Sistema planetario

Un sistema planetario es un conjunto de objetos no estelares ligados gravitacionalmente dentro o fuera de órbita alrededor de una estrella o sistema estelar. En términos generales, los sistemas con uno o más planetas constituyen un sistema planetario, aunque tales sistemas también pueden consistir en cuerpos tales como planetas enanos, asteroides, satélites naturales, meteoroides, cometas, planetesimales y discos circunestelares. El Sol junto con el sistema planetario que gira a su alrededor, incluida la Tierra, forma el Sistema Solar. El término sistema exoplanetario a veces se usa en referencia a otros sistemas planetarios.

A partir del 1 de mayo de 2022, hay 5017 exoplanetas confirmados en 3694 sistemas planetarios, con 822 sistemas que tienen más de un planeta. También se sabe que los discos de escombros son comunes, aunque otros objetos son más difíciles de observar.

De particular interés para la astrobiología es la zona habitable de los sistemas planetarios donde los planetas podrían tener agua líquida en la superficie y, por lo tanto, la capacidad de albergar vida similar a la de la Tierra.

Historia

Heliocentrismo

Históricamente, el heliocentrismo (la doctrina de que el Sol está en el centro del universo) se opuso al geocentrismo (colocar a la Tierra en el centro del universo).

La noción de un Sistema Solar heliocéntrico con el Sol en su centro posiblemente se sugirió por primera vez en la literatura védica de la antigua India, que a menudo se refiere al Sol como el "centro de las esferas". Algunos interpretan los escritos de Aryabhatta en Āryabhaṭīya como implícitamente heliocéntricos.

La idea fue propuesta por primera vez en la filosofía occidental y la astronomía griega ya en el siglo III a. C. por Aristarco de Samos, pero no recibió el apoyo de la mayoría de los otros astrónomos antiguos.

Descubrimiento del Sistema Solar

De revolutionibus orbium coelestium de Nicolaus Copernicus, publicado en 1543, presentó el primer modelo heliocéntrico matemáticamente predictivo de un sistema planetario. Los sucesores del siglo XVII Galileo Galilei, Johannes Kepler y Sir Isaac Newton desarrollaron una comprensión de la física que condujo a la aceptación gradual de la idea de que la Tierra se mueve alrededor del Sol y que los planetas se rigen por las mismas leyes físicas que rigen la Tierra.

Especulación sobre sistemas planetarios extrasolares

En el siglo XVI, el filósofo italiano Giordano Bruno, uno de los primeros defensores de la teoría copernicana de que la Tierra y otros planetas giran alrededor del Sol, planteó la opinión de que las estrellas fijas son similares al Sol y también están acompañadas por planetas. Fue quemado en la hoguera por sus ideas por la Inquisición romana.

En el siglo XVIII la misma posibilidad fue mencionada por Sir Isaac Newton en el "Escolio General" que concluye sus Principia. Haciendo una comparación con los planetas del Sol, escribió: "Y si las estrellas fijas son los centros de sistemas similares, todas serán construidas de acuerdo con un diseño similar y sujetas al dominio de Uno ".

Sus teorías ganaron terreno a lo largo de los siglos XIX y XX a pesar de la falta de pruebas que las respaldaran. Mucho antes de su confirmación por parte de los astrónomos, las conjeturas sobre la naturaleza de los sistemas planetarios habían sido el centro de la búsqueda de inteligencia extraterrestre y han sido un tema predominante en la ficción, particularmente en la ciencia ficción.

Detección de exoplanetas

La primera detección confirmada de un exoplaneta fue en 1992, con el descubrimiento de varios planetas de masa terrestre que orbitaban alrededor del púlsar PSR B1257+12. La primera detección confirmada de exoplanetas de una estrella de secuencia principal se realizó en 1995, cuando se encontró un planeta gigante, 51 Pegasi b, en una órbita de cuatro días alrededor de la cercana estrella de tipo G 51 Pegasi. La frecuencia de las detecciones ha aumentado desde entonces, particularmente a través de los avances en los métodos de detección de planetas extrasolares y programas dedicados a la búsqueda de planetas, como la misión Kepler.

Origen y evolución

Los sistemas planetarios provienen de discos protoplanetarios que se forman alrededor de estrellas como parte del proceso de formación estelar.

Durante la formación de un sistema, gran parte del material se dispersa gravitacionalmente en órbitas distantes, y algunos planetas son expulsados ​​​​por completo del sistema, convirtiéndose en planetas rebeldes.

Sistemas evolucionados

Estrellas de gran masa

Se han descubierto planetas que orbitan púlsares. Los púlsares son los restos de las explosiones de supernova de estrellas de gran masa, pero un sistema planetario que existió antes de la supernova probablemente sería destruido en su mayor parte. Los planetas se evaporarían, serían empujados fuera de sus órbitas por las masas de gas de la estrella en explosión, o la pérdida repentina de la mayor parte de la masa de la estrella central los vería escapar del control gravitatorio de la estrella, o en algunos casos el la supernova sacaría al púlsar del sistema a gran velocidad, de modo que los planetas que hubieran sobrevivido a la explosión quedarían atrás como objetos que flotan libremente. Los planetas que se encuentran alrededor de los púlsares pueden haberse formado como resultado de compañeros estelares preexistentes que se evaporaron casi por completo por la explosión de la supernova, dejando atrás cuerpos del tamaño de planetas. Alternativamente,Los discos de reserva de materia que no lograron escapar de la órbita durante una supernova también pueden formar planetas alrededor de agujeros negros.

Estrellas de menor masa

A medida que las estrellas evolucionan y se convierten en gigantes rojas, estrellas de ramas gigantes asintóticas y nebulosas planetarias, engullen los planetas interiores, evaporándolos o evaporándolos parcialmente según su masa. A medida que la estrella pierde masa, los planetas que no están engullidos se alejan más de la estrella.

Si una estrella evolucionada está en un sistema binario o múltiple, entonces la masa que pierde puede transferirse a otra estrella, formando nuevos discos protoplanetarios y planetas de segunda y tercera generación que pueden diferir en composición de los planetas originales, que también pueden verse afectados. por la transferencia de masa.

Arquitecturas del sistema

El Sistema Solar consiste en una región interior de pequeños planetas rocosos y una región exterior de grandes gigantes gaseosos. Sin embargo, otros sistemas planetarios pueden tener arquitecturas bastante diferentes. Los estudios sugieren que las arquitecturas de los sistemas planetarios dependen de las condiciones de su formación inicial. Se han encontrado muchos sistemas con un gigante gaseoso de Júpiter caliente muy cerca de la estrella. Se han propuesto teorías, como la migración planetaria o la dispersión, para la formación de grandes planetas cerca de sus estrellas madre. En la actualidad, se han encontrado pocos sistemas que sean análogos al Sistema Solar con planetas terrestres cerca de la estrella madre. Más comúnmente, se han detectado sistemas que consisten en múltiples Super-Tierras.

Componentes

Planetas y estrellas

La mayoría de los exoplanetas conocidos orbitan estrellas más o menos similares al Sol: es decir, estrellas de la secuencia principal de las categorías espectrales F, G o K. Una razón es que los programas de búsqueda de planetas han tendido a concentrarse en este tipo de estrellas. Además, los análisis estadísticos indican que es menos probable que las estrellas de menor masa (enanas rojas, de categoría espectral M) tengan planetas lo suficientemente masivos como para ser detectados por el método de velocidad radial. Sin embargo, varias decenas de planetas alrededor de enanas rojas han sido descubiertos por la nave espacial Kepler mediante el método de tránsito, que puede detectar planetas más pequeños.

Discos circunestelares y estructuras de polvo

Después de los planetas, los discos circunestelares son una de las propiedades más comúnmente observadas de los sistemas planetarios, particularmente de las estrellas jóvenes. El Sistema Solar posee al menos cuatro discos circunestelares principales (el cinturón de asteroides, el cinturón de Kuiper, el disco disperso y la nube de Oort) y se han detectado discos claramente observables alrededor de análogos solares cercanos, incluidos Epsilon Eridani y Tau Ceti. Según las observaciones de numerosos discos similares, se supone que son atributos bastante comunes de las estrellas en la secuencia principal.

Se han estudiado nubes de polvo interplanetarias en el Sistema Solar y se cree que hay análogos presentes en otros sistemas planetarios. Se ha detectado polvo exozodiacal, un análogo exoplanetario del polvo zodiacal, los granos de carbono amorfo y polvo de silicato de 1 a 100 micrómetros que llenan el plano del Sistema Solar alrededor de los sistemas 51 Ophiuchi, Fomalhaut, Tau Ceti y Vega.

Cometas

A partir de noviembre de 2014, hay 5.253 cometas del Sistema Solar conocidos y se cree que son componentes comunes de los sistemas planetarios. Los primeros exocometas se detectaron en 1987 alrededor de Beta Pictoris, una estrella de secuencia principal de tipo A muy joven. Ahora hay un total de 11 estrellas alrededor de las cuales se ha observado o sospechado la presencia de exocometas. Todos los sistemas exocometarios descubiertos (Beta Pictoris, HR 10, 51 Ophiuchi, HR 2174, 49 Ceti, 5 Vulpeculae, 2 Andromedae, HD 21620, HD 42111, HD 110411 y, más recientemente, HD 172555) están alrededor de estrellas muy jóvenes de tipo A.

Otros componentes

El modelado por computadora de un impacto en 2013 detectado alrededor de la estrella NGC 2547-ID8 por el Telescopio Espacial Spitzer, y confirmado por observaciones terrestres, sugiere la participación de grandes asteroides o protoplanetas similares a los eventos que se cree que llevaron a la formación de planetas terrestres como la tierra.

Según las observaciones de la gran colección de satélites naturales del Sistema Solar, se cree que son componentes comunes de los sistemas planetarios; sin embargo, hasta el momento no se ha confirmado la existencia de exolunas. La estrella 1SWASP J140747.93-394542.6, en la constelación de Centauro, es una fuerte candidata a satélite natural. Las indicaciones sugieren que el planeta extrasolar confirmado WASP-12b también tiene al menos un satélite.

Configuraciones orbitales

A diferencia del Sistema Solar, que tiene órbitas casi circulares, muchos de los sistemas planetarios conocidos muestran una excentricidad orbital mucho mayor. Un ejemplo de tal sistema es 16 Cygni.

Inclinación mutua

La inclinación mutua entre dos planetas es el ángulo entre sus planos orbitales. Se espera que muchos sistemas compactos con múltiples planetas cercanos en el interior de la órbita equivalente de Venus tengan inclinaciones mutuas muy bajas, por lo que el sistema (al menos la parte cercana) sería incluso más plano que el Sistema Solar. Los planetas capturados podrían capturarse en cualquier ángulo arbitrario con respecto al resto del sistema. A partir de 2016, solo hay unos pocos sistemas en los que realmente se han medido las inclinaciones mutuas. Un ejemplo es el sistema Upsilon Andromedae: los planetas c y d tienen una inclinación mutua de unos 30 grados.

Dinámica orbital

Los sistemas planetarios se pueden clasificar según su dinámica orbital como resonantes, de interacción no resonante, jerárquicos o alguna combinación de estos. En los sistemas resonantes, los períodos orbitales de los planetas están en proporciones enteras. El sistema Kepler-223 contiene cuatro planetas en una resonancia orbital 8:6:4:3. Los planetas gigantes se encuentran en resonancias de movimiento medio con más frecuencia que los planetas más pequeños. En los sistemas que interactúan, las órbitas de los planetas están lo suficientemente juntas como para perturbar los parámetros orbitales. El Sistema Solar podría describirse como una interacción débil. En sistemas que interactúan fuertemente, las leyes de Kepler no se cumplen. En los sistemas jerárquicos, los planetas están dispuestos de modo que el sistema puede considerarse gravitacionalmente como un sistema anidado de dos cuerpos, por ejemplo, en una estrella con un júpiter caliente cercano con otro gigante gaseoso mucho más alejado, la estrella y el júpiter caliente forman un par que aparece como un solo objeto a otro planeta que está lo suficientemente lejos.

Otras posibilidades orbitales, aún no observadas, incluyen: planetas dobles; varios planetas coorbitales como cuasi-satélites, troyanos y órbitas de intercambio; y órbitas entrelazadas mantenidas por planos orbitales de precesión.

Número de planetas, parámetros relativos y espaciamientos

• Sobre los tamaños relativos de los planetas dentro de los sistemas de candidatos múltiples de Kepler, David R. Ciardi et al. 9 de diciembre de 2012
• La dicotomía de Kepler entre las enanas M: la mitad de los sistemas contienen cinco o más planetas coplanares, Sarah Ballard, John Asher Johnson, 15 de octubre de 2014
• Predicciones de exoplanetas basadas en la relación generalizada de Titius-Bode, Timothy Bovaird, Charles H. Lineweaver, 1 de agosto de 2013
• El sistema solar y la excentricidad orbital del exoplaneta: relación de multiplicidad, Mary Anne Limbach, Edwin L. Turner, 9 de abril de 2014
• La distribución de proporción de períodos de los sistemas multiplanetarios candidatos de Kepler, Jason H. Steffen, Jason A. Hwang, 11 de septiembre de 2014
• ¿Están los sistemas planetarios llenos al máximo de su capacidad? Un estudio basado en los resultados de Kepler, Julia Fang, Jean-Luc Margot, 28 de febrero de 2013

Captura de planeta

Los planetas que flotan libremente en cúmulos abiertos tienen velocidades similares a las estrellas y, por lo tanto, pueden ser recapturados. Por lo general, se capturan en órbitas amplias entre 100 y 10 UA. La eficiencia de captura disminuye con el aumento del tamaño del clúster y, para un tamaño de clúster determinado, aumenta con el host/principal.masa. Es casi independiente de la masa planetaria. Los planetas únicos y múltiples podrían capturarse en órbitas arbitrarias no alineadas, no coplanares entre sí o con el giro del anfitrión estelar, o el sistema planetario preexistente. Todavía puede existir alguna correlación de metalicidad planeta-huésped debido al origen común de las estrellas del mismo cúmulo. Es poco probable que los planetas sean capturados alrededor de estrellas de neutrones porque es probable que estos sean expulsados ​​​​del cúmulo por una patada de púlsar cuando se forman. Los planetas podrían incluso capturarse alrededor de otros planetas para formar binarios de planetas que flotan libremente. Después de que el cúmulo se haya dispersado, algunos de los planetas capturados con órbitas superiores a 10 UA serían interrumpidos lentamente por la marea galáctica y probablemente volverían a flotar libremente a través de encuentros con otras estrellas de campo o nubes moleculares gigantes.

Zonas

Zona habitable

La zona habitable alrededor de una estrella es la región donde el rango de temperatura permite que exista agua líquida en un planeta; es decir, no demasiado cerca de la estrella para que el agua se evapore y no demasiado lejos de la estrella para que el agua se congele. El calor producido por las estrellas varía según el tamaño y la edad de la estrella; esto significa que la zona habitable también variará en consecuencia. Además, las condiciones atmosféricas del planeta influyen en la capacidad del planeta para retener el calor, por lo que la ubicación de la zona habitable también es específica para cada tipo de planeta.

Las zonas habitables generalmente se han definido en términos de temperatura superficial; sin embargo, más de la mitad de la biomasa de la Tierra proviene de microbios del subsuelo, y la temperatura aumenta a medida que aumenta la profundidad subterránea, por lo que el subsuelo puede ser propicio para la vida cuando la superficie está congelada; si se considera esto, la zona habitable se extiende mucho más lejos de la estrella.

Los estudios realizados en 2013 indicaron una frecuencia estimada de 22 ± 8% de estrellas similares al Sol que tienen un planeta del tamaño de la Tierra en la zona habitable.

Zona de venus

La zona de Venus es la región alrededor de una estrella donde un planeta terrestre tendría condiciones de invernadero fuera de control como Venus, pero no tan cerca de la estrella como para que la atmósfera se evapore por completo. Al igual que con la zona habitable, la ubicación de la zona de Venus depende de varios factores, incluido el tipo de estrella y las propiedades de los planetas, como la masa, la velocidad de rotación y las nubes atmosféricas. Los estudios de los datos de la nave espacial Kepler indican que el 32% de las enanas rojas tienen planetas potencialmente similares a Venus según el tamaño del planeta y la distancia a la estrella, aumentando al 45% para las estrellas tipo K y tipo G. Se han identificado varios candidatos, pero se requieren estudios espectroscópicos de seguimiento de sus atmósferas para determinar si son como Venus.

Distribución galáctica de los planetas

La Vía Láctea tiene 100 000 años luz de diámetro, pero el 90 % de los planetas con distancias conocidas se encuentran a unos 2000 años luz de la Tierra, en julio de 2014. Un método que puede detectar planetas mucho más lejos es la microlente. La nave espacial WFIRST podría usar microlentes para medir la frecuencia relativa de los planetas en el bulto galáctico frente al disco galáctico. Hasta ahora, las indicaciones son que los planetas son más comunes en el disco que en la protuberancia. Las estimaciones de la distancia de los eventos de microlente son difíciles: el primer planeta considerado con alta probabilidad de estar en la protuberancia es MOA-2011-BLG-293Lb a una distancia de 7,7 kiloparsecs (unos 25.000 años luz).

La población I, o estrellas ricas en metales, son aquellas estrellas jóvenes cuya metalicidad es más alta. La alta metalicidad de las estrellas de la población I las hace más propensas a poseer sistemas planetarios que las poblaciones más antiguas, porque los planetas se forman por acumulación de metales. El Sol es un ejemplo de una estrella rica en metales. Estos son comunes en los brazos espirales de la Vía Láctea. Generalmente, las estrellas más jóvenes, la población extrema I, se encuentran más adentro y las estrellas de población intermedia I están más alejadas, etc. El Sol se considera una estrella de población intermedia I. Las estrellas de la Población I tienen órbitas elípticas regulares alrededor del Centro Galáctico, con una velocidad relativa baja.

La población II, o estrellas pobres en metales, son aquellas con metalicidad relativamente baja que pueden tener cientos (por ejemplo, BD +17° 3248) o miles (por ejemplo, la estrella de Sneden) de veces menos metalicidad que el Sol. Estos objetos se formaron durante un tiempo anterior del universo. Las estrellas de la población intermedia II son comunes en la protuberancia cerca del centro de la Vía Láctea, mientras que las estrellas de la población II que se encuentran en el halo galáctico son más antiguas y, por lo tanto, más pobres en metales. Los cúmulos globulares también contienen un alto número de estrellas de población II. En 2014, se anunciaron los primeros planetas alrededor de una estrella de halo alrededor de la estrella de Kapteyn, la estrella de halo más cercana a la Tierra, a unos 13 años luz de distancia. Sin embargo, investigaciones posteriores sugieren que Kapteyn b es solo un artefacto de la actividad estelar y que Kapteyn c necesita más estudios para ser confirmado. Se estima que la metalicidad de la estrella de Kapteyn es unas 8 veces menor que la del Sol.

Los diferentes tipos de galaxias tienen diferentes historias de formación de estrellas y, por lo tanto, de formación de planetas. La formación de planetas se ve afectada por las edades, las metalicidades y las órbitas de las poblaciones estelares dentro de una galaxia. La distribución de las poblaciones estelares dentro de una galaxia varía entre los diferentes tipos de galaxias. Las estrellas de las galaxias elípticas son mucho más antiguas que las estrellas de las galaxias espirales. La mayoría de las galaxias elípticas contienen principalmente estrellas de baja masa, con una mínima actividad de formación estelar. La distribución de los diferentes tipos de galaxias en el universo depende de su ubicación dentro de los cúmulos de galaxias, con galaxias elípticas que se encuentran principalmente cerca de sus centros.