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En una órbita fría más allá de Neptuno, algunos de los mundos más pequeños del sistema solar proyectan una silueta extraña. Dos lóbulos redondeados, presionados juntos por un estrecho «cuello», como un muñeco de nieve que nunca se derritió.

Estas formas son lo suficientemente comunes como para exigir una explicación. En el Cinturón de Kuiper, alrededor del 10 por ciento de los planetesimales son «binarias de contacto», dos cuerpos que se tocan y permanecen en contacto. La NASA, con su misión New Horizons, hizo famosa esta forma en enero de 2019 al sobrevolar el objeto del Cinturón de Kuiper (486958) Arrokoth, un mundo bilobulado con un lóbulo más pequeño llamado Wenu y uno más grande llamado Weeyo.

Un nuevo conjunto de simulaciones lideradas por Jackson Barnes, estudiante de posgrado de la Universidad Estatal de Michigan, argumenta que el aspecto de «muñeco de nieve» puede surgir de un proceso básico: el colapso gravitacional. El trabajo está publicado en Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Una forma común necesita un origen común

Los científicos han propuesto muchas ideas sobre cómo se forman las binarias de contacto, incluyendo eventos posteriores que empujan a dos socios que alguna vez estuvieron separados. Algunas propuestas involucran la resistencia del gas, las oscilaciones de Kozai-Lidov o combinaciones de efectos que cambian la órbita de un binario con el tiempo.

Pero los números en el Cinturón de Kuiper siempre han planteado un problema simple. Si las binarias de contacto constituyen una porción notable de la población, su mecanismo de formación probablemente no puede ser una casualidad cósmica rara.

“Si pensamos que el 10 por ciento de los planetesimales son binarias de contacto, el proceso que las forma no puede ser raro”, dijo el profesor de Ciencias de la Tierra y Ambientales Seth Jacobson, autor principal del estudio. “El colapso gravitacional encaja bien con lo que hemos observado”.

Las simulaciones de Barnes apuntan a ese estándar de «no raro» al preguntar si las binarias de contacto pueden formarse desde el principio, dentro de la nube que colapsa.

No una colisión de masa líquida

Los modelos computacionales anteriores a menudo trataban los cuerpos en colisión como masas fluidas que se fusionan en una esfera. Esta elección facilita algunos problemas, pero también borra un detalle clave necesario aquí: los cuerpos sólidos pueden mantener su forma, apoyarse mutuamente y permanecer distintos incluso después de un impacto suave.

Barnes utilizó un enfoque que no obliga a la fusión perfecta. Las simulaciones se basaron en un código N-body llamado PKDGRAV combinado con un método de elementos discretos de esfera blanda, o SSDEM, que maneja los contactos entre partículas con fuerzas de resorte y amortiguador en lugar de una fusión instantánea. En términos sencillos, los objetos pueden chocar, frotarse y asentarse.

Esto es importante porque la historia de las binarias de contacto comienza como la historia de una nube de guijarros. El colapso gravitacional, como se describe en el material fuente, reúne sólidos diminutos en planetesimales autogravitantes, evitando tamaños intermedios que enfrentan «barreras de crecimiento».

A medida que la nube se contrae, gira más rápido. No puede simplemente encogerse en un solo objeto que gire más allá de un límite crítico de ruptura. En cambio, puede dividirse en parejas casi iguales, formando un binario o incluso un sistema multicomponente.

La pregunta era si esa etapa binaria temprana podría terminar naturalmente en contacto sin necesidad de un desencadenante adicional más tarde.

Una espiral interior suave

Barnes y sus colegas realizaron 54 simulaciones de nubes que colapsan. Cada nube tenía la masa de un sistema de planetesimales de aproximadamente 100 kilómetros de tamaño, pero el código no podía rastrear el número real de guijarros de tamaño milimétrico que existirían en tal nube. En cambio, el equipo representó la nube con 10,000 «superpartículas», cada una de aproximadamente 2 kilómetros de radio.

En esas simulaciones, alrededor del 3 por ciento de los planetesimales resueltos se formaron como binarias de contacto. El equipo identificó 29 planetesimales binarios de contacto de una población de 834, utilizando un requisito visual de que el objeto aún pareciera claramente bilobulado después del contacto. Veinticuatro tenían una forma clara de dos lóbulos y cinco eran casos límite con un cuello menos pronunciado. Los objetos por debajo de un umbral de resolución no se contaron porque sus formas no se podían distinguir.

Cada una de esas binarias de contacto comenzó como una pareja binaria gravitacionalmente ligada. Luego, durante el colapso, el binario interactuó con otros cuerpos en la nube. Esos encuentros drenaron la energía orbital. Las órbitas mutuas de los componentes se apretaron hasta que la pareja chocó.

La mayoría de esas colisiones fueron suaves. Todos menos un evento de contacto ocurrieron entre 0,4 y 5,8 metros por segundo. El valor atípico golpeó a unos 16,9 metros por segundo. Muchos impactos se agruparon en una banda de 2,9 a 5,0 metros por segundo, un rango hipotetizado para la colisión del lóbulo de Arrokoth a partir de argumentos geofísicos y geomorfológicos.

Barnes expresó claramente el resultado. “Podemos probar esta hipótesis por primera vez de manera legítima”, dijo. “Eso es lo que hace que este artículo sea tan emocionante”.

Arrokoth, y lo que las simulaciones sí y no coinciden

Arrokoth se encuentra en el frío Cinturón Clásico de Kuiper, lo suficientemente lejos de los planetas gigantes para evitar una evolución dinámica importante. Su distancia también limita el procesamiento colisional y solar, y su superficie muestra solo un número modesto de cráteres con edades inferidas similares en ambos lóbulos. El material fuente señala que Wenu y Weeyo carecen de diferencias significativas en el albedo y el colour, y contienen cantidades similares de especies químicas altamente volátiles. Estos detalles respaldan un origen compartido y un contacto suave.

Las simulaciones produjeron binarias de contacto con lóbulos prolados redondeados y formas comparables a una muestra limitada de binarias de contacto primordiales sospechosas en todo el sistema solar. También produjeron tasas de rotación post-contacto típicamente entre 2,1 y 3,0 revoluciones por día, por debajo de un límite de ruptura de giro citado de aproximadamente 3,6 revoluciones por día para binarias de contacto con masa de lóbulo igual y densidades a granel alrededor de 1 g/cm³. Arrokoth, por el contrario, rota a 1,51 revoluciones por día, o un período de 15,93 horas.

La discusión en el artículo ofrece una posible razón para esa discrepancia. Sugiere que las colisiones de cráteres a lo largo de escalas de tiempo prolongadas podrían haber ralentizado a Arrokoth, posiblemente a través de impactos en gran medida inelásticos que compactan la superficie en lugar de excavar profundamente. El material fuente describe un escenario que involucra colisiones con cientos de objetos del Cinturón de Kuiper de aproximadamente un kilómetro de tamaño.

La forma es otro lugar donde la coincidencia depende de qué modelo de Arrokoth se utilice. Ninguna binaria de contacto simulada coincide con una forma distintamente aplanada que se estimó inicialmente en un modelo de Arrokoth. Pero un modelo de forma actualizado descrito en la fuente tiene lóbulos más redondeados y se ajusta mejor a la población simulada, lo que reduce la necesidad de invocar cambios de forma importantes posteriores a la formación.

Las simulaciones también sugieren estructuras familiares más complicadas. Cuatro binarias de contacto modeladas terminaron con satélites en órbita y dos aparecieron como satélites dentro de sistemas multicomponentes.

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