🪐 Formación Planetaria
Simula las primeras etapas de la formación planetaria a partir de un disco protoplanetario. Las partículas de polvo colisionan y se adhieren (acreción), formando planetesimales que crecen hasta convertirse en protoplanetas mediante acreción desbocada.
Acerca de esta simulación
Este simulador ejecuta un modelo de N-cuerpos en 2D de la acreción de núcleo en un disco protoplanetario. Cientos de granos de polvo puntuales comienzan en órbitas casi circulares entre 80 y 290 píxeles de una protoestrella central, cada uno empujado en cada fotograma por una atracción gravitatoria de inverso al cuadrado escalada por la densidad del disco Σ y un término lineal de arrastre de gas proporcional a la velocidad (F = −β·v) que amortigua lentamente la velocidad orbital. Comprobaciones de distancia por pares detectan colisiones: los cuerpos que se encuentran por debajo del umbral de velocidad de adherencia se fusionan de forma inelástica, conservando el momento y combinando la masa (el radio escala como masa1/3, es decir, densidad global constante), mientras que los impactos más rápidos rebotan elásticamente sobre la normal de colisión. Los cuerpos más grandes presentan una sección transversal mayor, por lo que la acreción desbocada emerge de forma natural a medida que los planetesimales más grandes barren material con mayor rapidez.
🔬 Qué Muestra
Las partículas están codificadas por color según su etapa de crecimiento — polvo rojo (<3 m₀), guijarros naranjas (3–8 m₀), rocas amarillas (8–20 m₀), planetesimales verdes (20–60 m₀), y protoplanetas azules (>60 m₀) — orbitando una protoestrella brillante dentro de un anillo discontinuo de línea de nieve a ~3 UA. El panel de estadísticas en vivo registra el número de cuerpos, la mayor masa acumulada, el tiempo de simulación transcurrido en miles de años, y el recuento acumulado de fusiones a medida que la acreción desbocada reduce la población a menos cuerpos, más grandes.
🎮 Cómo Usarlo
Elige un Preajuste de Disco (Denso, Disperso, Más Allá de la Línea de Nieve, Sistema Interior) para cargar un conjunto de parámetros acorde, o arrastra tú mismo los deslizadores de Número de partículas N, Densidad del disco Σ, Velocidad de adherencia v_stick, y Coeficiente de arrastre β. Pulsa Ejecutar para iniciar el bucle de física, ajusta Velocidad para avanzar rápido, activa Mostrar Línea de Nieve para el anillo de referencia, y pulsa Reiniciar para sembrar un disco nuevo.
💡 ¿Sabías Que?
Más allá de la línea de nieve del Sistema Solar real (~3 UA), el agua y otros volátiles se congelan en hielo, duplicando aproximadamente el material sólido disponible para que los núcleos lo barran. Esa masa helada adicional es la razón por la que los núcleos de Júpiter y Saturno pudieron crecer lo suficientemente grandes, lo suficientemente rápido, como para capturar sus densas envolturas de hidrógeno-helio antes de que el disco de gas se dispersara — mientras que los planetas terrestres interiores, sin hielo, permanecieron comparativamente pequeños y rocosos.
Preguntas frecuentes
¿Cómo funciona la gravedad en esta simulación, y qué papel juega la densidad del disco Σ?
Cada partícula siente una atracción de inverso al cuadrado hacia la protoestrella central, calculada como grav = densidad × 800 / distancia², así que el deslizador de densidad del disco Σ escala directamente la fuerza de gravedad sentida por cada cuerpo. Σ también fija la velocidad orbital casi circular inicial de cada partícula en el momento de su aparición (velocidad = √(densidad × 20 / r)), de modo que un disco más denso hace que las partículas comiencen a moverse más rápido y sean atraídas hacia el interior con más fuerza durante la ejecución.
¿Qué decide si dos cuerpos que colisionan se adhieren o rebotan?
Cuando los radios de dos cuerpos se superponen, el simulador compara su velocidad relativa con el deslizador Velocidad de adherencia v_stick. Por debajo de ese umbral se fusionan de forma inelástica — se forma un nuevo cuerpo en su posición y velocidad promedio ponderada por masa, conservando el momento total — y el contador de fusiones se incrementa. En o por encima del umbral sufren en cambio una colisión elástica estándar, intercambiando velocidad a lo largo de la línea que conecta sus centros sin combinar masa.
¿Por qué el radio de un cuerpo crece como la raíz cúbica de su masa?
Los cuerpos fusionados obtienen un nuevo radio a partir de r = 2,5 × masa^(1/3), que es la relación geométrica entre radio y masa para un objeto de densidad global constante (el volumen, y por tanto la masa, escala con el cubo del radio). Esto mantiene a los planetesimales fusionados, más grandes, visualmente proporcionados en lugar de crecer linealmente con cada colisión, coincidiendo con cómo escalan en tamaño los cuerpos sólidos reales de composición similar a medida que acumulan masa.
¿Qué sucede con las partículas que caen en espiral hacia la estrella o son expulsadas del disco?
Después de cada paso de física, cualquier cuerpo a menos de 30 píxeles de la protoestrella (caído hacia dentro) o más allá de 340 píxeles (expulsado más allá del borde exterior del disco) es eliminado de la simulación. Esto evita que el número de partículas se desvíe sin límite y aproxima la pérdida real de masa por acreción sobre la estrella o la eyección dinámica del sistema.
¿Qué representa el anillo discontinuo de la línea de nieve, y cambia la física?
El anillo dibujado a un radio de 200 px es un marcador puramente visual etiquetado "Línea de nieve ~3UA", que se activa o desactiva con el botón Mostrar Línea de Nieve — no altera por sí mismo los cálculos de gravedad, arrastre o adherencia de ninguna partícula. La idea física que representa se captura en cambio mediante el preajuste separado Más Allá de la Línea de Nieve, que carga una mayor velocidad de adherencia y densidad de disco, aproximando el material sólido helado adicional disponible más allá de la línea de hielo real.
Simula la dinámica del disco de acreción y las colisiones de planetesimales — observa cómo los granos de polvo se aglutinan en mundos rocosos.
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