¿Y si nuestro sistema solar albergó mundos gigantes que hoy han desaparecido? Diamantes extraterrestres encontrados en meteoritos revelan la existencia pasada de super-Tierras, planetas rocosos masivos que podrían haber orbitado alrededor del joven Sol antes de ser expulsados al espacio interestelar.
Las super-Tierras están entre los exoplanetas más comunes observados en la Vía Láctea. Sin embargo, nuestro sistema solar carece de ellas. Esta ausencia aparente, a pesar de que la naturaleza parece favorecer su formación, sugiere que existieron antes de desaparecer. Las pruebas materiales más convincentes provienen de ciertos meteoritos que contienen diamantes de alta presión, formados en el interior de cuerpos planetarios masivos ahora perdidos.
Los análisis de los meteoritos ureilitas han revelado cristales de diamante de varias decenas de micras, con inclusiones metálicas (Fe, Ni, Cr) formadas a más de 20 GPa. Estas presiones solo pueden alcanzarse en planetas rocosos varias veces más masivos que la Tierra, muy por encima de las capacidades de un simple asteroide.
Considerando la densidad media de la Tierra, una presión de 15 a 20 GPa corresponde a un cuerpo de aproximadamente 2 a 5 masas terrestres, es decir, una super-Tierra. Estos diamantes atestiguan la existencia de un manto planetario sometido a condiciones internas comparables a las de Urano o Neptuno.
N.B.:
Las ureilitas diamantíferas podrían representar los únicos testigos mineralógicos de las super-Tierras perdidas del sistema solar primitivo. Sus estructuras internas atestiguan presiones inaccesibles para simples asteroides, apoyando la idea de una población planetaria que desapareció antes de la estabilización de las órbitas actuales.
Las simulaciones de Sean Raymond y Alessandro Morbidelli muestran que Júpiter habría actuado como una barrera gravitacional, impidiendo la migración de las super-Tierras hacia el interior del sistema solar. Esta interacción habría llevado a su eyección o destrucción. El fenómeno se describe en el marco del modelo del Gran Tack, donde Júpiter migra hacia 1,5 UA antes de retroceder hacia el exterior, desestabilizando los embriones planetarios.
El modelo del Gran Tack es una hipótesis dinámica propuesta por Alessandro Morbidelli y Sean Raymond, que describe la migración temprana de Júpiter y Saturno en la nebulosa primitiva. Según este modelo, Júpiter primero migró hacia el Sol hasta ≈1,5 UA antes de "dar la vuelta" debido al efecto resonante de Saturno. Este movimiento habría perturbado los embriones planetarios internos, expulsado posibles super-Tierras y limitado la masa final de Marte. El término "tack" proviene de la maniobra de virada en navegación, ilustrando el cambio de dirección gravitacional de los dos gigantes.
Una super-Tierra que alcanzara una velocidad de eyección superior a 42 km/s podría haberse convertido en un planeta interestelar, abandonando permanentemente el sistema solar.
El meteorito Almahata Sitta, que cayó en Sudán en 2008, contiene diamantes de alta pureza, confirmados por espectroscopia. Las inclusiones metálicas que contiene requieren una formación a presiones de 20 a 25 GPa. Según Farhang Nabiei (EPFL, 2018), estos diamantes provienen de un cuerpo progenitor del tamaño de Mercurio o de una super-Tierra de varias masas terrestres.
Los científicos utilizan varias técnicas para datar y caracterizar estos diamantes extraterrestres:
La ausencia de super-Tierras podría haber favorecido la estabilidad gravitacional del sistema solar. Sin estas masas intermedias, los planetas actuales ocupan órbitas casi circulares, evitando resonancias destructivas. Esta estabilidad prolongada permitió la evolución lenta y continua de la vida en la Tierra, un escenario excepcional en las estadísticas exoplanetarias.
| Tipo de sistema | Proporción observada | Estructura gravitacional | Comentarios físicos |
|---|---|---|---|
| Sistema simple (una estrella) | ≈ 45% | Una estrella central única | Estable y frecuente para estrellas de baja masa, como el Sol. |
| Sistema binario | ≈ 40% | Dos estrellas en órbita mutua alrededor de su baricentro | Puede generar perturbaciones planetarias pero también favorece el intercambio de materia. |
| Sistema terciario (triple) | ≈ 10% | Dos estrellas cercanas acompañadas de una tercera más lejana | Estabilidad condicional: requiere una jerarquía orbital estricta para evitar la eyección gravitacional. |
| Sistema múltiple (≥ 4 estrellas) | ≈ 5% | Encadenamiento de órbitas anidadas alrededor de varios baricentros secundarios | Muy inestables a largo plazo; a menudo resultan de la fragmentación inicial de una nube molecular. |
Fuentes: Raghavan et al. (2010), ApJS, 190, 1; Tokovinin (2018), ApJS, 235, 6; Misión Gaia, ESA (2023).
| Tipo espectral | Masa promedio (M☉) | Tasa de sistemas múltiples (aprox.) | Implicación física |
|---|---|---|---|
| O–B (masivas) | ≈ 8–40 | ≈ 80–100% | Formación en núcleos inestables, fuerte fragmentación de la nube, muy alta probabilidad de binariedad y múltiples cercanas. |
| A–F | ≈ 1.5–2.5 | ≈ 60–75% | Fragmentación moderada; sistemas múltiples frecuentes pero más jerárquicos. |
| G (tipo solar) | ≈ 1.0 | ≈ 45% | Mixta: una fracción sustancial de binarias pero un número significativo de estrellas solitarias. |
| K | ≈ 0.6–0.9 | ≈ 30–40% | Menos compañeras; discos protoplanetarios a menudo más estables. |
| M (enanas rojas) | ≈ 0.1–0.5 | ≈ 20–30% | Población dominante en la Galaxia; baja multiplicidad resulta en una mayoría de estrellas solitarias. |
| Todos los tipos (promedio ponderado) | — | ≈ 40–45% | Valor promedio ponderado por la función de masa inicial (IMF): la gran proporción de enanas rojas reduce el promedio general. |
N.B.:
La afirmación a menudo leída de que "el 80% de las estrellas son binarias" es correcta para las poblaciones de estrellas **masivas** observadas (O–B), pero es engañosa si se extiende a todas las estrellas de la Galaxia. La Galaxia está dominada numéricamente por enanas rojas (tipo M), que tienen una baja tasa de multiplicidad, dando un promedio ponderado de ≈40–45% de sistemas múltiples a nivel galáctico.
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