b'\n_START_ARTICLE_\nAcreci\xc3\xb3n de aerolitos\n_START_PARAGRAPH_\nLa acreci\xc3\xb3n de aerolitos es un fen\xc3\xb3meno espacial por el que se produce la agregaci\xc3\xb3n de objetos cuyos tama\xc3\xb1os var\xc3\xadan desde cent\xc3\xadmetros hasta varios metros de di\xc3\xa1metro, formando planetesimales en un disco protoplanetario, efecto que se ve reforzado por la resistencia de frenado que ejercen estas part\xc3\xadculas._NEWLINE_El r\xc3\xa1pido crecimiento de los planetesimales a trav\xc3\xa9s de la acreci\xc3\xb3n de materiales permiti\xc3\xb3 la formaci\xc3\xb3n de n\xc3\xbacleos planetarios gigantes en el sistema solar exterior con anterioridad a la dispersi\xc3\xb3n del disco de gas. Una reducci\xc3\xb3n en el tama\xc3\xb1o de los aerolitos al perder hielo de agua despu\xc3\xa9s de cruzar la l\xc3\xadnea de hielo y una densidad decreciente de gas con la distancia al Sol, redujeron la velocidad de acreci\xc3\xb3n de aerolitos en el sistema solar interno, resultando en planetas terrestres m\xc3\xa1s peque\xc3\xb1os, una reducida masa de Marte y un cintur\xc3\xb3n de asteroides tambi\xc3\xa9n de baja masa.\n_START_SECTION_\nDescripci\xc3\xb3n\n_START_PARAGRAPH_\nLos aerolitos con tama\xc3\xb1os que var\xc3\xadan desde cm hasta un metro de tama\xc3\xb1o, se acumulan en un disco protoplanetario. Un disco protoplanetario est\xc3\xa1 formado por una mezcla de gas y s\xc3\xb3lidos, incluidos polvo, guijarros, planetesimales y protoplanetas.\xe2\x80\x8b El gas en un disco protoplanetario est\xc3\xa1 soportado por la presi\xc3\xb3n gravitatoria y, como resultado, orbita a una velocidad m\xc3\xa1s lenta que los objetos grandes.\xe2\x80\x8b El gas a su vez afecta a los movimientos de los s\xc3\xb3lidos, que var\xc3\xadan de acuerdo con su tama\xc3\xb1o. El polvo se mueve con el gas y los planetesimales m\xc3\xa1s grandes orbitan sin verse afectados por el gas.\xe2\x80\x8b Los guijarros son un caso intermedio, regido por las leyes de los fen\xc3\xb3menos de arrastre que hacen que tiendan a asentarse hacia el plano central del disco, y que orbiten a una velocidad sub-kepleriana que se traduce en una deriva radial hacia la estrella central alrededor de la que orbitan.\xe2\x80\x8b Los guijarros frecuentemente se encuentran con los planetesimales, como resultado de sus bajas velocidades y de su deriva hacia adentro. Si sus movimientos no se vieran afectados por el gas, los planetesimales acrecer\xc3\xadan una peque\xc3\xb1a fracci\xc3\xb3n de guijarros, determinada por sus caracter\xc3\xadsticas gravitatorias y por la secci\xc3\xb3n transversal de los planetesimales. El resto seguir\xc3\xada rutas hiperb\xc3\xb3licas, acelerando hacia el plano planetario en su aproximaci\xc3\xb3n y decelerando a medida que retrocediesen. Sin embargo, el arrastre de los aerolitos crece a medida que aumentan sus velocidades, disminuyendo lo suficiente como para que se unan gravitacionalmente al planetesimal.\xe2\x80\x8b Estos guijarros contin\xc3\xbaan perdiendo energ\xc3\xada mientras orbitan alrededor del planetesimal, lo que hace que giren en espiral y se acaben acumulando en el planetesimal.\xe2\x80\x8b\xe2\x80\x8b_NEWLINE_Peque\xc3\xb1os planetesimales capturan guijarros que pasan a la deriva a la velocidad relativa del gas. Esos guijarros, con tiempos de detenci\xc3\xb3n similares al tiempo de Bondi del planetesimal, se acumulan dentro de su radio de Bondi, que se define como el grado expresado en radianes al que se desv\xc3\xada un objeto que se acerca a un planetesimal a la velocidad relativa del gas. El tiempo de parada es la escala de tiempo exponencial para la desaceleraci\xc3\xb3n de un objeto debida al arrastre del gas, y el tiempo de Bondi es el tiempo requerido para que un objeto cruce el radio de Bondi. Dado que el radio de Bondi y el tiempo de Bondi aumentan con el tama\xc3\xb1o del planetesimal, y el tiempo de parada aumenta con el tama\xc3\xb1o del guijarro, el tama\xc3\xb1o \xc3\xb3ptimo del guijarro aumenta con el tama\xc3\xb1o del planetesimal. Los objetos m\xc3\xa1s peque\xc3\xb1os, con proporciones entre su tiempo de parada y su tiempo de Bondi menores que 0.1, se extraen del flujo m\xc3\xa1s all\xc3\xa1 del planetesimal y se agregan a partir de un radio m\xc3\xa1s peque\xc3\xb1o que disminuye con la ra\xc3\xadz cuadrada de esta relaci\xc3\xb3n. Los guijarros m\xc3\xa1s grandes y d\xc3\xa9bilmente acoplados tambi\xc3\xa9n se acumulan de manera menos eficiente debido a tres efectos gravitatorios con un radio acrecido que disminuye r\xc3\xa1pidamente entre las proporciones de 10 y 100. El radio de Bondi es proporcional a la masa del planetesimal, por lo que las tasas de crecimiento relativas son proporcionales a su masa al cuadrado, lo que resulta en un crecimiento descontrolado.\xe2\x80\x8b La deflexi\xc3\xb3n aerodin\xc3\xa1mica del gas alrededor del planetesimal reduce la eficiencia de la acumulaci\xc3\xb3n de guijarros, lo que resulta en una escala de tiempo de crecimiento m\xc3\xa1ximo a unos 100\xc2\xa0km.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_Los planetesimales m\xc3\xa1s grandes, por encima de una masa de transici\xc3\xb3n aproximadamente como la de Ceres en el sistema solar interior y de Plut\xc3\xb3n en el sistema solar exterior,\xe2\x80\x8b acretan guijarros con n\xc3\xbameros de Stoke cerca de uno de sus radios de Hill. El n\xc3\xbamero de Stokes en este contexto es el producto del tiempo de parada y de su frecuencia Kepleriana. Al igual que con los planetesimales peque\xc3\xb1os, el radio a partir del cual se agregan los guijarros disminuye para tama\xc3\xb1os de guijarros cada vez m\xc3\xa1s peque\xc3\xb1os. El tama\xc3\xb1o de guijarro \xc3\xb3ptimo para grandes planetesimales se mide en cm, debido a una combinaci\xc3\xb3n del radio de acreci\xc3\xb3n y de la velocidad de deriva radial de los guijarros. A medida que los objetos crecen, su acreci\xc3\xb3n cambia de un car\xc3\xa1cter tridimensional, con acreci\xc3\xb3n de parte del grosor del disco de guijarros, a bidimensional, con acreci\xc3\xb3n del espesor total del disco de guijarros. La tasa de crecimiento relativa de la acreci\xc3\xb3n bidimensional es proporcional a la masa, lo que conduce a un crecimiento jerarquizado y a la formaci\xc3\xb3n de cuerpos de tama\xc3\xb1o similar.\xe2\x80\x8b La acumulaci\xc3\xb3n de guijarros puede producir el doble de la masa de un n\xc3\xbacleo concentrado en tan poco tiempo como 5500 a\xc3\xb1os.\xe2\x80\x8b Las escalas de tiempo para el crecimiento de los n\xc3\xbacleos de los planetas gigantes se reducen en 2 o 3 \xc3\xb3rdenes de magnitud en relaci\xc3\xb3n con la acreci\xc3\xb3n planetesimal.\xe2\x80\x8b La influencia gravitacional de estos cuerpos masivos puede crear una brecha parcial en el disco de gas, alterando el gradiente de presi\xc3\xb3n.\xe2\x80\x8b La velocidad del gas se convierte en supra kepleriana fuera de la brecha, deteniendo la deriva hacia el interior de guijarros y deteniendo el proceso de acreci\xc3\xb3n.\xe2\x80\x8b\n_START_SECTION_\nSistema solar exterior\n_START_PARAGRAPH_\nSi la formaci\xc3\xb3n de guijarros es lenta, la baja tasa de acreci\xc3\xb3n conducir\xc3\xada a la formaci\xc3\xb3n de unos cuantos planetas gigantes gaseosos en el sistema solar. La formaci\xc3\xb3n de los gigantes de gas es un problema de larga historia en el campo de las ciencias planetarias.\xe2\x80\x8b La acreci\xc3\xb3n de los n\xc3\xbacleos de los planetas gigantes a trav\xc3\xa9s de la colisi\xc3\xb3n y fusiones de planetesimales es lenta y puede ser dif\xc3\xadcil de completar antes de que el disco de gas se disipe,\xe2\x80\x8b aunque la formaci\xc3\xb3n mediante la colisi\xc3\xb3n de planetesimales podr\xc3\xada lograrse dentro de la duraci\xc3\xb3n de la vida t\xc3\xadpica de un disco protoplanetario.\xe2\x80\x8b\xe2\x80\x8b) Los planetesimales m\xc3\xa1s grandes pueden crecer mucho m\xc3\xa1s r\xc3\xa1pido a trav\xc3\xa9s de la acreci\xc3\xb3n de guijarros, \xe2\x80\x8b pero si la formaci\xc3\xb3n o entrega de guijarros es r\xc3\xa1pida, se formar\xc3\xadan numerosos planetas con la masa de la Tierra en lugar de unos pocos n\xc3\xbacleos de planetas gigantes.\xe2\x80\x8b En este supuesto, los objetos m\xc3\xa1s grandes se acercar\xc3\xadan a la masa de la Tierra: el radio desde el que se agregan los aerolitos est\xc3\xa1 limitado por la esfera de Hill.\xe2\x80\x8b. Esto ralentiza su crecimiento en relaci\xc3\xb3n con sus vecinos (el crecimiento se vuelve olig\xc3\xa1rquico) y permite que muchos objetos acumulen masas similares de aerolitos. Sin embargo, si la formaci\xc3\xb3n o la entrega de aerolitos es de crecimiento lento, las escalas de tiempo se vuelven m\xc3\xa1s largas que el tiempo requerido para la agitaci\xc3\xb3n gravitacional. Los planetesimales m\xc3\xa1s grandes excitan entonces la inclinaci\xc3\xb3n orbital y la excentricidad de los planetesimales m\xc3\xa1s peque\xc3\xb1os.\xe2\x80\x8b Sus \xc3\xb3rbitas inclinadas mantienen peque\xc3\xb1os planetesimales fuera del estrecho disco de aerolitos durante la mayor\xc3\xada de sus \xc3\xb3rbitas, lo que limita su crecimiento.\xe2\x80\x8b El per\xc3\xadodo de crecimiento desbocado se extiende luego y el m\xc3\xa1s grande los objetos pueden acumular una fracci\xc3\xb3n considerable de los aerolitos y convertirse en n\xc3\xbacleos de planetas gigantes.\xe2\x80\x8b A medida que los n\xc3\xbacleos crecen, algunos alcanzan masas suficientes como para crear espacios parciales en el disco de gas, alterando su gradiente de presi\xc3\xb3n y bloqueando la deriva hacia adentro de los aerolitos. La acumulaci\xc3\xb3n de aerolitos se detiene y la envoltura de gas que rodea al n\xc3\xbacleo se enfr\xc3\xada y colapsa, lo que permite la r\xc3\xa1pida acumulaci\xc3\xb3n de gas y la formaci\xc3\xb3n de un gigante gaseoso. Los n\xc3\xbacleos que no crecen lo suficiente como para despejar espacios en el disco de aerolitos solo pueden acumular peque\xc3\xb1as envolturas de gas y convertirse en gigantes helados.\xe2\x80\x8b El r\xc3\xa1pido crecimiento a trav\xc3\xa9s de la acumulaci\xc3\xb3n de aerolitos permite que los n\xc3\xbacleos crezcan lo suficiente como para acumular recubrimientos de gas que formen gigantes gaseosos, evitando su migraci\xc3\xb3n muy cercana a la estrella central. En simulaciones, los gigantes de gas fr\xc3\xado como J\xc3\xbapiter y Saturno pueden formarse a trav\xc3\xa9s de la acumulaci\xc3\xb3n de aerolitos si sus embriones iniciales comenzaron a crecer m\xc3\xa1s all\xc3\xa1 de las 20 UA. Esta formaci\xc3\xb3n distante ofrece una posible explicaci\xc3\xb3n para el alto contenido de gases nobles de J\xc3\xbapiter.\xe2\x80\x8b\xe2\x80\x8b Sin embargo, los modelos de formaci\xc3\xb3n espec\xc3\xadficos indican que es dif\xc3\xadcil conciliar el crecimiento a trav\xc3\xa9s de la acumulaci\xc3\xb3n de guijarros con la masa final y la composici\xc3\xb3n de los gigantes de hielo del sistema solar, como Urano y Neptuno.\xe2\x80\x8b\xe2\x80\x8b\n_START_SECTION_\nSistema solar interior\n_START_PARAGRAPH_\nLos planetas terrestres pueden ser mucho m\xc3\xa1s peque\xc3\xb1os que los planetas gigantes debido a la sublimaci\xc3\xb3n del hielo de agua cuando los aerolitos cruzan la l\xc3\xadnea de hielo. La deriva radial de los aerolitos hace que crucen la l\xc3\xadnea de hielo, donde el hielo de agua se sublima, liberando part\xc3\xadculas de silicatos.\xe2\x80\x8b Los granos de silicato son menos adherentes que los granos helados, lo que provoca rebotes o fragmentaciones durante las colisiones y la formaci\xc3\xb3n de fragmentos m\xc3\xa1s peque\xc3\xb1os.\xe2\x80\x8b Estas part\xc3\xadculas m\xc3\xa1s peque\xc3\xb1as se dispersan en un disco m\xc3\xa1s grueso por la turbulencia de los gases. El flujo m\xc3\xa1sico de s\xc3\xb3lidos que se desplazan a trav\xc3\xa9s de la regi\xc3\xb3n de la Tierra tambi\xc3\xa9n se reduce a la mitad por la p\xc3\xa9rdida de hielo de agua. En combinaci\xc3\xb3n, estos dos factores reducen significativamente la velocidad a la que los planetesimales acumulan masa en el sistema solar interior en relaci\xc3\xb3n con el sistema solar exterior. Como resultado, los embriones planetarios de la masa lunar en el sistema solar interior solo pudieron crecer hasta alcanzar la masa de Marte, mientras que en el sistema solar externo pueden crecer hasta m\xc3\xa1s de 10 veces la masa de la Tierra, formando los n\xc3\xbacleos de los planetas gigantes.\xe2\x80\x8b\xe2\x80\x8b En cambio, comenzar el proceso con planetesimales formados a trav\xc3\xa9s de inestabilidades de flujo produce resultados similares en el sistema solar interior. En el cintur\xc3\xb3n de asteroides, los planetesimales m\xc3\xa1s grandes crecen en embriones inducidos por Marte. Estos embriones agitan los planetesimales m\xc3\xa1s peque\xc3\xb1os, aumentando sus inclinaciones, lo que hace que abandonen el disco de asteroides. El crecimiento de estos planetesimales m\xc3\xa1s peque\xc3\xb1os se estanca en este punto, congelando su distribuci\xc3\xb3n de tama\xc3\xb1o cerca de la del cintur\xc3\xb3n de asteroides actual. La variaci\xc3\xb3n de la eficiencia de acreci\xc3\xb3n con el tama\xc3\xb1o de guijarros durante este proceso da como resultado la clasificaci\xc3\xb3n por tama\xc3\xb1os de las c\xc3\xb3ndrulas observadas en los meteoritos primitivos.\xe2\x80\x8b En la zona terrestre, la acreci\xc3\xb3n de guijarros desempe\xc3\xb1a un papel menor.\xe2\x80\x8b Aqu\xc3\xad el crecimiento se debe a una mezcla de aerolitos y acreci\xc3\xb3n planetesimal hasta que se forme una configuraci\xc3\xb3n olig\xc3\xa1rquica de embriones aislados de forma lunar. El crecimiento continuo debido a la acumulaci\xc3\xb3n de c\xc3\xb3ndrulos de deriva hacia adentro aumenta la masa de estos embriones hasta que sus \xc3\xb3rbitas se desestabilizan, lo que genera impactos gigantescos entre los embriones y la formaci\xc3\xb3n de embriones del tama\xc3\xb1o de Marte.\xe2\x80\x8b\xe2\x80\x8b El corte de la deriva interna de guijarros helados para la formaci\xc3\xb3n de J\xc3\xbapiter antes de que la l\xc3\xadnea de hielo se trasladara a la regi\xc3\xb3n terrestre, limitar\xc3\xada la fracci\xc3\xb3n de agua de los planetas formados a partir de estos embriones.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_La peque\xc3\xb1a masa de Marte y el cintur\xc3\xb3n de asteroides de baja masa, puede ser el resultado de que la acreci\xc3\xb3n de guijarros se vuelva menos eficiente a medida que disminuye la densidad del gas en el disco protoplanetario. Se cree que el disco protoplanetario del que se form\xc3\xb3 el sistema solar tuvo un densidad superficial que disminuy\xc3\xb3 con la distancia desde el Sol, con un grosor creciente con la distancia al Sol.\xe2\x80\x8b Como resultado, la densidad del gas y la resistencia aerodin\xc3\xa1mica que experimentan los aerolitos incluidos en el disco habr\xc3\xada disminuido significativamente con la distancia. Si los aerolitos eran grandes, la eficiencia de su acumulaci\xc3\xb3n disminuir\xc3\xada con la distancia al Sol, ya que el arrastre aerodin\xc3\xa1mico se vuelve demasiado d\xc3\xa9bil para capturar los guijarros durante los encuentros con los objetos m\xc3\xa1s grandes. Un objeto que crece r\xc3\xa1pidamente a la distancia orbital de la Tierra, solo incrementar\xc3\xada su tama\xc3\xb1o lentamente en la \xc3\xb3rbita de Marte, y muy poco en el cintur\xc3\xb3n de asteroides.\xe2\x80\x8b La formaci\xc3\xb3n del n\xc3\xbacleo de J\xc3\xbapiter tambi\xc3\xa9n podr\xc3\xada reducir la masa del cintur\xc3\xb3n de asteroides, al crear un espacio en el disco de aerolitos y detener la deriva hacia el interior de asteroides desde m\xc3\xa1s all\xc3\xa1 de la l\xc3\xadnea de hielo. Los objetos en el cintur\xc3\xb3n de asteroides ser\xc3\xadan privados de materiales granulares, mientras que los objetos en la regi\xc3\xb3n terrestre continuaron acrecentando rocas que se desplazaron desde la regi\xc3\xb3n de los asteroides.\xe2\x80\x8b'