Protoplaneta

Un protoplaneta o embrión planetario es un cuerpo astronómico originado dentro de un disco protoplanetario que ha sufrido fusión interna para producir un interior diferenciado . ^{[ 1 ]}

Se cree que los protoplanetas se forman a partir de planetesimales de tamaño kilométrico que perturban gravitacionalmente las órbitas de los demás y colisionan, coalesciendo gradualmente en cuerpos más grandes ^{[ 2 ]} a través de un proceso conocido como "crecimiento desbocado". ^{[ 3 ]} Una vez que acumulan suficiente masa , los protoplanetas comenzarán a asumir una forma esférica debido al equilibrio hidrostático y se convertirán en planetas enanos , de los cuales aquellos que posteriormente logren dominar su propia órbita se convertirán en planetas propiamente dichos .

Una vía alternativa de formación de protoplanetas es un proceso llamado fragmentación de disco. La formación mediante este proceso, también llamado inestabilidad gravitacional (de disco), es favorecida para planetas gigantes en órbitas amplias. ^{[ 4 ]}

Un planetesimal es un objeto formado por polvo, roca y otros materiales, con un tamaño que varía desde metros hasta cientos de kilómetros. Según la hipótesis de los planetesimales de Chamberlin-Moulton y las teorías de Viktor Safronov , un disco protoplanetario de materiales como gas y polvo orbitaría una estrella en las primeras etapas de la formación de un sistema planetario. La acción de la gravedad sobre estos materiales forma fragmentos cada vez mayores hasta que algunos alcanzan el tamaño de un planetesimal. ^{[ 5 ] [ 6 ]}

Se cree que las colisiones de planetesimales crearon unos cientos de embriones planetarios más grandes. A lo largo de cientos de millones de años, estos colisionaron entre sí. Se desconoce la secuencia exacta en la que los embriones planetarios colisionaron para formar los planetas, pero se piensa que las colisiones iniciales habrían reemplazado la primera "generación" de embriones con una segunda generación compuesta por menos embriones, pero de mayor tamaño. Estos, a su vez, habrían colisionado para crear una tercera generación de embriones aún más grandes. Finalmente, solo quedaron unos pocos embriones, que colisionaron para completar la formación de los planetas propiamente dichos. ^{[ 7 ]}

Los primeros protoplanetas tenían más elementos radiactivos , ^{[ 8 ]} cuya cantidad se ha reducido con el tiempo debido a la desintegración radiactiva . El calentamiento debido a la radiactividad, los impactos y la presión gravitacional fundieron partes de los protoplanetas a medida que crecían hasta convertirse en planetas. En las zonas fundidas, sus elementos más pesados ​​se hundieron hacia el centro, mientras que los elementos más ligeros ascendieron a la superficie. Este proceso se conoce como diferenciación planetaria . La composición de algunos meteoritos muestra que la diferenciación tuvo lugar en algunos asteroides .

En el caso del Sistema Solar , se cree que las colisiones de planetesimales crearon unos cientos de embriones planetarios. Dichos embriones eran similares a Ceres y Plutón , con masas de entre ^10²² y 10²³ ^kg y un diámetro de  unos pocos miles de kilómetros .

Según la hipótesis del impacto gigante , la Luna se formó a partir de un impacto colosal de un hipotético protoplaneta llamado Theia con la Tierra, al principio de la historia del Sistema Solar . ^{[ 9 ] [ 10 ] [ 11 ]}

En el sistema solar interior, los tres protoplanetas que sobrevivieron más o menos intactos son los asteroides Ceres , Pallas y Vesta . Es probable que Psyche sea el superviviente de un violento choque con otro objeto que despojó las capas rocosas exteriores de un protoplaneta. ^{[ 12 ]} El asteroide Metis también puede tener una historia de origen similar a la de Psyche. ^{[ 13 ]} El asteroide Lutetia también tiene características que se asemejan a las de un protoplaneta. ^{[ 14 ] [ 15 ]} Los planetas enanos del cinturón de Kuiper también han sido denominados protoplanetas. ^{[ 16 ]} Debido a que se han encontrado meteoritos de hierro en la Tierra, se considera probable que alguna vez existieron otros protoplanetas con núcleo metálico en el cinturón de asteroides que desde entonces se han desintegrado y que son la fuente de estos meteoritos.

Los primeros candidatos a exoplanetas detectados directamente se confirmaron en 2005. Varios de ellos son muy jóvenes, como DH Tauri b , GQ Lupi b y 2M1207b , y muestran indicios de acreción. Sin embargo, ninguno de estos candidatos cuenta con confirmación de masa planetaria o de haberse formado dentro del disco protoplanetario del objeto anfitrión.

En enero de 2012, los astrónomos realizaron la primera observación directa de un posible protoplaneta formándose en un disco de gas y polvo alrededor de una estrella distante, LkCa 15. [ ^{17 ] Sin} embargo, observaciones posteriores refutaron la existencia de este candidato. ^{[ 18 ]}

En febrero de 2013, los astrónomos realizaron la primera observación directa de un posible protoplaneta, que aún se considera candidato, formándose en un disco de gas y polvo alrededor de una estrella distante, HD 100546. [ ^{19 ] [ 20 ] Observaciones} posteriores sugieren que varios protoplanetas podrían estar presentes en el disco de gas. ^{[ 21 ]}

Otro protoplaneta, AB Aur b, podría encontrarse en la etapa más temprana de formación observada para un gigante gaseoso. Está ubicado en el disco de gas de la estrella AB Aurigae . AB Aur b es uno de los exoplanetas más grandes identificados y tiene una órbita distante, tres veces más lejos que Neptuno del Sol. Las observaciones de AB Aur b podrían desafiar las ideas convencionales sobre cómo se forman los planetas. Fue observado por el Telescopio Subaru y el Telescopio Espacial Hubble . ^{[ 22 ]}

Los anillos, huecos, espirales, concentraciones de polvo y sombras en los discos protoplanetarios podrían ser causados ​​por protoplanetas. Estas estructuras no se comprenden completamente y, por lo tanto, no se consideran una prueba de la presencia de un protoplaneta. ^{[ 23 ]} Una nueva forma emergente de estudiar el efecto de los protoplanetas en el disco son las observaciones de líneas moleculares de discos protoplanetarios en forma de mapas de velocidad del gas. ^{[ 23 ]} HD 97048 b es el primer protoplaneta detectado por la cinemática del disco en forma de una inflexión en el mapa de velocidad del gas. ^{[ 24 ]}

• Acreción (astrofísica)
• Fusor (astronomía)
• Mesoplaneta
• Planetesimal

• Hilo sobre la definición de protoplaneta (Lista de correo de planetas menores  : 15 de julio de 2011)