El preludio de la vida (2): Los sistemas planetarios

Tal como sabemos todos los que vimos alguna película de la saga de la Guerra de las Galaxias, la mayoría de las estrellas tiene planetas. Según estas películas hay muchos planetas habitados. Pero en la realidad no sabemos si hay vida en algún planeta que no sea nuestra tierra; la estamos buscando, pero hasta la fecha no la hemos encontrado. Sin embargo, pensamos que vamos por buen camino: estamos explorando los planetas de nuestro propio sistema solar, y – tal como vimos en el post anterior – somos capaces de encontrar y estudiar planetas que orbitan otras estrellas. Nos interesan porque, de haber vida en algún lugar en el universo fuera de nuestra tierra, los planetas de otras estrellas son un lugar lógico para buscarla. Estos exoplanetas no suelen venir solos: son comunes las estrellas con más de un planeta. Tal como nuestro sol, muchas estrellas cuentan con un sistema planetario; por encima de estas líneas se muestra uno de estos sistemas (el de la estrella HR 8799[i]). Hablemos en este post de este y otros sistemas planetarios lejanos, y de sus estrellas.

Sistemas planetarios

Los exoplanetas, ya lo dijimos, no vienen solos. De casi la mitad de los exoplanetas detectados hasta la fecha sabemos que se encuentran en un sistema planetario, consistente de múltiples planetas orbitando la misma estrella. De los demás exoplanetas todavía no se han detectado compañeros, pero esto no implica que no los hay.  Se conocen ahora 575 sistemas planetarios, que consisten de 1442 exoplanetas confirmados – o sea, en promedio hay 2,5 planetas detectados en cada sistema planetario[ii].

Para hallar sistemas planetarios se utilizan básicamente las mismas técnicas que se utilizan para detectar los exoplanetas individuales, y que se describieron en el post anterior. En algunos casos se pudo obtener imágenes directas de los sistemas planetarios. El primer sistema planetario fotografiado fue el de la estrella HR 8799, que consiste – que sepamos – de cuatro planetas gigantes, todos del tipo súper-Júpiter, que orbitan su estrella a una distancia de hasta 13 veces la distancia entre nuestro sol y Júpiter. En la foto en el encabezado de este post se aprecian los cuatro planetas, “b”, “c”, “d” y “e”, en orden de su descubrimiento, orbitando la estrella (cuya luz fue neutralizada para poder ver los exoplanetas, cuya luminosidad es mucho menor que la de la estrella)[iii]. En el post anterior ya se mostró una imagen de los dos exoplanetas que se fotografiaron orbitando la estrella GJ 758[iv].

Pero con esta técnica sólo se pueden detectar los exoplanetas que orbitan a gran distancia de su estrella. Estos suelen ser grandes (principalmente planetas gaseosos de la talla de Neptuno[v]) y, por su distancia de la estrella, fríos. La gran mayoría de los exoplanetas no se ve. Su existencia se infiere a partir de mediciones de la luz de las estrellas. Ver la imagen abajo para un ejemplo de cómo se puede detectar la presencia de un exoplaneta mediante mediciones (en este caso, utilizando el método del tránsito; ver el post anterior).

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Es de esta manera que se detectan los sistemas planetarios con planetas más pequeños, cercanos a la estrella. Se descubrieron mediante técnicas indirectas, que requieren mediciones del movimiento de la estrella o de su cambio de luminosidad.

El satélite Kepler, el telescopio espacial de la NASA dedicado a la búsqueda de exoplanetas y la gran estrella de la búsqueda de exoplanetas, detectó una multitud de sistemas planetarios. Estos sistemas planetarios son muy distintos a los identificados por el método de imágenes directas: se caracterizan por consistir de planetas cercanos a sus estrellas. Puesto que Kepler es capaz de detectar planetas pequeños con tal que orbiten estrellas preferiblemente más pequeñas que nuestro sol, los sistemas planetarios de Kepler suelen ser compuestos principalmente de planetas terrestres (que al parecer son muy comunes en nuestra galaxia) orbitando estrellas enanas.

Por ejemplo, Kepler encontró cinco súper-tierras alrededor de la estrella enana Kepler-62 [vi], tres alrededor de la enana EPIC 201367065 [vii], y el sistema planetario K2-72, formado por cuatro exoplanetas terrestres orbitando otra estrella enana[viii].

Desde la tierra se ha detectado varios sistemas planetarios con planetas terrestres. Se hallaron tres súper-tierras orbitando una estrella enana, HD 7924, a una distancia de 54 años luz de nuestra tierra[ix]. Más cercanos son los sistemas planetarios, consistentes cada uno de varias súper-tierras, de las estrellas enanas HD 40307 [x], Gliese 667C [xi], HD 219134 [xii] y Gliese 581 [xiii], esta última a una distancia de “sólo” 20,5 años luz.

También se ha encontrado sistemas planetarios alrededor de estrellas parecidas a nuestro sol. La estrella Kepler-69 cuenta con dos planetas del tipo súper-tierra: uno muy cerca, y otro (Kepler-69c) a una distancia parecida a la del planeta Venus[xiv].

Un hallazgo interesante de Kepler fue el de cinco exoplanetas, todos más pequeños que la tierra, orbitando la estrella Kepler-444. Esta estrella es parecida a nuestro sol, pero mucho más vieja, ya que se le calculó una edad de 11,2 millardos de años. Cuando se formó esta estrella, la edad del universo era de “sólo” 2,6 millardos de años. En comparación, nuestro sistema planetario, con una edad nada despreciable de 4,5 millardos de años, parece reciente. Este dato nos dice que la formación de planetas terrestres ya empezó cuando nuestra galaxia era todavía joven; lo que implica la posible presencia de vida muy antigua en la galaxia[xv].

Uno de los más grandes sistemas planetarios descubiertos hasta la fecha, el de la estrella HD 10180, parecida al sol y ubicada a una distancia de 127 años-luz, consiste de por lo menos cinco exoplanetas de tamaño mediano (tipo Neptuno) y posiblemente dos más, de los cuales uno tiene una masa de sólo 1,4 veces la de la tierra – pero se encuentra muy cerca de su estrella (sólo 2% de la distancia tierra-sol) y por lo tanto es extremadamente caliente[xvi].

Parecen ser comunes los sistemas planetarios que tienen por lo menos parte de los planetas en órbitas muy cercanas a la estrella – algo muy distinto al sistema planetario de nuestro sol. El sistema planetario alrededor de la estrella Tau Ceti, por ejemplo, consiste de cinco planetas detectados, todos súper-tierras, de los que dos se encuentran cerca de la estrella, con períodos de órbita de 14 y 35 días[xvii]. En el sistema planetario de la estrella enana Kepler-62, que ya se mencionó arriba, tres de los cinco planetas tienen períodos de menos de 19 días[xviii].

No se sabe todavía con seguridad a qué se debe la presencia de exoplanetas tan cerca de la estrella: si nacieron allí, o si se formaron más lejos de la estrella y se acercaron después, debido a interacciones con el disco protoplanetario u otros cuerpos celestes. La detección de un exoplaneta orbitando una estrella con la tierna edad de tan sólo 11 millones de años, con un período de órbita (“año”) de poco más de 5 días, sugiere que el planeta se formó donde se encuentra ahora, cerca de su estrella, o que se acercó a su estrella al ser frenado en sus movimientos por el disco protoplanetario; quedarían descartadas las interacciones con otros cuerpos celestes como causa de la cercanía del planeta a su estrella[xix].

Un estudio estadístico de los sistemas planetarios descubiertos por Kepler confirma la común presencia de exoplanetas cercanos a su estrella, al concluir que alrededor de 75% de los sistemas planetarios contienen uno o dos exoplanetas con un período de hasta 200 días[xx].

¿Cuántos sistemas planetarios se parecen al nuestro?

Los instrumentos de Kepler son capaces de detectar la presencia de sistemas planetarios con planetas que orbitan muy cerca de su estrella, y de hecho, este es el principal tipo de sistemas planetarios que el satélite ha encontrado. Con los instrumentos con que hoy día podemos contar, es mucho más difícil detectar sistemas planetarios como el nuestro, con planetas gigantes en una posición intermedia, ni muy cerca del sol ni muy lejos.

Pero aparte de esta limitación de detección, parece que los sistemas planetarios como el nuestro son una minoría, ya que requieren para su formación que el disco de polvo que da origen a los planetas no sea demasiado denso (lo que resultaría en principalmente planetas gigantes, a menudo muy cerca de su estrella) ni demasiado diluido (lo que daría origen sólo a planetas pequeños, si acaso)[xxi]. En efecto, sistemas planetarios con planetas gigantes cercanos a la estrella generalmente no contienen planetas pequeños[xxii].

Un sistema planetario parecido al nuestro, pero mucho más joven, es el de la estrella Epsilon Eridani, ubicada a 10,5 años-luz de nuestro sol y un poco más pequeña que este. Tiene por lo menos tres planetas, intercalados con tres anillos de asteroides, parecidos a los que debe haber tenido nuestro sistema planetario cuando aun era joven[xxiii]. Otro sistema planetario parecido al nuestro, con proporciones parecidas pero tamaños de la estrella y los exoplanetas – uno parecido a Júpiter, otro a Saturno – un poco menores, fue descubierto mediante el método de microlentes, a gran distancia de la tierra: unos 5000 años-luz[xxiv].

Tal vez, los sistemas planetarios como el nuestro no son tan comunes por requerir de cierta inestabilidad orbital de los planetas grandes. En el caso de nuestro sistema planetario, es posible que, cuando este aun se estaba formando, Júpiter y Saturno realizaron un “gran viraje”: primero se acercaron a los planetas más cercanos al sol, causando su desintegración y la formación de nubes de detritos, y después se alejaron de nuevo, permitiendo que estos detritos dieran origen a los planetas internos, incluyendo a nuestra tierra[xxv]. Esto pudiera explicar el tamaño pequeño de los planetas terrestres. Sin embargo, otra hipótesis explica esto postulando que los planetas se formaron por el acrecimiento de “guijarros” espaciales, cuerpos con un tamaño de menos de un metro, y no por la acreción de planetesimales, cuerpos mucho más grandes[xxvi].

En los sistemas planetarios conocidos, los planetas conocidos suelen moverse todos en un mismo plano:  unos 85% de los exoplanetas tienen órbitas cuya inclinación es de menos de 3° con respecto al plano de rotación de su estrella[xxvii]. De los planetas con inclinaciones superiores, el planeta con la inclinación más grande medida hasta la fecha, es nuestra propia tierra, con una inclinación de 7°. Se piensa que cuando nació nuestro sistema solar, una estrella puede haber pasado cerca nuestro planeta y afectado la inclinación de su órbita[xxviii]. Asimismo, en el caso de un planeta con una órbita muy excéntrica (ovalada), una estrella otra que su sol puede ser la causante de esto; lo que suele ocurrir en sistemas solares binarios, o sea, compuestos de dos estrellas[xxix].

Posiblemente, cierta inestabilidad orbital es bastante común en los sistemas planetarios. Inclusive se han detectado sistemas planetarios que han tenido un pasado más bien turbulento. La presencia de planetas con órbitas inclinadas, o inclusive que orbitan en sentido contrario con respecto a la rotación de la estrella, hace suponer que las órbitas de los planetas pueden sufrir importantes modificaciones a raíz de la fuerza gravitacional de otros cuerpos, por ejemplo en el caso de que algún cuerpo masivo se acerque mucho[xxx]. Un planeta puede influir sobre la órbita de otro y causar inestabilidad en el sistema planetario[xxxi]. Colisiones entre exoplanetas han sido documentadas también: por ejemplo, un disco denso de polvo alrededor de la estrella BD+20 307 ha sido interpretado como el resultado de la aniquilación de dos exoplanetas como consecuencia de una colisión[xxxii].

Las estrellas de los exoplanetas

Así como los exoplanetas y los sistemas planetarios vienen en muchos colores y sabores, también existe bastante variedad en las estrellas que hospedan a los exoplanetas: las hay de todos los tipos, aunque las pequeñas y medianas (digamos, como nuestro sol y más pequeñas) son las que mejores probabilidades tienen de poseer exoplanetas detectables. Inicialmente la búsqueda de exoplanetas se centró en estrellas parecidas a nuestro sol, pero últimamente el foco de atención se ha desplazado hacia las estrellas más pequeñas, tales como las enanas rojas. Estas son más numerosas, y además se facilita la detección de exoplanetas alrededor de estas estrellas ya que tienen masas y luminosidades menores. El hecho de que el satélite Kepler esté encontrando ahora más exoplanetas relativamente pequeños, terrestres, se debe a que últimamente está más enfocado hacia las enanas rojas[xxxiii].

Aun las estrellas más pequeñas, las enanas ultrafrías (entre las que se encuentran las enanas marrones, en cuyo interior la presión y temperatura no son suficientes para que se dé la fusión nuclear, el principal mecanismo que le da a las estrellas su luminosidad), pueden tener planetas. Eso sí: estas estrellas hay que observarlas en luz infrarroja, ya que esa es la principal frecuencia de luz que emiten. Una de estas estrellas es TRAPPIST-1, que pesa una décima parte de nuestro sol y tiene una luminosidad de sólo 0,05% del mismo – y tiene tres planetas[xxxiv].

También las estrellas más grandes que nuestro sol son capaces de albergar planetas. Esto quedó demostrado mediante una fotografía de la estrella sub-gigante κ Andromedae, en la cual se observa claramente un cuerpo celestial en la cercanía de esta estrella. Se trata de un súper-Júpiter, pero con una masa tan grande (casi 13 veces la de Júpiter) que está cerca del límite entre un planeta y una estrella enana marrón[xxxv].

Inicialmente se pensaba que las estrellas con mayor probabilidad de tener exoplanetas son aquellas cuya “metalicidad” es alta, o sea, estrellas con un alto porcentaje de elementos más pesados que el hidrógeno y el helio. Sin embargo, esto resultó ser aplicable sólo a los exoplanetas gigantes; los exoplanetas pequeños pueden formarse también en el caso de estrellas de baja metalicidad[xxxvi]. Inclusive parece que los planetas pequeños, rocosos (como la tierra) se forman preferiblemente alrededor de estrellas con bajas concentraciones de hierro y sílice, por contradictorio que parezca ya que el hierro y la sílice son comunes en los planetas rocosos[xxxvii]. Puesto que las primeras estrellas en formarse después del inicio de nuestro universo eran de metalicidad baja, es posible que hubo generación de exoplanetas rocosos mucho antes que la de nuestra tierra, acaecida hace unos 4,5 millardos de años[xxxviii] – lo que quedó confirmado con el hallazgo, descrito arriba, de exoplanetas terrestres orbitando una estrella con una edad de 11 millardos de años. Una clase especial de estrellas viejas son las pobres en metales pero ricas en carbono (estrellas “CEMP”), que pudieran estar acompañadas por planetas ricos en carbono[xxxix].

La edad de la estrella no influye mucho en la cantidad y el tipo de exoplanetas, pero sí influye – tal como veremos en un próximo post – en la probabilidad de que se haya desarrollado algún tipo de vida en los exoplanetas: en términos generales, un exoplaneta orbitando una estrella vieja, estable, tiene mejor probabilidad de haber visto la aparición de la vida que un planeta alrededor de una estrella joven. Hoy día existen métodos para determinar la edad de las estrellas, por ejemplo basados en su período de rotación, que permiten estimar la probabilidad de que tengan un planeta con algún tipo de vida[xl].

Muchas estrellas son binarias, o sea que se trata de dos estrellas muy cercanas, que giran una alrededor de la otra en cuestión de pocas horas o días. También las estrellas binarias pueden tener sus planetas[xli], que pueden estar orbitando una de las dos estrellas[xlii], o las dos juntas[xliii]. Desde la superficie de estos exoplanetas se ven dos soles en el firmamento, así como ocurre en el planeta ficticio Tatooine, conocido de la Guerra de las Galaxias. Inclusive se ha detectado planetas alrededor de estrellas ternarias, o sea, tres estrellas juntas; en la estrella ternaria Gliese 667, la estrella Gliese 667C (ya mencionada arriba) tiene por lo menos tres planetas[xliv]. La detección de exoplanetas alrededor de estrellas binarias es complicada, por los cambios de luminosidad y velocidad radial de las estrellas, visto desde la tierra, mientras giran una alrededor de la otra; pero el método de microlentes (ver mi post anterior) ha resultado útil[xlv].

Las estrellas no sólo dan vida a sus exoplanetas: también los pueden aniquilar. El exoplaneta WASP-18b, por ejemplo, es un “Júpiter caliente” que está orbitando su estrella tan de cerca que un año le dura menos de 24 horas. Las fuerzas mareales que ejerce la estrella sobre este planeta son tan fuertes que este se está ralentizando y por ende acercando a su estrella, la que, según los cálculos, pudiera tragárselo dentro de unos 500.000 años[xlvi]. Una estrella que posiblemente acaba de tragarse un exoplaneta suyo, es un gigante rojo identificado como “BD+48 740”: este tiene un alto contenido de litio, lo que sólo se ha logrado explicar suponiendo que está digiriendo un exoplaneta que cayó en la estrella[xlvii]. En las Híades, un cúmulo de estrellas que se formaron juntas, hay varias con contenidos de sílice relativamente altos, lo que sugiere que fueron “contaminadas” por planetas o proto-planetas rocosos caídos en esas estrellas[xlviii].

El nacimiento de los planetas

Para entender mejor qué tipos de exoplanetas podemos esperar en sistemas planetarios alrededor de otras estrellas, es conveniente saber más acerca de cómo nacen los exoplanetas.

Los sistemas planetarios y sus respectivas estrellas nacen a partir de discos protoplanetarios de gases y polvo (o sea, partículas finas, de tamaños variables pero inicialmente microscópicas). Una vez que empiezan a condensarse – lo que pudiera estar relacionado con eventos tales como supernovas, o sea la muerte catastrófica de una estrella[xlix] – empiezan a formarse, en un proceso a veces caótico[l], un cuerpo celeste principal en el centro, la estrella (o múltiples estrellas[li]), y cuerpos de tamaño mucho menor orbitando la misma.

Tanto la proto-estrella como los proto-planetas se nutren del mismo disco de gases y polvo. Ciertas regiones en el disco, probablemente controladas por vórtices, actúan como trampas donde se pueden aglomerar polvos y gases para dar origen a planetas, cometas, etcétera[lii]. Al formarse un planeta, queda un hueco en el disco en forma de anillo, coincidiendo con la órbita del planeta. Donde orbita el planeta ya no queda polvo, ya que este ha sido utilizado para la formación del planeta[liii]. Se ha observado mediante telescopios varios ejemplos de esto. Una de las imágenes más bonitas de un disco alrededor de una estrella joven, interrumpido por vacíos debidos probablemente a la presencia de planetas en vías de formación, es la de la estrella HL Tau en la constelación Tauro (ver imagen). Este sistema, a 450 años-luz de distancia, tiene una edad de menos de un millón de años[liv].

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Otras imágenes obtenidas incluyen las de los discos alrededor de las estrellas HD169142[lv], HD163296[lvi], y TW Hydrae en la constelación Hidra. Ésta última cuenta con una disco con anillos oscuros bien visibles. Se ha determinado que estos anillos oscuros son en realidad zonas con una baja densidad de polvo, y lo que queda es mayormente polvo de tamaño micrométrico. El polvo de tamaño más grande (principalmente milimétrico) ha sido removido de esta zona, probablemente por un planeta en vías de formación: un gigante helado del tamaño de Neptuno[lvii].

Sigue habiendo presencia de gases en el hueco; estos, así como gases y polvo en el resto del disco, se acercan al centro del disco y forman la materia prima para la estrella[lviii]. Una vez formada la estrella, el disco se disipa debido a un proceso de fotoevaporación, causado por la radiación de la estrella. Al disiparse el disco, necesariamente termina el proceso de formación de los planetas[lix].

La estrella HD 100546, a una distancia de 335 años luz de nuestro sol, tiene una edad de sólo 5 a 10 millones de años. Está rodeada por un disco de gases y polvo, en el que se pudo detectar la presencia de un exoplaneta gigante, gaseoso, rodeado a su vez por un disco de polvo. Probablemente se trata de un protoplaneta, en vías de formarse[lx].

En el caso del nacimiento de estrellas binarias, o sea parejas de estrellas (ver arriba), puede haber – y de hecho, se ha observado – tres discos protoplanetarios: uno para cada estrella, más un tercer disco envolviendo las dos proto-estrellas juntas[lxi].

Algunos planetas tienen anillos de polvo, como los de Saturno, a partir de los cuales se pueden formar lunas. Un sistema de anillos, mucho más grande que el de Saturno, fue detectado alrededor de un planeta de la estrella J1407[lxii].

Esta descripción del nacimiento de los planetas pudiera hacer pensar que lo entendemos todo. Sin embargo, así no es. No entendemos por qué hay tantos planetas tan cercanos a sus estrellas: si se formaron allí, o si se formaron a más distancia y después migraron hacia adentro. Por qué son tan comunes las súper-tierras en la galaxia, mientras que en nuestro sistema solar no las hay. Por qué en algunos sistemas planetarios los planetas son más rocosos y en otros, gaseosos. Etcétera. Algunos sugieren que muchos sistemas planetarios tuvieron historias caóticas, en las cuales fuerzas externas (por ejemplo otras estrellas) causaron el desplazamiento de los planetas a otras órbitas; esto puede explicar la existencia de sistemas planetarios en los que los planetas tienen órbitas extrañas: muy alargadas, inclinadas con respecto a las órbitas de los otros planetas, o inclusive, que el planeta orbita en el sentido contrario a los demás planetas. Pero otros sistemas planetarios, en los que los planetas tienen órbitas ordenadas, circulares, parece que reinó la estabilidad desde la infancia del sistema. Al parecer, mucho depende no sólo de encuentros fortuitos con otros cuerpos celestes durante la historia del sistema planetario, sino también de la conformación inicial del disco protoplanetario: qué densidad tenía, si contenía mucho polvo o más bien gases, etcétera[lxiii].

Cabe resaltar que la gran mayoría de los planetas que existen en la actualidad, se formó antes que nuestra tierra[lxiv]. Tal como veremos en un próximo post, esto implica que hubo muchas oportunidades para el desarrollo de la vida en otros planetas.

Planetas solitarios

En la película “Melancolía” del cineasta danés Lars von Trier (2011) ya se muestra: existen planetas solitarios en el universo, que se mueven por el espacio entre las estrellas, sin pertenecer a algún sistema solar. No conocemos a ninguno en las cercanías de nuestro sistema solar, así que no nos preocupemos por impactos de planetas errantes, pero los astrónomos han logrado detectar posibles planetas solitarios, todos lejos de nosotros. El hasta ahora mejor candidato a planeta solitario es un súper-Júpiter a unos cien años luz de distancia de la tierra. Lleva el nombre poético de CFBDSIR2149-0403, y no está asociado a ninguna estrella. Es posible que nació como un exoplaneta orbitando una estrella, que fue expulsado de ese sistema planetario, por ejemplo debido a la fuerza gravitacional de otro cuerpo celestial[lxv]. Sin embargo, también es posible que una parte de los planetas solitarios nunca formaron parte de un sistema planetario, sino que nacieron libres, producto de la compactación de nubes de gases y polvo más pequeñas que las que dan origen a las estrellas[lxvi].

¿Cuántos planetas solitarios hay? Según unos estimados pudiera haber tantos planetas solitarios como estrellas, según otros hasta mil veces más[lxvii]. La cuestión no es puramente teórica: se considera que los planetas solitarios son capaces de transportar formas de vida de una parte de la galaxia a otra, jugando así un papel fundamental en la expansión de la vida por el universo. Volveremos a hablar de esto cuando abordaremos, en un próximo post, el tema de la panspermia.

Nombres para los exoplanetas

¿Por qué tienen que tener los exoplanetas nombres tan aburridos? Muchos se hicieron esta pregunta, y en 2015 la Unión Astronómica Internacional lanzó una invitación a nivel mundial de hacer propuestas para los nombres de 31 exoplanetas y sus respectivas estrellas. Se recibieron 247 propuestas de nombres, que fueron sometidos al voto de todos los individuos interesados, quienes resultaron ser medio millón. De tal manera, los 31 exoplanetas y sus estrellas tienen ahora nombres propios[lxviii]:

  • El primer exoplaneta detectado, 51 Pegasi b, pasó a llamarse Dimidio.
  • El sistema planetario 55 Cancri recibió nombres de astrónomos: la estrella se llama ahora Copérnico, mientras que los planetas se bautizaron Galileo, Brahe, Lipperhey, Janssen y Harriot.
  • En la constelación Ara brilla un sol castellano, con su séquito de planetas con nombres tomados de una famosa obra literaria: la estrella μ Arae se llama ahora Cervantes, y sus planetas son Quijote, Dulcinea, Rocinante y Sancho.

Conclusión

Así como son abundantes los planetas en la galaxia, así también quedó confirmado que son comunes los sistemas planetarios, aunque los que se parecen al nuestro son una minoría. La mayoría de los sistemas planetarios detectados hasta la fecha está caracterizada por la presencia de planetas del tipo súper-tierra o súper-Júpiter, a menudo en órbitas muy cercanas a su estrella. Los planetas, y sus estrellas, se forman a partir de discos de polvo.

Todo tipo de estrellas puede tener exoplanetas. Últimamente se están descubriendo muchos planetas y sistemas planetarios orbitando estrellas más pequeñas que nuestro sol.

Ya se asomó varias veces que en ciertos exoplanetas parecen darse las condiciones para que potencialmente pudiera haberse desarrollado en el mismo alguna forma de vida. Esto nos acerca al objetivo de nuestra investigación de los exoplanetas: la búsqueda de vida en el universo. De estas condiciones hablaremos en más detalle en el próximo post.

Este post es una versión modificada y actualizada de algunos posts que publiqué en mi blog, ahora cerrado, “Los tiempos del cambio”.

Nota: la imagen en el encabezado del post muestra una foto (a colores modificados) del sistema planetario de la estrella HR 8799 (en el centro de la imagen), cuya luminosidad fue reducida para poder ver los planetas. Se aprecian los cuatro planetas: “b”, “c”, “d” y “e”, en orden de su descubrimiento; las flechas indican su dirección de movimiento. La barra con el texto “20 AU” indica una distancia de veinte unidades astronómicas, o sea veinte veces la distancia entre nuestra tierra y el sol; esto da una idea de lo distante que son estos planetas con respecto a su estrella. Crédito: W.M. Keck Observatory. Fuente: https://en.wikipedia.org/wiki/HR_8799.

[i]     Marois, C., Macintosh, B., Barman, T., Zuckerman, B., Song, I., Patience, J., Lafrenière, D. y Doyon, R., 2008. Direct imaging of multiple planets orbiting the star HR 8799. Science, 322 (5906), 1348-1352. http://science.sciencemag.org/content/322/5906/1348. Marois, C., Zuckerman, B., Konopacky, Q.M., Macintosh, B. y Barman, T., 2010. Images of a fourth planet orbiting HR 8799. Nature, 468, 1080–1083. www.nature.com/nature/journal/v468/n7327/abs/nature09684.html.

[ii]    Ver el catálogo de exoplanetas de la NASA: http://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu. El número de planetas se refiere a los confirmados a diciembre 2016. El catálogo europeo es: http://exoplanet.eu.

[iii]   Marois, C., Macintosh, B., Barman, T., Zuckerman, B., Song, I., Patience, J., Lafrenière, D. y Doyon, R., 2008. Direct imaging of multiple planets orbiting the star HR 8799. Science, 322 (5906), 1348-1352. http://science.sciencemag.org/content/322/5906/1348. Marois, C., Zuckerman, B., Konopacky, Q.M., Macintosh, B. y Barman, T., 2010. Images of a fourth planet orbiting HR 8799. Nature, 468, 1080–1083. www.nature.com/nature/journal/v468/n7327/abs/nature09684.html.

[iv]   Ver: https://es.wikipedia.org/wiki/GJ_758.

[v]    Suzuki, D. y otros, 2016. The exoplanet mass-ratio function from the MOA-II survey: discovery of a break and likely peak at a Neptune mass. The Astrophysical Journal, 833 (2), 145. http://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/833/2/145.

[vi]   Borucki, W.J. y otros, 2013. Kepler-62: A five-planet system with planets of 1.4 and 1.6 Earth radii in the habitable zone. Science, 340 (6132), 587-590. http://science.sciencemag.org/content/340/6132/587.

[vii] Crossfield, I.J.M. y otros, 2015. A nearby M star with three transiting super-Earths discovered by K2. The Astrophysical Journal, 804 (1), 10. http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/804/1/10/pdf.

[viii] Crossfield, I.J.M. y otros, 2016. 197 candidates and 104 validated planets in K2’s first five fields. The Astrophysical Journal Supplement Series, 226 (1), 7. http://iopscience.iop.org/article/10.3847/0067-0049/226/1/7/meta.

[ix]   Fulton, B.J. y otros, 2015. Three super-earths orbiting HD 7924. The Astrophysical Journal, 805 (2), 175. http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/805/2/175/pdf.

[x]    ESO 2008. A trio of super-Earths. Nota de prensa ESO 19/08. www.eso.org.

[xi]   Anglada-Escudé, G. y otros, 2013. A dynamically-packed planetary system around GJ 667C with three super-Earths in its habitable zone. Astronomy & Astrophysics, 556, A126. www.aanda.org/articles/aa/pdf/2013/08/aa21331-13.pdf.

[xii] Motalebi, F. y otros, 2015. The HARPS-N Rocky Planet Search. I. HD 219134 b: A transiting rocky planet in a multi-planet system at 6.5 pc from the Sun. Astronomy & Astrophysics, 584, A72. www.aanda.org/articles/aa/abs/2015/12/aa26822-15/aa26822-15.html.

[xiii] Mayor, M. y otros, 2009. The HARPS search for southern extra-solar planets. XVIII. An Earth-mass planet in the GJ 581 planetary system. Astronomy & Astrophysics, 507, 487-494. www.aanda.org.

[xiv] Kane, S.R., Barclay, T. y Geling, D.M., 2013. A potential super-Venus in the Kepler-69 system. The Astrophysical Journal Letters, 770 (2), L20. http://iopscience.iop.org/article/10.1088/2041-8205/770/2/L20/pdf.

[xv] Campante, T.L. y otros, 2015. An ancient extrasolar system with five sub-Earth-size planets. The Astrophyical Journal, 799 (2), 170.  http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/799/2/170/pdf.

[xvi] Lovis, C. y otros, 2011. The HARPS search for southern extra-solar planets. XXVIII: Up to seven planets orbiting HD 10180: probing the architecture of low-mass planetary systems. Astronomy & Astrophysics, 528, A112. www.aanda.org.  Ver también: www.eso.org/public/spain/news/eso1035.

[xvii]          Tuomi, M. y otros, 2012. Signals embedded in the radial velocity noise. Periodic variations in the τ Ceti velocities. Astronomy & Astrophysicshttp://arxiv.org/pdf/1212.4277v1.pdf.

[xviii]         Borucki y otros, 2013. Ver nota 6.

[xix] Mann, A.W. y otros, 2016. Zodiacal exoplanets in time (ZEIT). III. A short-period planet orbiting a pre-main-sequence star in the upper Scorpius OB association. The Astronomical Journal, 152 (3), 61. http://iopscience.iop.org/article/10.3847/0004-6256/152/3/61/meta.

[xx] Fang, J. y Margot, J.-L., 2012. Architecture of planetary systems based on Kepler data: number of planets and coplanarity. The Astrophysical Journalhttp://arxiv.org/pdf/1207.5250v3.pdf.

[xxi] Thommes, E.W., Matsumura, S. y Rasio, F.A., 2008. Gas disks to gas giants: simulating the birth of planetary systems. Science, 321, 814-817. www.sciencemag.org.

[xxii]          Steffen, J.H. y otros, 2012. Kepler constraints on planets near hot Jupiters. Proceedings National Academy of Sciences, 109 (21), 7982-7987. www.pnas.org.

[xxiii]         Backman, D. y otros, 2009. Epsilon Eridani’s planetary debris disk: structure and dynamics based on Spitzer and Caltech Submillimeter Observatory observations. The Astrophysical Journal, 690, 1522-1538.  http://iopscience.iop.org.

[xxiv]         Gaudi, B.S. y otros, 2008. Discovery of a Jupiter/Saturn analog with gravitational microlensing. Science, 319, 927-930. www.sciencemag.org.

[xxv]          Batygin, K. y Laughlin, G., 2015. Jupiter’s decisive role in the inner Solar System’s early evolution. Proceedings National Academy of Sciences, 112 (14), 4214-4217. www.pnas.org/content/112/14/4214.full.pdf. Batygin, K., Laughlin, G. y Morbidelli, A., 2016. Born of chaos. Scientific American, mayo 2016, 28-37. www.scientificamerican.com.

[xxvi]         Levison, H.F., Kretke, K.A., Walsh, K.J. y Bottke, W.F., 2015. Growing the terrestrial planets from the gradual accumulation of submeter-sized objects. Proceedings National Academy of Sciences, 112 (46), 14180-14185. http://www.pnas.org/content/112/46/14180.full.pdf.

[xxvii]        Fang y Margot, 2012. Ver nota 20.

[xxviii]       Batygin, K., 2012. A primordial origin for misalignments between stellar spin axes and planetary orbits. Nature, 491, 419-420. www.nature.com/nature/journal/v491/n7424/full/nature11560.html.

[xxix]         Kaib, N.A., Raymond, S.N. y Duncan, M., 2013. Planetary system disruption by Galactic perturbations to wide binary stars. Nature, 493, 381-384. www.nature.com/nature/journal/v493/n7432/full/nature11780.html.

[xxx]          Ver por ejemplo: Anderson, D.R. y otros, 2009. WASP-17b: an ultra-low density planet in a probable retrograde orbit. The Astrophysical Journal, http://arxiv.org/pdf/0908.1553.pdf. Winn, J.N. y otros, 2009. HAT-P-7: a retrograde or polar orbit, and a third body. The Astrophysical Journal, 703 (2), L99-L103. McArthur, B.E. y otros, 2010. New observational constraints on the u Andromedae system with data from the Hubble Space Telescope and Hobby-Eberly Telescope. The Astrophysical Journal, 715 (2), 1203.  http://iopscience.iop.org.

[xxxi]         Barnes, R., Deitrick, R., Greenberg, R., Quinn, T.R. y Raymond, S.N., 2015. Long-lived chaotic orbital evolution of exoplanets in mean motion resonances with mutual inclinations. The Astrophysical Journal, 801 (2), 101. http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/801/2/101/meta.

[xxxii]        Zuckerman, B. y otros, 2008. Planetary systems around close binary stars: the case of the very dusty, sun-like, spectroscopic binary BD+20 307. The Astrophysical Journal, 688 (2), 1345-1351.  http://iopscience.iop.org.

[xxxiii]       Crossfield y otros, 2016. Ver nota 8.

[xxxiv]       Gillon, M. y otros, 2016. Temperate Earth-sized planets transiting a nearby ultracool dwarf star. Nature, 533, 221-224. www.nature.com/nature/journal/v533/n7602/pdf/nature17448.pdf.

[xxxv]        Carson, J. y otros, 2012. Direct imaging discovery of a ‘super-Jupiter’ around the late B-type star κ And. The Astrophysical Journal Lettershttp://arxiv.org/pdf/1211.3744v1.pdf.

[xxxvi]       Everett, M.E., Howell, S.B., Silva, D.R. y Szkody, P., 2013. Spectroscopy of faint Kepler mission exoplanet candidate host stars. The Astrophysical Journal, 771 (2), 107. http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/771/2/107/meta.

[xxxvii]      Schuler, S.C. y otros, 2015. Detailed abundances of stars with small planets discovered by Kepler. I. The first sample. The Astrophysical Journal, 815 (1), 5. http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/815/1/5.

[xxxviii]     Buchhave, L.A. y otros, 2012. An abundance of small exoplanets around stars with a wide range of metallicities. Nature, 486, 375-377. www.nature.com.

[xxxix]       Mashian, N. y Loeb, A., 2016. CEMP stars: possible hosts to carbon planets in the early Universe. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 460 (3), 2482-2491. http://mnras.oxfordjournals.org/content/460/3/2482.

[xl]   Meibom, S., Barnes, S.A., Platais, I., Gilliland, R.L., Latham, D.W. y Mathieu, R.D., 2015. A spin-down clock for cool stars from observations of a 2.5-billion-year-old cluster. Nature, 517, 589-591. www.nature.com/nature/journal/v517/n7536/full/nature14118.html.

[xli] Welsh, W.F. y Doyle, L.R., 2013. Worlds with two suns. Scientific American, noviembre 2013, 40-47. www.scientificamerican.com.

[xlii] Gould, A. y otros, 2014. A terrestrial planet in a ~1-AU orbit around one member of a ∼15-AU binary. Science, 345 (6192), 46-49.  www.sciencemag.org/content/345/6192/46.

[xliii]          Ver por ejemplo: Orosz, J.A. y otros, 2012. Kepler-47: A transiting circumbinary multiplanet system. Science, publicado online 28/8/2012. www.sciencemag.org. Zuckerman, B. y otros, 2008. Planetary systems around close binary stars: the case of the very dusty, sun-like, spectroscopic binary BD+20 307. The Astrophysical Journal, 688 (2), 1345-1351.  http://iopscience.iop.org.

[xliv]          Anglada-Escudé y otros, 2013. Ver nota 11.

[xlv] Bennett, D.P. y otros, 2016. The first circumbinary planet found by microlensing: OGLE-2007-BLG-349L(AB)c. The Astronomical Journal, en imprenta. http://hubblesite.org/pubinfo/pdf/2016/32/pdf.pdf.  Gould y otros, 2014. Ver nota 42.

[xlvi]          Hellier, C. y otros, 2009. An orbital period of 0.94days for the hot-Jupiter planet WASP-18b. Nature, 460, 1098-1100. www.nature.com.

[xlvii]         Adamów, M., Niedzielski, A., Villaver, E., Nowak, G. y Wolsczcan, A., 2012. BD+48 740 – Li overabundant giant star with a planet: a case of recent engulfment? The Astrophysical Journal Letters, 754 (1), L 15.  http://iopscience.iop.org.

[xlviii]        Farihi, J., Gänsicke, B.T. y Koester, D., 2013. Evidence of rocky planetesimals orbiting two Hyades stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 432, 1955-1960. http://mnras.oxfordjournals.org/content/432/3/1955.full.pdf+html.

[xlix]          Banerjee, P., Qian, Y.-Z., Heger, A. y Haxton, W.C., 2016. Evidence from stable isotopes and 10Be for solar system formation triggered by a low-mass supernova. Nature Communications, 13639. www.nature.com/articles/ncomms13639.

[l]     Elkins-Tanton, L.T., 2016. Solar system smashup. Scientific American, diciembre 2016, 36-43. www.scientificamerican.com

[li]    Isella, A., 2016. Mapping newborn planetary systems. AAAS Annual Meeting, paper 16238. https://aaas.confex.com/aaas/2016/webprogram/Paper16238.html. Ver también: http://phys.org/news/2016-02-proto-planet-masters.html.

[lii]   Van der Marel, N. y otros, 2013. A Major Asymmetric Dust Trap in a Transition Disk. Science, 340 (6137), 1199-1202. http://science.sciencemag.org/content/340/6137/1199.

[liii] Huélamo, N., Lacour, S., Tuthill, P., Ireland, M., Kraus, A. y Chauvin, G., 2011. A companion candidate in the gap of the T Chamaeleontis transitional disk. Astronomy & Astrophysics, 528, L7. www.aanda.org/articles/aa/pdf/2011/04/aa16395-10.pdf. Olofsson, J. y otros, 2011. Warm dust resolved in the cold disk around T Chamaeleontis with VLTI/AMBER. Astronomy & Astrophysics, 528, L6. www.aanda.org/articles/aa/abs/2011/04/aa16074-10/aa16074-10.html.

[liv] Tamayo, D., Triaud, A.H.M.J., Menou, K. y Rein, H., 2015. Dynamical stability of imaged planetary systems in formation: application to HL Tau. The Astrophysical Journal, 805 (2), 100. http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/805/2/100/pdf.

[lv]   Quanz, S.P., Avenhaus, H., Buenzli, E., Garufi, A., Schmid, H.M. y Wolf, S., 2013. Gaps in the HD 169142 protoplanetary disk revealed by polarimetric imaging: signs of ongoing planet formation? The Astrophysical Journal Letters, 766 (1), L2. http://iopscience.iop.org/article/10.1088/2041-8205/766/1/L2/pdf.

[lvi] Isella, A. y otros, 2016. Ringed structures of the HD 163296 protoplanetary disk revealed by ALMA. Physical Review Letters, 117, 251101. http://journals.aps.org/prl/abstract/10.1103/PhysRevLett.117.251101.

[lvii] Andrews, S.M. y otros, 2016. Ringed substructure and a gap at 1 au in the nearest protoplanetary disk. The Astrophysical Journal Letters, 820 (2), L40. http://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8205/820/2/L40/meta#. Tsukagoshi, T. y otros, 2016. A gap with a deficit of large grains in the protoplanetary disk around TW HYA. The Astrophysical Journal Letters. https://arxiv.org/pdf/1605.00289v2.pdf.

[lviii]          Casassus, S. y otros, 2013. Flows of gas through a protoplanetary gap. Nature, 493, 191-194. www.nature.com/nature/journal/v493/n7431/full/nature11769.html.

[lix] Brinch, C., Jørgensen, J.K., Hogerheijde, M.R., Nelson, R.P. y Gressel, O., 2016. Misaligned disks in the binary protostar IRS 43. The Astrophysical Journal Letters, 830 (1), L16. http://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8205/830/1/L16.

[lx]   Quanz, S.P., Amara, A., Meyer, M.R., Girard, J.H., Kenworthy, M.A. y Kasper, M., 2015. Confirmation and characterization of the protoplanet HD 100546 b—direct evidence for gas giant planet formation at 50 AU. The Astrophysical Journal, 807 (1), 64. http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/807/1/64/pdf. Brittain, S.D., Carr, J.S., Najita, J.R., Quanz, S.P. y Meyer, M.R., 2014. NIR spectroscopy of the HAeBe STAR HD 100546. III. Further evidence of an orbiting companion? The Astrophysical Journal, 791 (2), 136. http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/791/2/136. Quanz, S.P., Amara, A., Meyer, M.R., Kenworthy, M.A., Kasper, M. y Girard, J.H., 2015. A young protoplanet candidate embedded in the circumstellar disk of HD 100546. The Astrophysical Journal Letters, 766 (1), L1. http://iopscience.iop.org/article/10.1088/2041-8205/766/1/L1/pdf.

[lxi] Ercolano, B., Rosotti, G.P., Picogna, G. y Testi, L., 2016. A photo-evaporative gap in the closest planet forming disc. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters, en imprenta. http://mnrasl.oxfordjournals.org/content/early/2016/09/15/mnrasl.slw188.

[lxii] Rieder, S. y Kenworthy, M.A., 2016. Constraints on the size and dynamics of the J1407b ring system. Astronomy & Astrophysics, en imprenta. https://arxiv.org/pdf/1609.08485v2.pdf.

[lxiii]          Ver por ejemplo: www.sciencemag.org/news/2016/07/forbidden-planets-understanding-alien-worlds-once-thought-impossible. http://phys.org/news/2016-08-proliferation-jupiter-like-worlds.html.

[lxiv]          Zackrisson, E., Calissendorff, P., González, J., Benson, A., Johansen, A. y Janson, M., 2016. Terrestrial planets across space and time. The Astrophysical Journal, en imprenta. http://arxiv.org/pdf/1602.00690v1.pdf.

[lxv] Delorme, P. y otros, 2012. CFBDSIR2149-0403: a 4–7 Jupiter-mass free-floating planet in the young moving group AB Doradus? Astronomy & Astrophysics, 548, A26. Ver también: www.eso.org/public/spain/news/eso1245.

[lxvi]          Gahm, G.F., Persson, C.M., Mäkelä, M.M. y Kaikala, L.K., 2013. Mass and motion of globulettes in the Rosette Nebula. Astronomy & Astrophysics, 555, A57. www.aanda.org/articles/aa/pdf/2013/07/aa21547-13.pdf.

[lxvii]         Wickramasinghe, N.C., Wallis, J., Wallis, D.H., Schild, R.E. y Gibson, C.H., 2012. Life-bearing primordial planets in the solar vicinity. Astrophysics and Space Science, 341 (2), 295-299. http://link.springer.com/content/pdf/10.1007%2Fs10509-012-1092-8.

[lxviii]        Ver: www.iau.org/news/pressreleases/detail/iau1514; http://nameexoworlds.iau.org/names.

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