¿Características de los primeros planetas del Universo?

Según Mashian & Loeb (2016) (también en ArXiv ), una posibilidad es que la formación de planetas haya ocurrido alrededor de estrellas pobres en metales mejoradas con carbono (CEMP) en el universo primitivo. El documento se centra en las estrellas CEMP-no, ya que la mayoría de las estrellas CEMP pobres en metales entran en esta categoría.

Se cree que las estrellas CEMP-no se forman a partir de material contaminado por la eyección de supernova de las estrellas de Población III. La principal especie de grano que se forma en estos eyectados es el carbono amorfo . De la sección 2 del documento:

Adaptando los modelos de explosión SN para reproducir las abundancias elementales observadas de estrellas CEMP-no, encuentran que: (i) para todos los modelos progenitores investigados, el carbono amorfo (AC) es la única especie de grano que se forma en cantidades significativas; esto es una consecuencia de un retroceso extenso, que da como resultado una composición de eyección distinta dominada por carbono con cantidades insignificantes de otros metales, como Mg, Si y Al, que pueden permitir la condensación de tipos de granos alternativos; (ii) la masa de carbono bloqueado en los granos de CA aumenta cuando la composición del material eyectado se caracteriza por una masa inicial de C mayor que la masa de O; esto es particularmente cierto en los progenitores de supernovas de metalicidad cero, que se mezclan menos que sus contrapartes de metalicidad solar (Joggerst, Woosley y Heger 2009)

En este caso, los primeros planetas pueden haber sido planetas de carbono . Los planetas de carbono con superficies desnudas de grafito/carbón amorfo (el planeta de carbono equivalente a la Luna o Mercurio) serían muy oscuros. Las atmósferas modificarían esta apariencia. Como señala el documento, se espera que las atmósferas calientes de los planetas de carbono tengan espectros dominados por el monóxido de carbono. Los planetas de carbono más fríos probablemente admitirían varios tipos de química de hidrocarburos que modificarían su apariencia, posiblemente produciendo tolinas rojizas como resultado de la fotoquímica, dependiendo de lo que haya alrededor.

Mashian & Loeb predicen que la distancia máxima a la que se forman los planetas dependería de la abundancia de carbono:

Encontramos que los planetas de carbono pueden estar orbitando estrellas deficientes en hierro con abundancia de carbono [C/H] ∼ -0,6, como HE 2356-0410, tan lejos como ∼20 AU de su estrella anfitriona en el caso de que f cond ₌  1 Se espera que los planetas que se forman alrededor de estrellas con menos aumento de carbono, es decir, HE 0107-5240 con [C/H] ∼ -1,6, tengan órbitas más compactas, con semiejes mayores r < 2 AU  . Si la eficiencia de condensación de carbono es solo del 10%, las órbitas esperadas se vuelven aún más compactas, con ejes semi-mayores máximos de ~5 y 0,5 AU, respectivamente.

Hasta ahora, esto es solo hipotético: no conocemos ningún planeta alrededor de las estrellas CEMP, ni ningún planeta de carbono, pero esto puede sugerir que no es del todo inútil buscarlos.

Nuestro conocimiento de los procesos de formación de planetas proviene del trabajo teórico y está respaldado por observaciones. Voy a dar mi opinión en base a eso.

En el extremo de menor masa de la distribución de planetas, desde los cometas hasta las Súper-Tierras/Mini-Neptunos, se necesita una gran cantidad de elementos formadores de rocas para construir mundos rocosos.
Sin las altas concentraciones de polvo en los discos protoplanetarios que tenemos hoy en día, las fases iniciales de la formación de planetas, es decir, la inestabilidad de la transmisión, la acreción de planetesimales/guijarros no pueden ocurrir. Recientemente hay un debate sobre el hecho de que las estrellas de baja metalicidad también pueden formar planetas terrestres. Pero debe haber un límite inferior para esto, ya que sin elementos pesados ​​no puede haber mundos rocosos.
Tampoco hemos identificado ninguna estrella de la población III aún, para poder estudiar sus poblaciones planetarias. Esto también sería difícil, ya que las estrellas pop III flotarían en el centro galáctico, que está bastante lejos para nuestros métodos de búsqueda de planetas.

Además, la clásica acumulación de núcleos que formaría gigantes gaseosos indirectamente tendría problemas para actuar sin un núcleo rocoso para empezar. Sin embargo, los discos protoplanetarios pueden desestabilizarse y formar planetas gigantes directamente. Este proceso de fragmentación del disco también depende de qué tan rápido se enfríe el disco y, por lo tanto, es sensible a la cantidad de polvo en el disco. Sin embargo, esta sensibilidad no es tan fuerte como en el escenario de acumulación de núcleo.

También tenemos evidencia observacional de esos dos procesos que forman gigantes gaseosos (ver este gráfico a continuación de Triaud et al, 2017 ) en nuestro vecindario galáctico.

A la izquierda tenemos probablemente gigantes gaseosos de acreción del núcleo, es decir, aquellos que se formaron a través del camino rico en rocas. A la derecha están los planetas de tipo enana marrón, que pueden considerarse como el extremo de masa inferior de la formación estelar. Los contornos naranjas se comparan con una encuesta anterior realizada por Grether & Lineweaver 2006 .

Ahora, para concluir, diría que el camino izquierdo, rico en rocas, estaría esencialmente excluido en el universo primitivo. Habría que dar demasiados pasos primero y todos ellos dependen críticamente del número de elementos formadores de rocas disponibles. Por lo tanto, los gigantes gaseosos de inestabilidad de disco, sin mucha agua o amoníaco, deberían ser los primeros planetas en formarse.

Tenga en cuenta que los elementos formadores de rocas no se forman solo en las supernovas. Si bien algunos son , la mayoría de los compuestos de macrosilicato polvorientos deben formarse en vientos gigantes rojos moderadamente cálidos para formarse durante un período de tiempo prolongado. Hasta que esos sólidos estén disponibles, los planetas de colapso directo ya se habrán formado, en las simulaciones esto sucede generalmente rápido, en una escala de tiempo de varios 10.000 años.