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La composición química para planetas gigantes y para enanas marrones también es diferente, debido precisamente a su distinto mecanismo de formación, lo que es una clave más para distinguirlos. En el caso del Sistema Solar, a pesar del hecho de que los planetas gigantes han retenido grandes cantidades de hidrógeno y helio, las abundancias de estos gases respecto a gases más pesados son mucho menores que aquellas existentes en el Sol y presumiblemente en la primitiva nebulosa solar. No sería así si estos objetos se hubieran formado mediante un colapso gravitatorio similar al que creó el Sol. Por lo tanto, parece ser que estos planetas adquirieron los gases ligeros mediante una incompleta acreción de la nebulosa sobre un núcleo de roca y hielo, más que por colapso gravitacional de parte de la nebulosa. La velocidad de acreción de este gas es pequeña al principio, pero aumenta a medida que el núcleo aumenta de tamaño. Cuando el núcleo del planeta alcanza cierto tamaño, típicamente de 10 a 20 masas terrestres, la acreción de gas "adelanta" a la acreción de planetesimales y la formación de una atmósfera extensa y densa está asegurada. Pero si no consideramos un crecimiento descontrolado del núcleo de los planetas gigantes, los tiempos de acreción para dar lugar a los mismos son tremendamente largos. En función de sus posiciones, se estima que se necesitarían decenas de millones de años para formar Júpiter, centenas de millones de años para Saturno e incluso mayores para Urano y Neptuno. Podría haber ocurrido que los planetas gigantes no se formaran donde actualmente están, sino mucho más lejos y que posteriormente fueran recolocados a su posición actual (menor distancia orbital) perdiendo momento angular que ganaron los planetesimales como los cometas alojados en la Nube de Oort.
En cuanto a los planetas terrestres, aparentemente nuestra comprensión de su formación parece ser más completa. A partir de simulaciones matemáticas, se obtienen dos tipos de resultados generales. En uno de ellos, el sistema se ordena poco a poco, de forma suave, de manera que hay un menor número de planetesimales grandes (es decir, son más abundantes cuanto más pequeños son), y encontraremos planetesimales más pesados a medida que el tiempo aumenta, según el proceso de acreción avanza. La mayor parte de la masa total finalmente reside en los cuerpos más masivos, es decir, los planetas rocosos. Observemos que esto no es una obviedad: podríamos disponer de pocos cuerpos muy masivos, pero cuya suma de masas fuera muy inferior a la suma de miríadas de pequeños cuerpos. El otro resultado general que se obtienen en las simulaciones matemáticas, parece ser más realista y se caracteriza por una acreción "casi descontrolada" en la que unos pocos cuerpos crecen más rápidamente que los otros. Una vez empezado este proceso de crecimiento descontrolado ningún otro efecto (resonancias orbitales, interacción a tres cuerpos, etc) puede pararlo, al menos en la región de formación de planetas terrestres, dentro del disco protoplanetario. Este crecimiento descontrolado termina cuando la zona donde actúa ha sido despoblada de planetesimales. Puede ocurrir que nuevos planetesimales sean arrastrados a esta zona, permitiendo un mayor crecimiento de los protoplanetas ya existentes.
Imagen: Configuraciones
planetarias (a,b,c) resultantes de la simulación matemática de
formación de planetas en la región de planetas terrestres. Estos
cálculos siguen las interacciones gravitatorias mutuas y las colisiones
de unos 500 planetesimales cuya masa colectiva y momento angular
equivalen a la de los planetas terrestres, pero que se distribuyen
inicialmente en la región comprendida entre Mercurio y Marte. En el
dibujo se muestran las órbitas de los planetas y los números, en
unidades de masas terrestres, la masa de los planetas que resultan
después de unos cientos de años de evolución. Muchos casos son
similares a la configuración actual de los planetas terrestres
(mostrada en (d)). Las diferencias estriban tan solo en pequeños
detalles de configuración inicial de los parámetros orbitales de los
planetesimales.
Una vez que este crecimiento descontrolado en la región de formación de planetas terrestres ha terminado, se esperaría que los protoplanetas
estuvieran relativamente cercanos entre sí. Pero este sistema no es
dinámicamente estable por mucho tiempo: perturbaciones gravitacionales
dan lugar a órbitas que se cruzan y la dispersión gravitacional
resultante produce un aumento de la velocidad relativa de los cuerpos,
un aumento de la excentricidad y finalmente una migración de estos
protoplanetas a distancias mayores. Simulaciones numéricas donde las
condiciones iniciales son muy diferentes convergen a un resultado
similar: de 2 a 5 planetas terrestres se forman en un intervalo de
tiempo de unos 100 millones de años. Según estas
simulaciones no se requiere mucho más que la masa nebular mínima (0,02
masas solares) para lograr formar planetas tipo terrestre.