Acreción (astrofísica)

En astrofísica , la acreción es la acumulación de partículas en un objeto masivo mediante la atracción gravitacional de más materia, generalmente gaseosa , hacia un disco de acreción . ^{[ 1 ] [ 2 ]} La mayoría de los objetos astronómicos , como galaxias , estrellas y planetas , se forman mediante procesos de acreción.

El modelo de acreción que postula que la Tierra y los demás planetas terrestres se formaron a partir de material meteórico fue propuesto en 1944 por Otto Schmidt , seguido por la teoría de protoplanetas de William McCrea (1960) y finalmente la teoría de captura de Michael Woolfson . ^{[ 3 ]} En 1978, Andrew Prentice resucitó las ideas laplacianas iniciales sobre la formación de planetas y desarrolló la teoría laplaciana moderna . ^{[ 3 ]} Ninguno de estos modelos resultó completamente exitoso, y muchas de las teorías propuestas eran descriptivas.

El modelo de acreción de 1944 de Otto Schmidt fue desarrollado cuantitativamente en 1969 por Viktor Safronov . ^{[ 4 ]} Él calculó, en detalle, las diferentes etapas de la formación de planetas terrestres. ^{[ 5 ] [ 6 ]} Desde entonces, el modelo se ha desarrollado aún más utilizando simulaciones numéricas intensivas para estudiar la acumulación de planetesimales . Ahora se acepta que las estrellas se forman por el colapso gravitacional del gas interestelar . Antes del colapso, este gas se encuentra principalmente en forma de nubes moleculares, como la Nebulosa de Orión . A medida que la nube colapsa, perdiendo energía potencial, se calienta, ganando energía cinética, y la conservación del momento angular asegura que la nube forme un disco aplanado: el disco de acreción .

Unos cientos de miles de años después del Big Bang , el Universo se enfrió hasta el punto en que se pudieron formar átomos. A medida que el Universo continuó expandiéndose y enfriándose, los átomos perdieron suficiente energía cinética, y la materia oscura se condensó lo suficiente, para formar protogalaxias . A medida que se produjo una mayor acreción, se formaron galaxias . ^{[ 7 ]} La evidencia indirecta es abundante. ^{[ 7 ]} Las galaxias crecen a través de fusiones y acreción de gas uniforme. La acreción también ocurre dentro de las galaxias, formando estrellas.

Se cree que las estrellas se forman dentro de _nubes gigantes de hidrógeno molecular frío : nubes moleculares gigantes de aproximadamente 300.000 M☉ y 65 años luz (20 pc ) de diámetro. ^{[ 8 ] [ 9 ]} A lo largo de millones de años, las nubes moleculares gigantes son propensas al colapso y la fragmentación. ^{[ 10 ]} Estos fragmentos forman pequeños núcleos densos, que a su vez colapsan en estrellas. ^{[ 9 ]} La masa de los núcleos varía desde una fracción hasta varias veces la del Sol y se denominan nebulosas protoestelares (protosolares). ^{[ 8 ]} Poseen diámetros de 2.000 a 20.000 unidades astronómicas (0,01 a 0,1 pc ) y una densidad numérica de partículas de aproximadamente 10.000 a 100.000/cm³ ⁽ 160.000 a 1.600.000/pulg³ ) . Compárelo con la densidad numérica de partículas del aire al nivel del mar: 2,8 × 10 ¹⁹ /cm ³ (4,6 × 10 ²⁰ /pulg³ ) . ^{[ 9 ] [ 11 ]}     

El colapso inicial de una nebulosa protoestelar de masa solar tarda alrededor de 100 000  años. ^{[ 8 ] [ 9 ]} Cada nebulosa comienza con una cierta cantidad de momento angular . El gas en la parte central de la nebulosa, con un momento angular relativamente bajo, sufre una rápida compresión y forma un núcleo hidrostático caliente (no retráctil) que contiene una pequeña fracción de la masa de la nebulosa original. Este núcleo forma la semilla de lo que se convertirá en una estrella. ^{[ 8 ]} A medida que continúa el colapso, la conservación del momento angular dicta que la rotación de la envoltura que cae se acelera, lo que finalmente forma un disco.

A medida que continúa la caída de material del disco, la envoltura finalmente se vuelve delgada y transparente y el objeto estelar joven (YSO) se vuelve observable, inicialmente en luz infrarroja lejana y luego en la visible. ^{[ 11 ]} Alrededor de este momento, la protoestrella comienza a fusionar deuterio . Si la protoestrella es suficientemente masiva (por encima de 80 M _J ), le sigue la fusión de hidrógeno. De lo contrario, si su masa es demasiado baja, el objeto se convierte en una enana marrón . ^{[ 12 ]} Este nacimiento de una nueva estrella ocurre aproximadamente 100 000 años después de que comienza el colapso. ^{[ 8 ]} Los objetos en esta etapa se conocen como protoestrellas de Clase I, que también se llaman estrellas T Tauri jóvenes , protoestrellas evolucionadas u objetos estelares jóvenes. Para este momento, la estrella en formación ya ha acumulado gran parte de su masa; la masa total del disco y la envoltura restante no supera el 10-20 % de la masa del YSO central. ^{[ 11 ]}  

En la siguiente etapa, la envoltura desaparece por completo, habiendo sido recogida por el disco, y la protoestrella se convierte en una estrella T Tauri clásica. ^{[ 13 ]} Estas últimas tienen discos de acreción y continúan acrecentando gas caliente, lo que se manifiesta por fuertes líneas de emisión en su espectro. Las primeras no poseen discos de acreción. Las estrellas T Tauri clásicas evolucionan en estrellas T Tauri de líneas débiles. ^{[ 14 ]} Esto sucede después de aproximadamente 1  millón de años. ^{[ 8 ]} La masa del disco alrededor de una estrella T Tauri clásica es aproximadamente 1–3% de la masa estelar, y se acrecenta a una tasa de 10 ⁻⁷ a 10 ⁻⁹ M _☉ por año. ^{[ 15 ]} Por lo general, también está presente un par de chorros bipolares. La acreción explica todas las propiedades peculiares de las estrellas T Tauri clásicas: fuerte flujo en las líneas de emisión (hasta el 100% de la luminosidad intrínseca de la estrella), actividad magnética , variabilidad fotométrica y chorros. ^{[ 16 ]} Las líneas de emisión se forman cuando el gas acrecionado choca con la "superficie" de la estrella, lo que ocurre alrededor de sus polos magnéticos . ^{[ 16 ]} Los chorros son subproductos de la acreción: transportan el exceso de momento angular. La etapa clásica de T Tauri dura unos 10 millones de años ^{[ 8 ]} (solo hay algunos ejemplos de los llamados discos de Peter Pan , donde la acreción continúa persistiendo durante períodos mucho más largos, a veces durando más de 40 millones de años ^{[ 17 ]} ). El disco finalmente desaparece debido a la acreción sobre la estrella central, la formación de planetas, la eyección por chorros y la fotoevaporación por radiación ultravioleta de la estrella central y estrellas cercanas. ^{[ 18 ]} Como resultado, la joven estrella se convierte en una estrella T Tauri débilmente alineada , que, a lo largo de cientos de millones de años, evoluciona hasta convertirse en una estrella ordinaria similar al Sol, dependiendo de su masa inicial.  

La autoacreción de polvo cósmico acelera el crecimiento de las partículas hasta convertirlas en planetesimales del tamaño de rocas . Los planetesimales más masivos acrecientan algunos más pequeños, mientras que otros se fragmentan en colisiones. Los discos de acreción son comunes alrededor de estrellas más pequeñas, remanentes estelares en un sistema binario cercano o agujeros negros rodeados de material (como los que se encuentran en los centros de las galaxias ). Cierta dinámica en el disco, como la fricción dinámica , es necesaria para que el gas en órbita pierda momento angular y caiga sobre el objeto masivo central. Ocasionalmente, esto puede dar lugar a la fusión de la superficie estelar (véase acreción de Bondi ).

En la formación de planetas terrestres o núcleos planetarios , se pueden considerar varias etapas. Primero, cuando los granos de gas y polvo chocan, se aglomeran mediante procesos microfísicos como las fuerzas de van der Waals y las fuerzas electromagnéticas , formando partículas de tamaño micrométrico. Durante esta etapa, los mecanismos de acumulación son en gran medida de naturaleza no gravitacional. ^{[ 19 ]} Sin embargo, la formación de planetesimales en el rango de centímetros a metros no se comprende bien, y no se ofrece ninguna explicación convincente de por qué tales granos se acumularían en lugar de simplemente rebotar. ^{[ 19 ] : 341} En particular, todavía no está claro cómo estos objetos crecen hasta convertirse en planetesimales de tamaño 0,1–1 km (0,06–0,6 mi) ; ^{[ 5 ] [ 20 ]} Este problema se conoce como la "barrera del tamaño del metro": ^{[ 21 ] [ 22 ]} A medida que las partículas de polvo crecen por coagulación, adquieren velocidades relativas cada vez mayores con respecto a otras partículas en su proximidad, así como una velocidad de deriva sistemática hacia adentro, que conduce a colisiones destructivas y, por lo tanto, limita el crecimiento de los agregados a un tamaño máximo. ^{[ 23 ]} Ward (1996) sugiere que cuando los granos que se mueven lentamente chocan, la gravedad muy baja, pero no nula, de los granos que chocan impide su escape. ^{[ 19 ] : 341} También se piensa que la fragmentación de los granos juega un papel importante en el reabastecimiento de granos pequeños y en el mantenimiento del grosor del disco, pero también en el mantenimiento de una abundancia relativamente alta de sólidos de todos los tamaños. ^{[ 23 ]}  

Se han propuesto varios mecanismos para cruzar la barrera del "metro de tamaño". Pueden formarse concentraciones locales de guijarros, que luego colapsan gravitacionalmente en planetesimales del tamaño de grandes asteroides. Estas concentraciones pueden ocurrir pasivamente debido a la estructura del disco de gas, por ejemplo, entre remolinos, en picos de presión, en el borde de un hueco creado por un planeta gigante o en los límites de regiones turbulentas del disco. ^{[ 24 ]} O bien, las partículas pueden desempeñar un papel activo en su concentración a través de un mecanismo de retroalimentación denominado inestabilidad de flujo . En una inestabilidad de flujo, la interacción entre los sólidos y el gas en el disco protoplanetario da como resultado el crecimiento de concentraciones locales, a medida que nuevas partículas se acumulan en la estela de pequeñas concentraciones, haciendo que crezcan en filamentos masivos. ^{[ 24 ]} Alternativamente, si los granos que se forman debido a la aglomeración de polvo son altamente porosos, su crecimiento puede continuar hasta que sean lo suficientemente grandes como para colapsar debido a su propia gravedad. La baja densidad de estos objetos les permite permanecer fuertemente acoplados al gas, evitando así colisiones a alta velocidad que podrían provocar su erosión o fragmentación. ^{[ 25 ]}

Los granos eventualmente se adhieren para formar cuerpos del tamaño de montañas (o más grandes) llamados planetesimales. Las colisiones e interacciones gravitacionales entre planetesimales se combinan para producir embriones planetarios del tamaño de la Luna ( protoplanetas ) en aproximadamente 0,1 a 1 millón de años. Finalmente, los embriones planetarios colisionan para formar planetas en un período de 10 a 100 millones de años. ^{[ 20 ]} Los planetesimales son lo suficientemente masivos como para que las interacciones gravitacionales mutuas sean lo suficientemente significativas como para ser tomadas en cuenta al calcular su evolución. ^{[ 5 ]} El crecimiento se ve favorecido por la desintegración orbital de cuerpos más pequeños debido al arrastre de gas, lo que evita que queden varados entre las órbitas de los embriones. ^{[ 26 ] [ 27 ]} Colisiones y acumulación adicionales conducen a planetas terrestres o al núcleo de planetas gigantes.

Si los planetesimales se formaron mediante el colapso gravitacional de concentraciones locales de guijarros, su crecimiento en embriones planetarios y núcleos de planetas gigantes está dominado por acreciones adicionales de guijarros. La acreción de guijarros se ve favorecida por el arrastre de gas que sienten los objetos al acelerarse hacia un cuerpo masivo. El arrastre de gas ralentiza los guijarros por debajo de la velocidad de escape del cuerpo masivo, lo que hace que giren en espiral hacia él y sean acrecionados por él. La acreción de guijarros puede acelerar la formación de planetas en un factor de 1000 en comparación con la acreción de planetesimales, lo que permite que los planetas gigantes se formen antes de la disipación del disco de gas. ^{[ 28 ] [ 29 ]} Sin embargo, el crecimiento del núcleo mediante acreción de guijarros parece incompatible con las masas y composiciones finales de Urano y Neptuno . ^{[ 30 ]} Los cálculos directos indican que, en un disco protoplanetario típico , el tiempo de formación de un planeta gigante mediante acreción de guijarros es comparable a los tiempos de formación resultantes de la acreción de planetesimales. ^{[ 31 ]}

La formación de los planetas terrestres difiere de la de los planetas gigantes gaseosos, también llamados planetas jovianos . Las partículas que componen los planetas terrestres están formadas por metal y roca que se condensaron en el sistema solar interior . Sin embargo, los planetas jovianos se originaron como grandes planetesimales helados, que luego capturaron hidrógeno y helio de la nebulosa solar . ^{[ 32 ]} La diferenciación entre estas dos clases de planetesimales se debe a la línea de congelación de la nebulosa solar. ^{[ 33 ]}

Los meteoritos contienen un registro de acreción e impactos durante todas las etapas del origen y evolución de los asteroides ; sin embargo, el mecanismo de acreción y crecimiento de los asteroides no se comprende bien. ^{[ 34 ]} La evidencia sugiere que el crecimiento principal de los asteroides puede resultar de la acreción asistida por gas de condrulos , que son esférulas de tamaño milimétrico que se forman como gotas fundidas (o parcialmente fundidas) en el espacio antes de ser acrecionadas a sus asteroides progenitores. ^{[ 34 ]} En el Sistema Solar interior, los condrulos parecen haber sido cruciales para iniciar la acreción. ^{[ 35 ]} La pequeña masa de los asteroides puede deberse en parte a la formación ineficiente de condrulos más allá de 2 UA , o a un suministro menos eficiente de condrulos desde cerca de la protoestrella. ^{[ 35 ]} Además, los impactos controlaron la formación y destrucción de asteroides, y se cree que son un factor importante en su evolución geológica. ^{[ 35 ]}

Es probable que los cóndrulos, los granos metálicos y otros componentes se formaran en la nebulosa solar . Estos se acumularon para formar asteroides progenitores. Algunos de estos cuerpos se fundieron posteriormente, formando núcleos metálicos y mantos ricos en olivino ; otros sufrieron alteraciones acuosas. ^{[ 35 ]} Después de que los asteroides se enfriaron, fueron erosionados por impactos durante 4.500 millones de años o se fragmentaron. ^{[ 36 ]}

Para que se produzca la acreción, las velocidades de impacto deben ser menores que aproximadamente el doble de la velocidad de escape, que es de unos 140 m/s (460 ft/s ) para un asteroide de 100 km (60 mi) de radio. ^{[ 35 ]} Los modelos simples de acreción en el cinturón de asteroides generalmente suponen que los granos de polvo de tamaño micrométrico se adhieren entre sí y se depositan en el plano medio de la nebulosa para formar una densa capa de polvo, que, debido a las fuerzas gravitacionales, se convirtió en un disco de planetesimales de tamaño kilométrico. Sin embargo, varios argumentos sugieren que los asteroides podrían no haber acrecionado de esta manera. ^{[ 35 ]}    

Los cometas , o sus precursores, se formaron en el Sistema Solar exterior, posiblemente millones de años antes de la formación de los planetas. ^{[ 37 ]} Se debate cómo y cuándo se formaron los cometas, con implicaciones distintas para la formación, la dinámica y la geología del Sistema Solar. Las simulaciones computacionales tridimensionales indican que las principales características estructurales observadas en los núcleos cometarios pueden explicarse por la acreción por pares a baja velocidad de cometesimales débiles. ^{[ 38 ] [ 39 ]} El mecanismo de formación actualmente favorecido es el de la hipótesis nebular , que afirma que los cometas son probablemente un remanente de los "bloques de construcción" planetesimales originales a partir de los cuales crecieron los planetas. ^{[ 40 ] [ 41 ] [ 42 ]}

Los astrónomos creen que los cometas se originan tanto en la nube de Oort como en el disco disperso . ^{[ 43 ]} El disco disperso se creó cuando Neptuno migró hacia afuera en el protocinturón de Kuiper, que en ese momento estaba mucho más cerca del Sol, y dejó a su paso una población de objetos dinámicamente estables que nunca podrían ser afectados por su órbita (el cinturón de Kuiper propiamente dicho), y una población cuyos perihelios están lo suficientemente cerca como para que Neptuno aún pueda perturbarlos mientras viaja alrededor del Sol (el disco disperso). Debido a que el disco disperso es dinámicamente activo y el cinturón de Kuiper relativamente dinámicamente estable, el disco disperso ahora se considera el punto de origen más probable para los cometas periódicos. ^{[ 43 ]} La teoría clásica de la nube de Oort afirma que la nube de Oort, una esfera que mide aproximadamente 50 000 UA (0,24 pc) de radio, se formó al mismo tiempo que la nebulosa solar y ocasionalmente libera cometas en el Sistema Solar interior cuando un planeta gigante o una estrella pasa cerca y causa perturbaciones gravitacionales. ^{[ 44 ]} Es posible que ya se hayan visto ejemplos de tales nubes de cometas en la Nebulosa de la Hélice . ^{[ 45 ]}  

La misión Rosetta al cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko determinó en 2015 que cuando el calor del Sol penetra la superficie, desencadena la evaporación (sublimación) del hielo enterrado. Si bien parte del vapor de agua resultante puede escapar del núcleo, el 80% se recondensa en capas debajo de la superficie. ^{[ 46 ]} Esta observación implica que las capas delgadas ricas en hielo expuestas cerca de la superficie pueden ser una consecuencia de la actividad y evolución cometaria, y que la estratificación global no necesariamente ocurre temprano en la historia de formación del cometa. ^{[ 46 ] [ 47 ]} Si bien la mayoría de los científicos pensaban que toda la evidencia indicaba que la estructura de los núcleos de los cometas son montones de escombros procesados ​​de planetesimales de hielo más pequeños de una generación anterior, ^{[ 48 ]} la misión Rosetta confirmó la idea de que los cometas son "montones de escombros" de material dispar. ^{[ 49 ] [ 50 ]} Los cometas parecen haberse formado como cuerpos de ~100 km, luego abrumadoramente se estrellaron/recontactaron hasta alcanzar sus estados actuales. ^{[ 51 ]}

• El nacimiento de un sistema solar captado por primera vez en vídeo ( Nature News , 16 de julio de 2025).