuya masa no llegan a la mitad de la solar (las más numerosas de nuestra galaxia) deberían estar acompañadas por planetas de masa neptuniana; casi nunca tendrían compañeros con la masa de Júpiter.
Hasta hace poco, la idea venía ratificándose. El método de la velocidad radial ha descubierto planetas con la masa de Neptuno alrededor de 150 enanas rojas, cercanas a nosotros. Gracias a la lente gravitatoria, se han descubierto algunos más. Las extrapolaciones de los datos de la misión Kepler de la NASA y de observatorios terrestres sugieren que las estrellas enanas rojas suelen presentar planetas terrestres o neptunos ligeros a su alrededor con bastante frecuencia. De acuerdo con los datos de Kepler, es siete veces más probable encontrar planetas con un tamaño de 2-4 radios terrestres y un periodo inferior a 100 días en las enanas rojas que en las estrellas de tipo F-G. De hecho, se cree que el 41% de las enanas rojas tiene una supertierra situada en su zona habitable. Sólo se habían descubierto tres estrellas enanas rojas rodeadas por un sistema con planetas de masa joviana. Gliese 876, HATS-6 y NGTS-1b.
Gliese 876 se encuentra a 15 años-luz de distancia de la Tierra. Tiene dos planetas de masa elevada, con órbitas de 30 y 60 días, (Gliese 876 b y c) un planeta mucho más pequeño (7,5 veces la masa de la Tierra) en una órbita de 2 días (Gliese 876 d) y otro de 15 masas terrestres y periodo 124 días que es el más exterior (Gliese 876 e).
Tabla 1 Los cuatro planetas del sistema Gliese 876.
Este curioso sistema proporciona mucha información sobre la génesis planetaria. La acreción nuclear, al menos tal y como se entiende hoy día, es incapaz de explicar cómo se ha formado en ese sistema un planeta gigante, y no digamos ya dos. Los dos planetas grandes se encuentran atrapados en órbitas resonantes 2:1. Parece que el planeta Gliese 876 c ha migrado hacia dentro, a través del disco original, con respecto al planeta Gliese 876 b. Cuando se acercaron, entraron en resonancia.
En 2014 se descubrió un sistema planetario el HATS-6 con una estrella enana roja de clase M, pequeña y fría. La estrella HATS-6 tiene una magnitud aparente de 15,2 y dista 148,4 parsecs de la Tierra por lo que su magnitud absoluta es 9,34 y su luminosidad es 0,014 la solar. Su masa es 0,574, su radio 0,57 el solar y tiene una temperatura superficial de 3.724ºK. A su alrededor gira el planeta HATS-6 b muy grande para su estrella ya que se trata de un júpiter caliente. El planeta tiene una masa similar a la de Saturno 0,319 veces la de Júpiter y un radio como él (0,998) así que está muy hinchado. Orbita la estrella en 3,325 días a una distancia de sólo 0,036 U.A. Los jupíteres calientes son poco habituales en los sistemas planetarios y más aún alrededor de una enana roja. Debido a que su estrella anfitriona es tan fría, su temperatura no es muy alta (450 ºK). El planeta tuvo que formarse más lejos y luego acercarse a la estrella hasta la órbita que actualmente ocupa.
NGTS-1 es una estrella enana roja a unos 600 años-luz de distancia de la Tierra. A su alrededor a apenas el 3 por ciento de la distancia entre la Tierra y el Sol gira NGTS-1b en apenas 2,6 días. Su temperatura es de unos 500 grados centígrados.
Los datos recientes apuntan a que el 30% de loas enanas rojas tienen planetas gigantes. En poco tiempo el panorama ha cambiado radicalmente. Ello favorece que su formación es mediante la teoría de la inestabilidad gravitatoria frente a la teoría de la acreción que no puede explicar su existencia.
3.- Observación del disco de HL Tauri
Hasta 2014, sólo podíamos imaginar cómo sería un disco protoplanetario en detalle, pero ahora podemos verlo. La imagen del disco obtenida por ALMA superó todas las expectativas y reveló finos detalles inesperados en el disco de material sobrante tras el nacimiento de la estrella.
En ella se aprecian claramente una serie de huecos circulares y anillos concéntricos. Estos rasgos corresponden seguramente a jóvenes cuerpos planetarios que están formándose en el disco, aunque estos no han podido descubrirse. Esto resultó una sorpresa pues HL Tauri apenas tiene un millón de años.
Es posible que nuestros modelos de formación planetaria estén equivocados y los planetas surjan antes en los discos protoplanetarios. La imagen impresiona por su espectacular nivel de detalle. Una estrella tan joven no debería tener planetesimales en un estado de formación tan avanzado. De ser así, los datos de ALMA favorecerían el modelo de formación planetaria denominado inestabilidad gravitatoria frente al de acreción explica Stuartt Corder, subdirector de ALMA. Esa imagen sola va a revolucionar las teorías de formación planetaria explicó Catherine Vlahakis, Subdirectora del programa científico de ALMA.
Esta imagen es una muestra del poder de la configuración del observatorio en modo de alta resolución, una configuración que se ha logrado separando las distintas antenas de ALMA hasta quince kilómetros de distancia. La resolución alcanzada es de 35 milisegundos de arco. Una resolución tan alta sólo puede lograrse con las capacidades de larga base de ALMA, lo cual proporciona nueva información, que es imposible obtener con cualquier otra instalación, ni siquiera con el telescopio espacial Hubble. En pocos meses se publicaron unos 40 artículos científicos respecto a esta imagen.
Fig. 2 Visión del disco protoplanetario de la joven estrella HL Tauri, situada a 450 años luz de distancia, lograda en noviembre de 2014, por el observatorio ALMA de Atacama Chile.
Pero, aunque el ALMA (un conjunto de 66 antenas que funcionan coordinadas y en longitudes de onda submilimétricas) es excepcional para ver el disco con detalle por fuera, no es capaz de ver en su interior. Por ello, un equipo de astrónomos, liderados por Carlos Carrasco González (Universidad Autónoma de México) y Thomas Henning (MPIA), decidieron recurrir a otro gran radiotelescopio, el VLA. Es también un conjunto de grandes antenas sincronizadas (27 en este caso) y están ubicadas en Nuevo México (EE. UU.), operando en mayores longitudes de onda que el ALMA, siendo así capaz de ver dentro de la nube de gas y polvo alrededor de HL Tau.
Fig. 3 Imagen obtenida con ALMA (izq.) que muestra los surcos concéntricos que posiblemente indican la presencia de planetas en formación. A la derecha se muestra un detalle de la región central del disco, obtenido con los datos del VLA. La flecha indica la posición de la aglomeración de polvo que podría ser el embrión de un planeta en formación.
En marzo de 2016, observaciones obtenidas con el Very Large Array (VLA), han mostrado una característica nunca observada en un disco protoplanetario y que apuntan a la existencia de un embrión de planeta, pero no en los surcos entre anillos sino en uno de los anillos de material que se está fragmentando y muestra una concentración de polvo de entre tres y ocho veces la masa de la Tierra, lo que podría constituir un embrión planetario. La acumulación de materia está situada a unas 10 U.A. de distancia de la estrella. Esto ratifica la idea de que esta nube protoplanetaria alrededor de una estrella muy joven actúa un mecanismo alternativo en la formación de planetas, la inestabilidad gravitatoria.
Por primera vez, los astrónomos están viendo en acción el proceso clave de formación de un planeta. Todo el polvo del disco que rodea la estrella contiene entre 300 y 900 veces la masa de la Tierra, afirman los expertos del Instituto Max Planck de Astronomía (MPIA, Alemania).
Hace una década empezamos a descubrir estructuras de anillos y surcos oscuros en esos discos de gas y polvo en torno a las estrellas. Se propuso entonces la hipótesis de que esos surcos oscuros se formarían cuando un protoplaneta va barriendo el disco, acumulando materia y dejando esos huecos vacíos, recuerda Anglada. Pero no se aprecian planetas en los surcos oscuros del disco de HL Tau y, sin embargo, aparece la acumulación de materia en un anillo brillante. La franja oscura que observamos ahora en las nuevas imágenes de la estrella HL Tau no se ha producido por el barrido de un planeta, recalca Torrelles.
Proponemos un nuevo escenario para HL Tau, en el que el disco se fragmenta primero en distintos anillos y se producen los surcos que observó ALMA. Será en esos anillos donde se produzcan inestabilidades que darán lugar a considerables aglomeraciones de material, que después irán acumulando más materia hasta formar planetas. Las inestabilidades del sistema se producen porque la parte interna gira mucho más rápido que la externa. Así van agrietando el disco de gas y polvo, generando esos finos surcos oscuros y anillos brillantes; se forma entonces un grumo inicial de materia en uno de esos anillos y ese grumo es la semilla del futuro planeta que va agregando más materia de su entorno…. A la larga se acabará formando un surco oscuro grande y un planeta, apunta Guillem Anglada, investigador del Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC).
Los científicos del MPIA recurren a una analogía para explicar la formación de planetas mediante la inestabilidad gravitatoria: Igual que el flujo de agua de un río va acumulando sedimentos, piedras y hojas en algunos lugares del cauce, la concentración de granos de polvo es mayor en algunos lugares que en otros del disco que rodea la estrella, sólo que en este caso no sería por el flujo de agua, sino por los campos magnéticos y diferencias de temperatura.
En el disco protoplanetario de HL Tauri la inestabilidad gravitatoria vence a la acreción. Funciona en dos fases, una primera fragmentación del disco en anillos y en la segunda la formación de grandes grumos en esos anillos.
La inestabilidad gravitatoria forma planetas por un proceso mucho más rápido que la acreción por lo que soluciona también el problema de que los planetas tienen que formarse antes de que el gas y polvo desaparezcan del entorno de las estrellas. HL Tau, con una edad estimada de aproximadamente un millón de años o menos, es una estrella muy joven que aún no ha empezado a quemar hidrógeno en el núcleo. Cuando la estrella alcanza la etapa T-Tauri los fuertes vientos irradiados por la estrella disipan el disco, de modo que si los planetas no han llegado a formarse ya no lo harán. No obstante ambos procesos de formación planetaria no son excluyentes.
Los investigadores tienen aún mucho trabajo por delante. Además de hacer más observaciones con los radiotelescopios ALMA y VLA, quieren hacer nuevos modelos detallados del disco de HL Tau y las estructuras descubiertas para afinar los mecanismos iniciales de fragmentación del disco, quieren recalcular los tiempos implicados en el proceso y averiguar si la acumulación de materia que han detectado está concentrando más materia de su alrededor, lo que supondría un dato clave para determinar que efectivamente se trata de un protoplaneta.
En mayo de 2016 investigadores del Instituto de Astronomía y Astrofísica Academia Sinica, en Taiwán y de la Universidad de Kagoshima, en Japón, dirigidos por el Dr. Hsi-Wei Yen, y el profesor Shigehisa Takakuwa respectivamente, estudiaron mediante las emisiones de la molécula de HCO+ la distribución del gas en el disco. Esta novedosa técnica de análisis permitió obtener la imagen más nítida a la fecha de la distribución de gas alrededor de una estrella joven. Se sabe que los discos que rodean las jóvenes estrellas contienen unas 100 veces más gas que polvo. La imagen de la distribución de HCO reveló al menos dos vacíos en el disco, en los radios de 28 y 69 UA.
Si los vacíos fueran provocados por la variación en la composición del polvo, no habría una incidencia directa en el gas, y por lo tanto, éste no presentaría vacíos. Por otro lado, si los vacíos de polvo fueran causados por la gravedad de los planetas en formación, la gravedad también generaría vacíos en el gas. Para nuestra sorpresa, resulta que los vacíos presentes en el gas coinciden con los que se observan en el polvo. Este hecho confirma la teoría de que los vacíos son la huella de planetas jóvenes, afirma Yen, autor principal de un artículo publicado en The Astrophysical Journal Letters. El hecho de que los vacíos en el polvo y en el gas coincidan implica que la cantidad de material presente allí probablemente disminuye, lo cual contradice las teorías que atribuyen la existencia de los vacíos únicamente a alteraciones en las partículas de polvo. Según nuestros resultados, los planetas comienzan a formarse mucho antes de lo que pensábamos, concluye Yen.
El equipo también descubrió que el gas es lo suficientemente denso como para albergar un joven planeta en el vacío más cercano a la estrella. Al comparar la estructura de dicho vacío con los modelos teóricos, el equipo calculó que el planeta tiene una masa equivalente a 0,8 masas de Júpiter.
El origen del vacío más alejado, en cambio, todavía es una incógnita. El equipo también postuló la existencia de un planeta 2,1 veces más masivo que Júpiter, pero la investigación actual no permite descartar del todo la posibilidad de que el vacío sea generado por el roce entre las partículas de polvo y el gas. Para resolver esta duda se necesitan más datos.
Nuestro estudio demuestra claramente que se pueden hacer grandes hallazgos aplicando nuevas técnicas de análisis a datos existentes, lo cual incrementa más aún el tremendo potencial científico de ALMA. Pretendemos elaborar un modelo sistemático de la formación planetaria aplicando el mismo método a los datos correspondientes a otras estrellas jóvenes,comenta Takakuwa.
4.- Planeta gigante formado en CI Tau cuando todavía tiene disco protoplanetario
En junio de 2016 el equipo de Christopher Johns-Krull, de la Universidad Rice y Lisa Prato, del Observatorio Lowell en Estados Unidos, han estudiado a fondo el nuevo planeta CI Tau b, situado a unos 450 años-luz de la Tierra, en la constelación de Tauro, en una región que es un vivero estelar con gran actividad.
La estrella de tipo solar CI Tau, está rodeada por un enorme disco de polvo y hielo. Este disco, conocido como disco protoplanetario, es donde se forman los planetas, lunas, asteroides y otros objetos astronómicos de un sistema estelar. Esta estrella alberga el primer planeta del tipo júpiter caliente (un planeta masivo en órbita muy cerca de su estrella) descubierto alrededor de una estrella muy joven. CI Tau b tarda nueve días en dar una vuelta completa alrededor de la estrella CI Tau. El planeta fue encontrado con el método de la velocidad radial.
Durante décadas la idea predominante fue que los planetas grandes, con masas semejantes a la de Júpiter, precisaban de un mínimo de 10 millones de años para formarse. Por eso la existencia de CI Tau b, al menos ocho veces más grande que Júpiter, ha roto las teorías sobre la formación de los gigantes gaseosos, y que orbita alrededor de una estrella de sólo 2 millones de años de edad. En contradicción con esta idea largamente mantenida, CI Tau b es un planeta gigante alrededor de una estrella tan joven que aún retiene un disco circumestelar de gas y polvo. Esto aboga a favor de la teoría de la inestabilidad gravitatoria.
Fig. 4 Imagen en colores falsos procedente de observaciones interferométricas en longitud de onda submilimétrica que muestra el disco circumestelar de gas y polvo que rodea a la estrella CI Tau. (Foto: Stephane Guilloteau/Université de Bordeaux)
Sin embargo en octubre de 2018 el número de planetas detectados alrededor de CI Tau había ascendido a cuatro. Con un tamaño de Júpiter y Saturno en órbita a su alrededor, siendo ésta la primera vez que se han detectado tantos planetas masivos en un sistema tan joven.
ALMA, ha observado tres huecos claros en el disco, que según sus modelos teóricos, han sido causados por tres planetas de gas adicionales en órbita alrededor de la joven estrella.
Se desconoce si estos planetas jugaron algún papel conduciendo al más interior hacia las proximidades de la estrella y si éste es un mecanismo que funciona en general en la creación de jupíteres calientes. Además, los procesos de formación de planetas de la masa de Saturno son muy lentos a grandes distancias de la estrella y los modelos no pueden explicar la presencia de los detectados en CI Tau. Uno de los planetas tiene una masa 10 veces la de nuestro Júpiter y los otros dos son de un tamaño aproximado al de nuestro Saturno.
Estos 4 planetas de Ci Tau tienen órbitas muy distintas. El más cercano (júpiter caliente) está a una distancia similar a la que separa a nuestro Mercurio del Sol, mientras que las órbitas más lejanas están a una distancia más de tres veces mayor que la distancia que separa Neptuno del Sol. Si estuvieran en el Sistema Solar los encontraríamos mucho más allá de Plutón, en el cinturón de Kuiper. El sistema también ha establecido un nuevo récord para la gama más extrema de órbitas observadas hasta ahora: el planeta más externo está más de mil veces más alejado de la estrella que el más interno, lo que plantea preguntas interesantes sobre cómo se podría haber formado tal sistema y los exoplanetas más alejados.
El descubrimiento de este sistema plantea muchas preguntas para los astrónomos. Actualmente se sabe que alrededor del 1% de las estrellas albergan jupíteres calientes, pero la mayoría de ellos son cientos de veces más antiguos que el de CI Tau. Según declaró la profesora Cathie Clarke del Instituto de Astronomía de Cambridge, y primera autora del estudio: Actualmente es imposible decir si la arquitectura planetaria extrema que se ve en CI Tau es común en los sistemas jupíteres calientes porque la forma en que se detectaron estos planetas hermanos, a través de su efecto en el disco protoplanetario, no funcionaría en sistemas más antiguos que ya no tienen un disco protoplanetario.
Uno de los problemas que los astrónomos tienen con los jupíteres calientes es que es imposible que se formaran tan cerca de su estrella. Se tuvieron que formaron más lejos, donde las temperaturas son más frías y luego por migración a través del disco protoplanetario se acercaron a ellas. En algunos casos extremos a distancias tan próximas que los convierten en infiernos o están tan cerca que terminarán consumidos por su estrella.
5.-Formación de planetas gigantes alrededor de enanas M por inestabilidad gravitacional
El 27 de enero de 2020 Anthony Mercer, Dimitris Stamatellos publicaron el trabajo titulado Planet formation around M dwarfs via disc instability: Fragmentation conditions and protoplanet properties. con el objetivo de determinar las condiciones para la fragmentación del disco alrededor de las enanas M y las propiedades de los planetas que se forman por la inestabilidad gravitatoria del disco.
Afirman que, al contrario de lo que se sabía hasta hace poco, alrededor del 30 por ciento de los exoplanetas observados que orbitan alrededor de las estrellas enanas M son gigantes gaseosos que son más masivos que Júpiter. Estos planetas son los principales candidatos para la formación por inestabilidad de disco.
Fig. 5 Los puntos rojos representan estrellas enanas rojas con planetas gigantes. Hasta hace poco, esta existencia de planetas gigantes en enanas rojas era excepcional. (ver apartado 2). Los cuadrados marrones representan enanas marrones algunas de ellas con planetas gigantes mientras otras no.
Los autores realizaron simulaciones hidrodinámicas de discos protostelares en enanas M para determinar la masa mínima del disco requerida para que ocurra la fragmentación gravitacional. Se consideraron diferentes masas estelares, radios de disco y metalicidades. La masa de cada disco protostelar se incrementó constantemente hasta que el disco se fragmentó y se formó un protoplaneta. Se encontró que se requiere una relación de masa disco-estrella entre ~0,3 y ~0,6 para que ocurra la fragmentación. La masa mínima a la que se fragmenta un disco aumenta con la masa estelar y el tamaño del disco. La metalicidad no afecta significativamente la masa mínima de fragmentación del disco, pero la alta metalicidad puede suprimir la fragmentación. Los protoplanetas se forman rápidamente (en unos pocos miles de años) a distancias de alrededor de 50 UA de la estrella anfitriona, e inicialmente están muy calientes. Sus centros tienen temperaturas similares a las esperadas en la formación planetaria por acreción (hasta 12.000 °K). Las propiedades finales de estos planetas (por ejemplo, masa y radio orbital) se determinan a través de interacciones disco-planeta o planeta-planeta a largo plazo.
Fig. 6 Distintos escenarios donde vemos funcionar la inestabilidad gravitacional.
La inestabilidad del disco es una forma plausible de formar planetas gigantes gaseosos alrededor de las enanas M, siempre que los discos tengan al menos un 30% de la masa de sus estrellas anfitrionas durante las etapas iniciales de su formación. Se requieren observaciones futuras de discos o planetas alrededor de enanas M masivas muy jóvenes, para establecer la importancia de la inestabilidad del disco en la formación de planetas alrededor de estrellas de baja masa.
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