¿Cómo se formó nuestro Sistema Solar?
Puesto que la compresión calienta los gases, la nube de gas y polvo en rotación se calentó a medida que el disco protoplanetario se contraía. Sin embargo, una vez que el disco dejó de contraerse, estabilizado por la rotación, cesó de calentarse y empezó a enfriarse a medida que radiaba energía hacia el espacio, a una temperatura próxima al cero absoluto. Finalmente, se enfrió tanto que empezó un nuevo proceso. Dentro se formaron copos sólidos y granos diminutos, a partir de los cuales, finalmente, se formó un Sistema Solar. Durante la acreción de masa, la inestabilidad magnetorrotacional generó turbulencias magnetizadas, cuya energía se disipó de forma intermitente. Este proceso determinó la estructura de las regiones donde se produjo la acreción. La finalidad del proyecto COOKINGDUSTINDISKS (Forming high-temperature solids in protoplanetary disks) fue arrojar luz sobre este proceso de disipación de energía en las turbulencias magnetizadas, que causa el calentamiento local de estos discos. Con este fin, los astrofísicos utilizaron modelos numéricos de alta resolución. Las predicciones del modelo mostraron por primera vez los campos magnéticos de cizalladura por rotación diferencial que, a su vez, crearon pequeñas regiones más calientes en varios cientos de grados Kelvin que el gas de su alrededor. Las variaciones de temperatura observadas eran lo suficientemente grandes como para tener consecuencias sobre la formación de minerales. Estos eventos de calentamiento pueden desempeñar un papel importante en la fusión de los cóndrulos, la refusión de inclusiones ricas en aluminio y calcio y el recocido de los silicatos, materiales que se encuentran en los meteoritos. En sus esfuerzos por simular discos protoplanetarios, inicialmente, los astrofísicos estudiaron una pequeña parte del disco para ahorrar costes de computación. Sin embargo, más tarde, se realizaron simulaciones de magnetohidrodimámica (MHD) global de discos protoplanetarios que revelaron estructuras de campos magnéticos sorprendentes. Se observó una estructura de láminas de corriente cualitativamente distinta, situada en una región básicamente no turbulenta, impulsada por procesos que se pueden reproducir mediante el modelo local generalizado. A continuación, se aprovecharon los conocimientos obtenidos mediante el trabajo sobre el papel que desempeñan los campos magnéticos en los discos protoplanetarios para analizar la inestabilidad de ondas de Rossby. Esta inestabilidad se puede desarrollar durante la transición de regiones poco ionizadas a zonas magnetizadas de discos protoplanetarios y contribuye a la formación de planetas. Las simulaciones MHD en 3D mostraron que, en ciertas condiciones, se forman grandes vórtices que pueden atrapar polvo y concentrarlo en planetesimales, cometas y asteroides. Se puede ver una película que recopila los resultados de las simulaciones aquí. Los numerosos y fascinantes resultados de COOKINGDUSTINDISKS se describen en una serie de publicaciones en revistas de gran prestigio sometidas a revisión. Con el apoyo de la observación de discos protoplanetarios parecidos a los de nuestro Sistema Solar inicial, fue posible profundizar en el conocimiento de cómo una nube interestelar colapsó para formar nuestro Sistema Solar.
Palabras clave
Sistema Solar, planetas, cometas, asteroides, disco protoplanetario, COOKINGDUSTINDISKS
