Los planetas se pueden formar en el marco de dos teorías:

 

1) Hipótesis del Planetesimal: (PH, Safronov 1969):

La formación planetaria es un proceso de dos etapas donde en la primer etapa se forman planetesimales a través de una fase agregacional de granos (coagulación) mientras que en la segunda etapa se forman planetas por la acreción de planetesimales. Una vez que los planetas gigantes formaron sus núcleos sólidos capturan gas del disco para formar sus envolturas gaseosas.

 

2) Inestabilidad Gravitacional (GI, Cameron 1962):

Los planetas se forman por colapso gravitatorio de una manera similar a la formación estelar.

 

PH es el escenario aceptado para explicar:

 

1. El enriquecimiento de elementos pesados que poseen los planetas gigantes con respecto a la composición solar, dado que GI predice para los planetas gigantes una composición tipo solar.

 

2. Los planetas gigantes poseen un núcleo muy enriquecido en elementos pesados y una envoltura gaseosa de composición solar.

 

3. La existencia de cuerpos pequeños, asteroides, cometas, satélites, objetos en el cinturón de Kuiper, planetas enanos, etc.

 

Sin embargo PH tiene algunos problemas no resueltos:

 

1. La escala de tiempo de formación de planetas gigantes antes de la disipación del gas de la nebulosa primordial que es de un millón de años. Los modelos realizados para formar planetas gigantes predicen que los núcleos tardan entre 10 y 100 millones de años en formarse antes de capturar sus envolturas gaseosas. Luego del descubrimiento de planetas extrasolares cercanos a la estrella central, la GI ha resurgido como teoría capaz de explicar la formación de planetas gigantes de manera rápida y la migración del planeta desde una zona lejana del disco hacia una región cercana a la estrella central debido a la interacción dinámica entre el planeta y el disco gaseoso.

 

2. Se requiere un crecimiento rápido de los granos por coagulación antes de que sean acretados por la estrella central.

 

3. Origen de las rotaciones y oblicuidades planetarias.

 

4. Origen de los satélites.

 

Existen tres tipos de satélites de los planetas gigantes:

 

1. Satélites interiores: Cuando un satélite regular entra en el límite de Roche debido a la interacción de mareas con el planeta, se fractura en pequeños fragmentos que forman un disco alrededor del planeta. Los satélites interiores son los fragmentos más grandes y abren brechas en dicho disco formando anillos planetarios.

 

2. Satélites Regulares: Poseen semiejes orbitales de unos pocos radios planetarios y órbitas circulares en el plano ecuatorial del planeta. Se forman por acreción a partir de un disco circumplanetario de una manera similar a como se forman los planetas a partir de un disco circumestelar. Sin embargo, la formación de discos circumplanetarios es un problema aún no resuelto.

 

3. Satélites irregulares: Poseen semiejes orbitales de cientos de radios planetarios y grandes excentricidades e inclinaciones orbitales, algunos de ellos son retrógrados. Son objetos que inicialmente poseían órbitas heliocéntricas y que posteriormente fueron capturados por los planetas gigantes. En el sistema solar actual no existen mecanismos disiparativos de energía para que los planetas gigantes puedan capturar estos objetos. Pero en el sistema solar primordial varios mecanismos podrían haber actuado en conexión con los procesos de formación planetaria.

 

Suponemos el escenario de Safronov (PH) para estudiar el origen de las rotaciones y oblicuidades (inclinación de los ejes de rotación con respecto al plano orbital) de los planetas gigantes y el origen de sus sat´elites irregulares de una manera autoconsistente. Nos hemos concentrado en el planeta Urano, debido a su gran oblicuidad (98º). Se cree que dicha oblicuidad es el producto de una colisión que sufrió el planeta con otro protoplaneta del tamanño de la Tierra al final de su formación (hipótesis de la gran colisión, GC). El impulso impartido por dicho impacto habría afectado al sistema de satélites de Urano. Muy recientemente se han descubierto numerosos satélites irregulares de los planetas gigantes. Sus características físicas y orbitales brindan información muy valiosa para imponer restricciones en el escenario de formación planetaria (Parisi y Brunini 1997, Brunini y otros 2002).

 

Para reproducir las propiedades rotacionales y físicas de Urano y Neptuno se requieren colisiones con protoplanetas cuyas masas sean entre 1 y 4 masas terrestres para Neptuno y entre 1 y 4.5 masas terrestres para Urano. Este resultado es invariante ya sea que Urano y Neptuno se hayan formado in situ, o en el marco de las teorías migratorias vigentes. Si las propiedades de spin de Urano y Neptuno se deben a procesos estocásticos, el límite de 4 y 4.5 masas terrestres debe interpretarse como una cota superior a las masas de otros protoplanetas en el Sistema Solar exterior. (Parisi 2011, Parisi y del Valle 2011)

 

Hemos llevado a cabo fotometría de los satélites irregulares de Urano en VLT, ESO Programme 075.C-0023. Dicho programa nos ha permitido obtener las propiedades físicas de dichos satélites a partir de sus colores y curvas de luz lo que permite imponer restricciones en las teorías de formación (captura) de satélites irregulares y en la teoría de la GC para explicar la oblicuidad de Urano (Maris y otros 2007, Parisi y otros 2008).

 

Realizamos además observaciones de los satélites irregulares débiles de Neptuno, Neso, Psamathe y Halimede en VLT, ESO Programme 083.C-0526 y 085.C0187. Hemos realizado astrometría del satélite Neptune XIII (Neso) (Parisi y otros, 2012). Este objeto es extremadamente débil. R=25.5 mag, pudiendo ser observado desde Tierra unicamente con telescopios de gran envergadura como VLT.

 

En Cerro Tololo realizamos el primer estudio fotométrico dependiente del tiempo del planeta enano ERIS (Xena, 2003 UB313). Este objeto es el objeto del cinturon de Kuiper más grande conocido. Igual que pluton, ERIS presenta una variabilidad de largo período de Δmag=0.05mag en R lo que podría deberse a una rotación lenta con período mayor a 5 días o a su posible satélite Dysnomea el que podría contribuir en Δmag=0.02 mag al brillo total de ERIS. (Carraro y otros 2006)

 

M. Gabriela Parisi --- gparisi -at- iar.unlp.edu.ar

 

Michele Maris, INAF, Osservatorio Astronomico di Trieste, Trieste, Italy.
Giovanni Carraro, ESO, Santiago, Chile.
Luciano Del Valle, Departamento de Astronomía, Universidad de Chile, Chile.
Mario Melita, IAFE, Argentina.
S. Kozlowski, ESO, Santiago, Chile.