Un equipo de investigación liderado por Kate Su, del Space Science Institute en Boulder (Colorado), ha examinado una muestra de 21 discos de escombros extremos a partir de observaciones en el infrarrojo medio del telescopio espacial James Webb y datos de archivo del telescopio espacial Spitzer. Los resultados, publicados en The Astrophysical Journal, ofrecen una visión detallada de las colisiones de alta energía que tienen lugar durante la formación de los planetas rocosos.
Los discos de escombros extremos son fenómenos poco habituales. La comunidad científica calcula que apenas el 1 % de las estrellas jóvenes presenta los indicios observables de esta etapa. Los sistemas analizados incluyen cinco discos procedentes del archivo de Spitzer y 16 observados con el Webb, de los cuales 12 fueron nuevos objetivos y cuatro correspondieron al seguimiento de sistemas monitorizados con anterioridad por Spitzer.
«Es la primera vez que reunimos suficientes sistemas para comprender de verdad esta subclase que denominamos discos de escombros extremos», declaró Su. La investigadora explicó que, antes del Webb, los astrónomos disponían de muy poca información y solo alcanzaban a determinar que estos sistemas eran anómalos en comparación con los discos de escombros fríos estándar, como los de Vega y Fomalhaut. Con un mayor volumen de datos, los científicos pueden ahora esclarecer qué revelan estos discos acerca de la formación y evolución planetaria.
Rasgos distintivos y composición química
Según el equipo investigador, los discos de escombros extremos comparten tres rasgos definitorios: granos de polvo de un tamaño inferior al habitual en discos protoplanetarios o de escombros clásicos, una elevada concentración de polvo templado situado cerca de la estrella anfitriona y variaciones irregulares de brillo a lo largo del tiempo.
El análisis espectroscópico permitió dividir la muestra en dos categorías bien diferenciadas en función de su composición mineral. Aproximadamente un tercio de los sistemas son discos ricos en sílice, mientras que los dos tercios restantes presentan bajos niveles de este compuesto. La coautora del estudio Agnes Kospal, del Observatorio Konkoly de Budapest, señaló que la emisión en el infrarrojo medio y los datos espectrales del Webb permitieron identificar estas composiciones, lo que brinda una vía para estudiar embriones planetarios que, de otro modo, resultarían demasiado pequeños para su observación directa.
Los investigadores constataron que los discos ricos en sílice se originan a partir de colisiones de alta energía entre cuerpos del tamaño de Marte y surgen de forma exclusiva en torno a estrellas de menos de 300 millones de años. Por el contrario, los discos pobres en sílice aparecen en un abanico mucho más amplio de edades estelares.
Cronología de la formación de planetas terrestres
El límite de los 300 millones de años coincide con los modelos teóricos de ensamblaje planetario. Las simulaciones informáticas indican que los planetas terrestres se forman durante los primeros cientos de millones de años de vida de un sistema estelar. Esta escala temporal concuerda con los modelos del sistema solar, que sitúan la formación de la Tierra y la Luna unos 100 millones de años después de la del Sol.
«Cómo se formaron los planetas rocosos y cómo evolucionaron los gigantes forman parte de una historia más amplia sobre la formación del sistema solar; todo está interconectado», afirmó Su. «Nuestro trabajo sobre los discos de escombros extremos nos ayuda a componer el panorama general de lo que comprendemos en la actualidad».
El equipo prevé recopilar nuevas observaciones para corroborar sus modelos demográficos. El coautor Attila Moor, también del Observatorio Konkoly, puntualizó que la muestra actual incluye únicamente tres discos más antiguos que cumplen los criterios de edad para comprobar la ausencia de material rico en sílice. Se espera que futuras observaciones de sistemas extremos de mayor edad permitan verificar si los rastros de impactos de alta energía desaparecen por completo a medida que las estrellas envejecen.
