Exoplanetología

La exoplanetología , o ciencia exoplanetaria , es un campo integrado de la ciencia astronómica dedicado a la búsqueda y estudio de exoplanetas (planetas extrasolares). Emplea un enfoque interdisciplinario que incluye astrobiología , astrofísica , astronomía , astroquímica , astrogeología , geoquímica y ciencia planetaria .

La convención de nomenclatura de exoplanetas es una extensión del sistema utilizado para nombrar sistemas de estrellas múltiples adoptado por la Unión Astronómica Internacional (IAU). Para un exoplaneta que orbita una sola estrella, el nombre normalmente se forma tomando el nombre de su estrella madre y agregando una letra minúscula. El primer planeta descubierto en un sistema recibe la designación "b" (la estrella madre se considera "a") y los planetas posteriores reciben las letras siguientes. Si se descubren varios planetas en el mismo sistema al mismo tiempo, el más cercano a la estrella obtiene la siguiente letra, seguido de los otros planetas en orden de tamaño de órbita. Existe un estándar provisional aprobado por la IAU para dar cabida a la denominación de planetas circumbinarios . Un número limitado de exoplanetas tienen nombres propios aprobados por la IAU. Existen otros sistemas de nombres.

Imágenes directas

Two directly imaged exoplanets around star Beta Pictoris, star-subtracted and artificially embellished with an outline of the orbit of one of the planets. The white dot in the center is the other exoplanet in the same system.
Planeta Beta Pictoris b fotografiado directamente

Los planetas son extremadamente débiles en comparación con sus estrellas madres. Por ejemplo, una estrella similar al Sol es aproximadamente mil millones de veces más brillante que la luz reflejada de cualquier exoplaneta que la orbita. Es difícil detectar una fuente de luz tan tenue y, además, la estrella madre provoca un resplandor que tiende a desaparecer. Es necesario bloquear la luz de la estrella madre para reducir el deslumbramiento y dejar detectable la luz del planeta; hacerlo es un gran desafío técnico que requiere una estabilidad optotérmica extrema . [1] Todos los exoplanetas de los que se han obtenido imágenes directamente son grandes (más masivos que Júpiter ) y están muy separados de su estrella madre.

Los instrumentos de imágenes directas especialmente diseñados, como Gemini Planet Imager , VLT-SPHERE y SCExAO, tomarán imágenes de docenas de gigantes gaseosos, pero la gran mayoría de los planetas extrasolares conocidos solo se han detectado a través de métodos indirectos. Los siguientes son los métodos indirectos que han demostrado su utilidad:

Métodos indirectos

Edge-on animation of a star-planet system, showing the geometry considered for the transit method of exoplanet detection
Cuando la estrella está detrás de un planeta, su brillo parecerá atenuarse
Si un planeta cruza (o transita ) frente al disco de su estrella madre, entonces el brillo observado de la estrella disminuye en una pequeña cantidad. La cantidad de atenuación de la estrella depende de su tamaño y del tamaño del planeta, entre otros factores. Debido a que el método de tránsito requiere que la órbita del planeta cruce una línea de visión entre la estrella anfitriona y la Tierra, la probabilidad de que se observe que un exoplaneta en una órbita orientada aleatoriamente transita por la estrella es algo pequeña. El telescopio Kepler utilizó este método.
Histogram showing of the number of exoplanets discovered per year and per detection method, as of September 2014. The sum of exoplanets discovered from January to September 2014 is at least 4.5 times more than in any previous year.
Planetas extrasolares descubiertos por año y por método de detección (a septiembre de 2014):
  imagen directa
  microlente 		  tránsito
  momento 		  velocidad radial
Cuando un planeta orbita alrededor de una estrella, la estrella también se mueve en su propia pequeña órbita alrededor del centro de masa del sistema. Las variaciones en la velocidad radial de la estrella, es decir, la velocidad con la que se acerca o se aleja de la Tierra, se pueden detectar a partir de los desplazamientos en las líneas espectrales de la estrella debido al efecto Doppler . Se pueden observar variaciones de velocidad radial extremadamente pequeñas, de 1 m / so incluso algo menos. [2]
Cuando hay varios planetas presentes, cada uno perturba ligeramente las órbitas de los demás. Por tanto, pequeñas variaciones en los tiempos de tránsito de un planeta pueden indicar la presencia de otro planeta, que a su vez puede o no transitar. Por ejemplo, las variaciones en los tránsitos del planeta Kepler-19b sugieren la existencia de un segundo planeta en el sistema, el Kepler-19c sin tránsito . [3] [4]
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Animación que muestra la diferencia entre el tiempo de tránsito planetario de los sistemas de un planeta y de dos planetas.
Cuando un planeta orbita a varias estrellas o si el planeta tiene lunas, su tiempo de tránsito puede variar significativamente según el tránsito. Aunque no se han descubierto nuevos planetas o lunas con este método, se utiliza para confirmar con éxito muchos planetas circumbinarios en tránsito. [5]
La microlente ocurre cuando el campo gravitacional de una estrella actúa como una lente, magnificando la luz de una estrella de fondo distante. Los planetas que orbitan alrededor de la estrella con lente pueden causar anomalías detectables en el aumento, ya que varía con el tiempo. A diferencia de la mayoría de los otros métodos que tienen un sesgo de detección hacia planetas con órbitas pequeñas (o para imágenes resueltas, grandes), el método de microlente es más sensible para detectar planetas alrededor de 1 a 10  UA de distancia de estrellas similares al Sol.
La astrometría consiste en medir con precisión la posición de una estrella en el cielo y observar los cambios en esa posición a lo largo del tiempo. El movimiento de una estrella debido a la influencia gravitacional de un planeta puede ser observable. Sin embargo, debido a que el movimiento es tan pequeño, este método aún no ha sido muy productivo. Ha producido solo unas pocas detecciones controvertidas, aunque se ha utilizado con éxito para investigar las propiedades de los planetas encontrados de otras formas.
Un púlsar (el remanente pequeño y ultradenso de una estrella que ha explotado como una supernova ) emite ondas de radio con mucha regularidad a medida que gira. Si los planetas orbitan alrededor del púlsar, causarán ligeras anomalías en la sincronización de sus pulsos de radio observados. El primer descubrimiento confirmado de un planeta extrasolar se realizó utilizando este método. Pero a partir de 2011, no ha sido muy productivo; De esta forma se han detectado cinco planetas, alrededor de tres púlsares diferentes.
Como los púlsares, hay otros tipos de estrellas que exhiben actividad periódica. Las desviaciones de la periodicidad a veces pueden ser causadas por un planeta que lo orbita. A partir de 2013, se han descubierto algunos planetas con este método. [6]
  • Modulaciones de reflexión / emisión
Cuando un planeta orbita muy cerca de la estrella, capta una cantidad considerable de luz estelar. A medida que el planeta orbita alrededor de la estrella, la cantidad de luz cambia debido a que los planetas tienen fases desde el punto de vista de la Tierra o el planeta brilla más de un lado que del otro debido a las diferencias de temperatura. [7]
  • Radiación relativista
La radiación relativista mide el flujo observado desde la estrella debido a su movimiento. El brillo de la estrella cambia a medida que el planeta se acerca o se aleja de su estrella anfitriona. [8]
  • Variaciones elipsoidales
Los planetas masivos cercanos a sus estrellas anfitrionas pueden deformar ligeramente la forma de la estrella. Esto hace que el brillo de la estrella se desvíe ligeramente dependiendo de cómo se gire en relación con la Tierra. [9]
  • Polarimetria
Con el método de polarimetría, una luz polarizada reflejada en el planeta se separa de la luz no polarizada emitida por la estrella. No se han descubierto nuevos planetas con este método, aunque se han detectado algunos planetas ya descubiertos con este método. [10] [11]
  • Discos circunestelares
Los discos de polvo espacial rodean a muchas estrellas, que se cree que se originan a partir de colisiones entre asteroides y cometas. El polvo se puede detectar porque absorbe la luz de las estrellas y la reemite como radiación infrarroja . Las características de los discos pueden sugerir la presencia de planetas, aunque esto no se considera un método de detección definitivo.

La mayoría de los candidatos a planetas extrasolares conocidos se han descubierto utilizando métodos indirectos y, por lo tanto, solo se pueden determinar algunos de sus parámetros físicos y orbitales. Por ejemplo, de los seis parámetros independientes que definen una órbita, el método de velocidad radial puede determinar cuatro: semieje mayor , excentricidad , longitud del periastrón y tiempo del periastrón. Se desconocen dos parámetros: la inclinación y la longitud del nodo ascendente .

Distancia de la estrella y período orbital

Log-log scatterplot showing masses, orbital radii, and period of all extrasolar planets discovered through September 2014, with colors indicating method of detection
Diagrama de dispersión logarítmico que muestra las masas, los radios orbitales y el período de todos los planetas extrasolares descubiertos hasta septiembre de 2014, con colores que indican el método de detección:
   tránsito
   momento
   velocidad radial
   imagen directa
   microlente
Como referencia, los planetas del Sistema Solar están marcados como círculos grises. El eje horizontal traza el logaritmo del semieje mayor y el eje vertical traza el logaritmo de la masa.

Hay exoplanetas que están mucho más cerca de su estrella madre que cualquier planeta del Sistema Solar del Sol, y también hay exoplanetas que están mucho más lejos de su estrella. Mercurio , el planeta más cercano al Sol a 0.4  unidades astronómicas (AU), tarda 88 días en una órbita, pero las órbitas más pequeñas conocidas de exoplanetas tienen períodos orbitales de solo unas pocas horas, ver Planeta de período ultracorto . El sistema Kepler-11 tiene cinco de sus planetas en órbitas más pequeñas que la de Mercurio. Neptuno está a 30 AU del Sol y tarda 165 años en orbitarlo, pero hay exoplanetas que están a miles de AU de su estrella y tardan decenas de miles de años en orbitar, por ejemplo, GU Piscium b . [12]

Los métodos de tránsito y velocidad radial son más sensibles a los planetas con órbitas pequeñas. Los primeros descubrimientos, como 51 Peg b, fueron gigantes gaseosos con órbitas de unos pocos días. [13] Estos " Júpiter calientes " probablemente se formaron más lejos y migraron hacia adentro.

El método de imágenes directas es más sensible a los planetas con grandes órbitas y ha descubierto algunos planetas que tienen separaciones planeta-estrella de cientos de UA. Sin embargo, los discos protoplanetarios suelen tener solo alrededor de 100 AU de radio, y los modelos de acreción del núcleo predicen que la formación de planetas gigantes estará dentro de las 10 AU, donde los planetas pueden fusionarse lo suficientemente rápido antes de que el disco se evapore . Los planetas gigantes de períodos muy largos pueden haber sido planetas deshonestos que fueron capturados , [14] o se formaron cerca y gravitacionalmente dispersos hacia afuera, o el planeta y la estrella podrían ser un sistema binario amplio con desequilibrio de masa con el planeta como el objeto principal. de su propio disco protoplanetario separado. Los modelos de inestabilidad gravitacional podrían producir planetas con separaciones de varios cientos de UA, pero esto requeriría discos inusualmente grandes. [15] [16] Para planetas con órbitas muy amplias de hasta varios cientos de miles de UA, puede ser difícil determinar mediante observación si el planeta está unido gravitacionalmente a la estrella.

La mayoría de los planetas que se han descubierto se encuentran a un par de AU de su estrella anfitriona porque los métodos más utilizados (velocidad radial y tránsito) requieren la observación de varias órbitas para confirmar que el planeta existe y que solo ha pasado el tiempo suficiente desde que se implementaron estos métodos. utilizado por primera vez para cubrir pequeñas separaciones. Algunos planetas con órbitas más grandes se han descubierto mediante imágenes directas, pero existe un rango medio de distancias, aproximadamente equivalente a la región gigante gaseosa del Sistema Solar, que está en gran parte inexplorada. El equipo de imágenes directas para explorar esa región se instaló en dos grandes telescopios que comenzaron a funcionar en 2014, por ejemplo, Gemini Planet Imager y VLT-SPHERE . El método de microlente ha detectado algunos planetas en el rango de 1 a 10 AU. [17] Parece plausible que en la mayoría de los sistemas exoplanetarios, haya uno o dos planetas gigantes con órbitas comparables en tamaño a las de Júpiter y Saturno en el Sistema Solar. Ahora se sabe que los planetas gigantes con órbitas sustancialmente más grandes son raros, al menos alrededor de estrellas similares al Sol. [18]

La distancia de la zona habitable a una estrella depende del tipo de estrella y esta distancia cambia durante la vida de la estrella a medida que cambia el tamaño y la temperatura de la estrella.

Excentricidad

La excentricidad de una órbita es una medida de cuán elíptica (alargada) es. Todos los planetas del Sistema Solar, excepto Mercurio, tienen órbitas casi circulares (e <0,1). [19] La mayoría de los exoplanetas con períodos orbitales de 20 días o menos tienen órbitas casi circulares, es decir, excentricidad muy baja. Se cree que se debe a la circularización de las mareas : reducción de la excentricidad con el tiempo debido a la interacción gravitacional entre dos cuerpos. Los planetas en su mayoría del tamaño de subneptuno encontrados por la nave espacial Kepler con períodos orbitales cortos tienen órbitas muy circulares. [20] Por el contrario, los planetas gigantes con períodos orbitales más largos descubiertos por métodos de velocidad radial tienen órbitas bastante excéntricas. (En julio de 2010, el 55% de dichos exoplanetas tienen excentricidades superiores a 0,2, mientras que el 17% tienen excentricidades superiores a 0,5. [21] ) Las excentricidades moderadas a altas (e> 0,2) de los planetas gigantes no son un efecto de selección observacional, porque un planeta puede detectarse igualmente bien independientemente de la excentricidad de su órbita. La importancia estadística de las órbitas elípticas en el conjunto de planetas gigantes observados es algo sorprendente, porque las teorías actuales de formación planetaria sugieren que los planetas de baja masa deberían tener su excentricidad orbital circularizada por interacciones gravitacionales con el disco protoplanetario circundante . [22] [23] Sin embargo, a medida que un planeta se vuelve más masivo y su interacción con el disco se vuelve no lineal, puede inducir un movimiento excéntrico del gas del disco circundante, que a su vez puede excitar la excentricidad orbital del planeta. [24] [25] [26] Las excentricidades bajas se correlacionan con la multiplicidad alta (número de planetas en el sistema). [27] Se necesita una excentricidad baja para la habitabilidad, especialmente la vida avanzada. [28]

Para señales Doppler débiles cerca de los límites de la capacidad de detección de corriente, la excentricidad se vuelve pobremente restringida y sesgada hacia valores más altos. Se sugiere que algunas de las altas excentricidades reportadas para exoplanetas de baja masa pueden estar sobreestimadas, porque las simulaciones muestran que muchas observaciones también son consistentes con dos planetas en órbitas circulares. Las observaciones reportadas de planetas individuales en órbitas moderadamente excéntricas tienen alrededor de un 15% de posibilidades de ser un par de planetas. [29] Esta mala interpretación es especialmente probable si los dos planetas orbitan con una resonancia de 2: 1. Con la muestra de exoplanetas conocida en 2009, un grupo de astrónomos estimó que "(1) alrededor del 35% de las soluciones excéntricas de un planeta publicadas son estadísticamente indistinguibles de los sistemas planetarios en resonancia orbital 2: 1, (2) otro 40% no puede ser distinguidos estadísticamente de una solución orbital circular "y (3) los planetas con masas comparables a la Tierra podrían estar ocultos en soluciones orbitales conocidas de super-Tierras excéntricas y planetas de masa de Neptuno". [30]

Los estudios de velocidad radial encontraron que las órbitas de exoplanetas más allá de 0.1 AU son excéntricas, particularmente para planetas grandes. Los datos de tránsito obtenidos por la nave espacial Kepler son consistentes con los estudios de RV y también revelaron que los planetas más pequeños tienden a tener órbitas menos excéntricas. [31]

Inclinación frente a ángulo de giro-órbita

La inclinación orbital es el ángulo entre el plano orbital de un planeta y otro plano de referencia. Para los exoplanetas, la inclinación generalmente se establece con respecto a un observador en la Tierra: el ángulo utilizado es el que se encuentra entre la normal al plano orbital del planeta y la línea de visión de la Tierra a la estrella. Por lo tanto, la mayoría de los planetas observados por el método de tránsito están cerca de los 90 grados. [32] Debido a que la palabra 'inclinación' se usa en estudios de exoplanetas para esta inclinación de la línea de visión, entonces el ángulo entre la órbita del planeta y la rotación de la estrella debe usar una palabra diferente y se denomina ángulo de giro-órbita o giro-órbita. alineación. En la mayoría de los casos, se desconoce la orientación del eje de rotación de la estrella. La nave espacial Kepler ha encontrado algunos cientos de sistemas de múltiples planetas y en la mayoría de estos sistemas todos los planetas orbitan casi en el mismo plano, al igual que el Sistema Solar. [20] Sin embargo, una combinación de medidas astrométricas y de velocidad radial ha demostrado que algunos sistemas planetarios contienen planetas cuyos planos orbitales están significativamente inclinados entre sí. [33] Más de la mitad de los Júpiter calientes tienen planos orbitales sustancialmente desalineados con la rotación de su estrella madre. Una fracción sustancial de los Júpiter calientes incluso tiene órbitas retrógradas , lo que significa que orbitan en la dirección opuesta a la rotación de la estrella. [34] En lugar de que se haya alterado la órbita de un planeta, puede ser que la propia estrella se haya volteado temprano en la formación de su sistema debido a las interacciones entre el campo magnético de la estrella y el disco formador de planetas. [35]

Precesión del periastrón

La precesión del periastrón es la rotación de la órbita de un planeta dentro del plano orbital, es decir, los ejes de la elipse cambian de dirección. En el Sistema Solar, las perturbaciones de otros planetas son la causa principal, pero para los exoplanetas cercanos, el factor más importante pueden ser las fuerzas de marea entre la estrella y el planeta. Para exoplanetas cercanos, la contribución relativista general a la precesión también es significativa y puede ser órdenes de magnitud mayor que el mismo efecto de Mercurio . Algunos exoplanetas tienen órbitas significativamente excéntricas , lo que facilita la detección de la precesión. El efecto de la relatividad general puede detectarse en escalas de tiempo de unos 10 años o menos. [36]

Precesión nodal

La precesión nodal es la rotación del plano orbital de un planeta. La precesión nodal se ve más fácilmente como distinta de la precesión del periastrón cuando el plano orbital está inclinado a la rotación de la estrella, siendo el caso extremo una órbita polar.

WASP-33 es una estrella de rotación rápida que alberga un Júpiter caliente en una órbita casi polar. El momento de masa del cuadrupolo y el momento angular adecuado de la estrella son 1900 y 400 veces, respectivamente, mayores que los del Sol. Esto provoca importantes desviaciones clásicas y relativistas de las leyes de Kepler . En particular, la rotación rápida causa una gran precesión nodal debido al achatamiento de la estrella y al efecto Lense-Thirring . [37]

Gráfico de la velocidad de giro ecuatorial frente a la masa de los planetas comparando Beta Pictoris b con los planetas del Sistema Solar .

En abril de 2014, se anunció la primera medición del período de rotación de un planeta : la duración del día para el gigante gaseoso super-Júpiter Beta Pictoris b es de 8 horas (basado en la suposición de que la inclinación axial del planeta es pequeña). [38 ] [39] [40] Con una velocidad de rotación ecuatorial de 25 km por segundo, esto es más rápido que para los planetas gigantes del Sistema Solar, en línea con la expectativa de que cuanto más masivo es un planeta gigante, más rápido gira. La distancia de Beta Pictoris b a su estrella es de 9 UA. A tales distancias, la rotación de los planetas jovianos no se ve frenada por los efectos de las mareas. [41] Beta Pictoris b todavía es cálido y joven y durante los próximos cientos de millones de años, se enfriará y se encogerá hasta aproximadamente el tamaño de Júpiter, y si se conserva su momento angular , entonces, a medida que se encoge, la longitud de su día disminuirá a unas 3 horas y su velocidad de rotación ecuatorial se acelerará hasta unos 40 km / s. [39] Las imágenes de Beta Pictoris b no tienen una resolución lo suficientemente alta para ver directamente los detalles, pero se utilizaron técnicas de espectroscopia Doppler para mostrar que diferentes partes del planeta se movían a diferentes velocidades y en direcciones opuestas de las que se infirió que el planeta está girando. [38] Con la próxima generación de grandes telescopios terrestres será posible utilizar técnicas de imágenes Doppler para hacer un mapa global del planeta, como el mapeo de la enana marrón Luhman 16B en 2014. [42] [43] A El estudio de 2017 de la rotación de varios gigantes gaseosos no encontró correlación entre la velocidad de rotación y la masa del planeta. [44]

Origen del giro e inclinación de los planetas terrestres.

Los impactos gigantes tienen un gran efecto sobre el giro de los planetas terrestres . Los últimos impactos gigantes durante la formación planetaria tienden a ser el principal determinante de la tasa de rotación de un planeta terrestre. En promedio, la velocidad angular de giro será aproximadamente el 70% de la velocidad que haría que el planeta se rompa y se separe; el resultado natural de los impactos de embriones planetarios a velocidades ligeramente mayores que la velocidad de escape . En etapas posteriores, el giro de los planetas terrestres también se ve afectado por impactos con planetesimales . Durante la etapa de impacto gigante, el grosor de un disco protoplanetario es mucho mayor que el tamaño de los embriones planetarios, por lo que es igualmente probable que las colisiones provengan de cualquier dirección en tres dimensiones. Esto da como resultado la inclinación axial de los planetas acretados que van de 0 a 180 grados con cualquier dirección tan probable como cualquier otra con giros progrados y retrógrados igualmente probables. Por lo tanto, el giro progrado con una pequeña inclinación axial, común para los planetas terrestres del Sistema Solar excepto Venus, no es común en general para los planetas terrestres construidos por impactos gigantes. La inclinación axial inicial de un planeta determinada por impactos gigantes puede cambiar sustancialmente por las mareas estelares si el planeta está cerca de su estrella y por las mareas de los satélites si el planeta tiene un satélite grande. [45]

Efectos de marea

Para la mayoría de los planetas, el período de rotación y la inclinación axial (también llamada oblicuidad) no se conocen, pero se ha detectado una gran cantidad de planetas con órbitas muy cortas (donde los efectos de las mareas son mayores) que probablemente habrán alcanzado una rotación de equilibrio que puede ser predicho ( es decir , bloqueo de marea , resonancias de giro-órbita y equilibrios no resonantes como la rotación retrógrada ). [41]

Las mareas gravitacionales tienden a reducir la inclinación axial a cero, pero en una escala de tiempo más larga que la tasa de rotación alcanza el equilibrio. Sin embargo, la presencia de múltiples planetas en un sistema puede hacer que la inclinación axial sea capturada en una resonancia llamada estado de Cassini . Hay pequeñas oscilaciones alrededor de este estado y, en el caso de Marte, estas variaciones de inclinación axial son caóticas. [41]

La gran proximidad de los Júpiter calientes a su estrella anfitriona significa que su evolución de giro-órbita se debe principalmente a la gravedad de la estrella y no a otros efectos. No se cree que la velocidad de rotación de los Júpiter calientes se capture en la resonancia de la órbita de giro debido a la forma en que dicho cuerpo fluido reacciona a las mareas; Por lo tanto, un planeta como este se ralentiza en una rotación sincrónica si su órbita es circular o, alternativamente, se ralentiza en una rotación no sincrónica si su órbita es excéntrica. Es probable que los Júpiter calientes evolucionen hacia una inclinación axial cero incluso si hubieran estado en un estado de Cassini durante la migración planetaria cuando estaban más lejos de su estrella. Las órbitas de los Júpiter calientes se volverán más circulares con el tiempo, sin embargo, la presencia de otros planetas en el sistema en órbitas excéntricas, incluso aquellos tan pequeños como la Tierra y tan lejanos como la zona habitable, puede continuar manteniendo la excentricidad del Júpiter Caliente por lo que que la duración de la circularización de las mareas puede ser de miles de millones en lugar de millones de años. [41]

Se prevé que la velocidad de rotación del planeta HD 80606 b sea ​​de unos 1,9 días. [41] HD 80606 b evita la resonancia en órbita de espín porque es un gigante gaseoso. La excentricidad de su órbita significa que evita quedar bloqueado por las mareas.

Parámetros físicos

Masa

Cuando se encuentra un planeta por el método de la velocidad radial , su inclinación orbital i es desconocida y puede oscilar entre 0 y 90 grados. El método no puede determinar la masa verdadera ( M ) del planeta, sino que da un límite inferior para su masa , M  sen i . En algunos casos, un exoplaneta aparente puede ser un objeto más masivo, como una enana marrón o una enana roja. Sin embargo, la probabilidad de un valor pequeño de i (es decir menos de 30 grados, lo que daría una verdadera masa de al menos el doble del límite inferior observado) es relativamente bajo (1- √ 3 /2 ≈ 13%) y por lo tanto la mayoría de los planetas tienen masas verdaderas bastante cercanas al límite inferior observado. [13]

Si la órbita de un planeta es casi perpendicular a la línea de visión (es decir, i cerca de 90 °), un planeta se puede detectar a través del método de tránsito . Entonces se conocerá la inclinación, y la inclinación combinada con M  sen i de las observaciones de velocidad radial dará la verdadera masa del planeta.

Además, las observaciones astrométricas y las consideraciones dinámicas en sistemas de múltiples planetas a veces pueden proporcionar un límite superior a la masa verdadera del planeta.

En 2013 se propuso que la masa de un exoplaneta en tránsito también se puede determinar a partir del espectro de transmisión de su atmósfera, ya que se puede utilizar para restringir de forma independiente la composición atmosférica, la temperatura, la presión y la altura de escala , [46] sin embargo, un 2017 El estudio encontró que el espectro de transmisión no puede determinar inequívocamente la masa. [47]

La variación del tiempo de tránsito también se puede utilizar para encontrar la masa de un planeta. [48]

Radio, densidad y composición a granel

Antes de los resultados recientes del observatorio espacial Kepler , la mayoría de los planetas confirmados eran gigantes gaseosos comparables en tamaño a Júpiter o más grandes porque se detectan con mayor facilidad. Sin embargo, los planetas detectados por Kepler son en su mayoría entre el tamaño de Neptuno y el tamaño de la Tierra. [20]

Si un planeta es detectable tanto por el método de velocidad radial como por el de tránsito, entonces se pueden determinar tanto su verdadera masa como su radio, así como su densidad . Se infiere que los planetas con baja densidad están compuestos principalmente de hidrógeno y helio , mientras que se infiere que los planetas de densidad intermedia tienen agua como componente principal. Se infiere que un planeta de alta densidad es rocoso, como la Tierra y los demás planetas terrestres del Sistema Solar.

Size-comparison of planets with different compositions to a Sun-like star, and to Earth
Comparación de tamaños de planetas con diferentes composiciones.

Gigantes gaseosos, planetas hinchados y super-Júpiter

Size comparison of Jupiter and exoplanet WASP-17b
Comparación de tamaño de WASP-17b (derecha) con Júpiter (izquierda).

Los planetas gaseosos que están calientes son causados ​​por la proximidad extrema a su estrella anfitriona, o porque todavía están calientes por su formación y son expandidos por el calor. Para los planetas gaseosos más fríos, hay un radio máximo que es ligeramente más grande que Júpiter, que ocurre cuando la masa alcanza unas pocas masas de Júpiter. Agregar masa más allá de este punto hace que el radio se contraiga. [49] [50] [51]

Incluso si se tiene en cuenta el calor de la estrella, muchos exoplanetas en tránsito son mucho más grandes de lo esperado dada su masa, lo que significa que tienen una densidad sorprendentemente baja. [52] Vea la sección de campo magnético para una posible explicación.

Gráficos de densidad y radio de exoplanetas . [a] Arriba: densidad frente a radio. Abajo: Difusidad = 1 / Densidad vs. Radio. Unidades: Radio en radios de Júpiter ( R Jup ). Densidad en g / cm 3 . Difusidad en cm 3 / g. Estos gráficos muestran que hay una amplia gama de densidades para los planetas entre el tamaño de la Tierra y el de Neptuno, entonces los planetas de 0,6   R Jup tienen una densidad muy baja y hay muy pocos de ellos, luego los gigantes gaseosos tienen una amplia gama de densidades. .

Además de los Júpiter calientes inflados , hay otro tipo de planeta de baja densidad: superhumos con masas sólo unas pocas veces superiores a la de la Tierra, pero con radios más grandes que Neptuno. Los planetas alrededor de Kepler-51 [53] son mucho menos densos (mucho más difusos) que los Júpiter calientes inflados como se puede ver en los gráficos de la derecha donde los tres planetas Kepler-51 se destacan en el gráfico de difusidad vs. radio.

Gigantes de hielo y superneptunes

Kepler-101b fue el primer superneptuno descubierto. Tiene tres veces la masa de Neptuno, pero su densidad sugiere que los elementos pesados ​​constituyen más del 60% de su masa total, a diferencia de los gigantes gaseosos dominados por el hidrógeno y el helio. [54]

Super-Tierras, mini-Neptunes y enanas gaseosas

Si un planeta tiene un radio y / o masa entre la Tierra y Neptuno, entonces hay una pregunta sobre si el planeta es rocoso como la Tierra, una mezcla de volátiles y gas como Neptuno, un pequeño planeta con una envoltura de hidrógeno / helio ( mini-Júpiter), o de alguna otra composición.

Se ha medido la masa de algunos de los planetas en tránsito de Kepler con radios en el rango de 1 a 4 radios terrestres mediante métodos de velocidad radial o tiempo de tránsito. Las densidades calculadas muestran que hasta 1,5 radios terrestres, estos planetas son rocosos y que la densidad aumenta con el radio creciente debido a la compresión gravitacional. Sin embargo, entre 1,5 y 4 radios terrestres, la densidad disminuye al aumentar el radio. Esto indica que por encima de 1,5 radios terrestres, los planetas tienden a tener cantidades crecientes de volátiles y gas. A pesar de esta tendencia general, existe una amplia gama de masas en un radio dado, lo que podría deberse a que los planetas gaseosos pueden tener núcleos rocosos de diferentes masas y composiciones, [55] y también podría deberse a la fotoevaporación de volátiles. [56] Los modelos de atmósfera evolutiva térmica sugieren un radio de 1,75 veces el de la Tierra como línea divisoria entre planetas rocosos y gaseosos. [57] Excluyendo los planetas cercanos que han perdido su envoltura gaseosa debido a la irradiación estelar, los estudios de la metalicidad de las estrellas sugieren una línea divisoria de 1,7 radios terrestres entre planetas rocosos y enanas gaseosas, luego otra línea divisoria a 3,9 radios terrestres entre gas enanos y gigantes gaseosos. Estas líneas divisorias son tendencias estadísticas y no se aplican universalmente, porque hay muchos otros factores además de la metalicidad que afectan la formación de planetas, incluida la distancia a la estrella; puede haber planetas rocosos más grandes que se formaron a distancias mayores. [58] Un reanálisis independiente de los datos sugiere que no existen tales líneas divisorias y que existe un continuo de formación planetaria entre 1 y 4 radios terrestres y no hay razón para sospechar que la cantidad de material sólido en un disco protoplanetario determina si super -Forma Tierras o mini-Neptuno. [59] Los estudios realizados en 2016 basados ​​en más de 300 planetas sugieren que la mayoría de los objetos en aproximadamente dos masas terrestres acumulan importantes envolturas de hidrógeno y helio, lo que significa que las súper Tierras rocosas pueden ser raras. [60]

El descubrimiento del planeta Kepler-138d de masa terrestre de baja densidad muestra que existe un rango de masas superpuestas en las que se encuentran tanto planetas rocosos como planetas de baja densidad. [61] Un planeta de baja masa y baja densidad podría ser un planeta oceánico o una super-Tierra con una atmósfera remanente de hidrógeno, o un planeta caliente con una atmósfera de vapor, o un mini-Neptuno con una atmósfera de hidrógeno-helio. [62] Otra posibilidad para un planeta de baja masa y baja densidad es que tiene una gran atmósfera compuesta principalmente de monóxido de carbono , dióxido de carbono , metano o nitrógeno . [63]

Planetas sólidos masivos

Size comparison of Kepler-10c with Earth and Neptune
Comparación de tamaño de Kepler-10c con la Tierra y Neptuno

En 2014, nuevas mediciones de Kepler-10c encontraron que era un planeta con masa de Neptuno (17 masas terrestres) con una densidad más alta que la de la Tierra, lo que indica que Kepler-10c está compuesto principalmente de roca con posiblemente hasta un 20% de agua a alta presión. hielo pero sin una envoltura dominada por hidrógeno. Debido a que esto está muy por encima del límite superior de 10 masas terrestres que se usa comúnmente para el término 'súper-Tierra', se ha acuñado el término mega-Tierra . [64] [65] Un planeta igualmente masivo y denso podría ser Kepler-131b , aunque su densidad no está tan bien medida como la de Kepler 10c. Los siguientes planetas sólidos más masivos conocidos tienen la mitad de esta masa: 55 Cancri e y Kepler-20b . [66]

Los planetas gaseosos pueden tener grandes núcleos sólidos. El planeta HD 149026 b de masa de Saturno tiene sólo dos tercios del radio de Saturno, por lo que puede tener un núcleo de roca-hielo de 60 masas terrestres o más. [49] Corot-20b tiene 4,24 veces la masa de Júpiter pero un radio de solo 0,84 el de Júpiter; puede tener un núcleo metálico de 800 masas terrestres si los elementos pesados ​​se concentran en el núcleo, o un núcleo de 300 masas terrestres si los elementos pesados ​​están más distribuidos por todo el planeta. [67] [68]

Las mediciones de la variación del tiempo de tránsito indican que Kepler-52b, Kepler-52c y Kepler-57b tienen masas máximas entre 30 y 100 veces la de la Tierra, aunque las masas reales podrían ser mucho menores. Con radios de aproximadamente 2 radios terrestres [69] de tamaño, podrían tener densidades mayores que las de un planeta de hierro del mismo tamaño. Orbitan muy cerca de sus estrellas, por lo que cada uno de ellos podría ser el núcleo remanente ( planeta chthoniano ) de un gigante gaseoso evaporado o una enana marrón . Si un núcleo remanente es lo suficientemente masivo, podría permanecer en ese estado durante miles de millones de años a pesar de haber perdido la masa atmosférica. [70] [71]

Planetas sólidos hasta miles de veces la masa terrestre pueden ser capaces de formar alrededor de estrellas masivas ( de tipo B y de tipo O estrellas; 5-120 masas solares), en el que el disco protoplanetario contendría suficientes elementos pesados. Además, estas estrellas tienen alta radiación ultravioleta y vientos que podrían fotoevaporar el gas en el disco, dejando solo los elementos pesados. [72] A modo de comparación, la masa de Neptuno es igual a 17 masas terrestres, Júpiter tiene 318 masas terrestres y el límite de masa de 13 Júpiter utilizado en la definición de trabajo de la IAU de un exoplaneta equivale aproximadamente a 4000 masas terrestres. [72]

Los planetas fríos tienen un radio máximo porque agregar más masa en ese punto hace que el planeta se comprima bajo el peso en lugar de aumentar el radio. El radio máximo de los planetas sólidos es menor que el radio máximo de los planetas gaseosos. [72]

Forma

Cuando el tamaño de un planeta se describe usando su radio, esto se aproxima a la forma de una esfera. Sin embargo, la rotación de un planeta hace que se aplana en los polos; por lo que el radio ecuatorial es más grande que el radio polar, haciéndolo más cercano a un esferoide achatado . El achatamiento de los exoplanetas en tránsito afectará a las curvas de luz de tránsito. En los límites de la tecnología actual, ha sido posible demostrar que HD 189733b es menos achatado que Saturno . [73] Si el planeta está cerca de su estrella, las mareas gravitacionales alargarán el planeta en la dirección de la estrella, haciendo que el planeta se acerque más a un elipsoide triaxial . [74] Debido a que la deformación de las mareas se produce a lo largo de una línea entre el planeta y la estrella, es difícil de detectar mediante la fotometría de tránsito; tendrá un efecto sobre las curvas de luz de tránsito un orden de magnitud menor que el causado por la deformación rotacional incluso en los casos en que la deformación por marea es mayor que la deformación rotacional (como es el caso de los Júpiter calientes bloqueados por mareas ). [73] La rigidez material de los planetas rocosos y los núcleos rocosos de los planetas gaseosos provocarán más desviaciones de las formas antes mencionadas. [73] Las mareas térmicas causadas por superficies irradiadas de manera desigual son otro factor. [75]

Los estudios de la puesta de sol en Titán realizados por Cassini ayudan a comprender las atmósferas de exoplanetas (concepto del artista).

En febrero de 2014, se habían observado más de cincuenta atmósferas de exoplanetas en tránsito y cinco en imágenes directamente , [76] lo que resultó en la detección de características espectrales moleculares; observación de gradientes de temperatura día-noche; y limitaciones en la estructura atmosférica vertical. [77] Además, se ha detectado una atmósfera en el Júpiter caliente no en tránsito Tau Boötis b . [78] [79]

Composición de la superficie

Las características de la superficie se pueden distinguir de las características atmosféricas comparando la espectroscopía de emisión y reflexión con la espectroscopía de transmisión . La espectroscopia de infrarrojo medio de exoplanetas puede detectar superficies rocosas, y el infrarrojo cercano puede identificar océanos de magma o lavas de alta temperatura, superficies de silicato hidratado y hielo de agua, proporcionando un método inequívoco para distinguir entre exoplanetas rocosos y gaseosos. [80]

Temperatura de la superficie

Ilustración artística de la inversión de temperatura en la atmósfera de un exoplaneta. [81]

La temperatura de un exoplaneta se puede estimar midiendo la intensidad de la luz que recibe de su estrella madre. Por ejemplo, se estima que el planeta OGLE-2005-BLG-390Lb tiene una temperatura superficial de aproximadamente -220 ° C (50 K). Sin embargo, tales estimaciones pueden ser sustancialmente erróneas porque dependen del albedo generalmente desconocido del planeta y porque factores como el efecto invernadero pueden introducir complicaciones desconocidas. Se ha medido la temperatura de algunos planetas observando la variación en la radiación infrarroja a medida que el planeta se mueve en su órbita y es eclipsado por su estrella madre. Por ejemplo, se ha estimado que el planeta HD 189733b tiene una temperatura promedio de 1.205 K (932 ° C) en su lado diurno y 973 K (700 ° C) en su lado nocturno. [82]

Zona habitable

La zona habitable alrededor de una estrella es la región donde la temperatura es la adecuada para permitir que exista agua líquida en la superficie del 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, por lo que la zona habitable puede estar a diferentes distancias para diferentes estrellas. 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 de cada tipo de planeta: los planetas desérticos (también conocidos como planetas secos), con muy poca agua, tendrán menos vapor de agua en la atmósfera que la Tierra y, por lo tanto, tienen un efecto invernadero reducido, lo que significa que un planeta desértico podría mantener oasis de agua más cerca de su estrella que la Tierra del Sol. La falta de agua también significa que hay menos hielo para reflejar el calor en el espacio, por lo que el borde exterior de las zonas habitables de los planetas desérticos está más alejado. [83] [84] Los planetas rocosos con una atmósfera densa de hidrógeno podrían mantener el agua superficial mucho más lejos que la distancia Tierra-Sol. [85] Los planetas con mayor masa tienen zonas habitables más amplias porque la gravedad reduce la profundidad de la columna de la nube de agua, lo que reduce el efecto invernadero del vapor de agua, moviendo así el borde interior de la zona habitable más cerca de la estrella. [86]

La velocidad de rotación planetaria es uno de los principales factores que determinan la circulación de la atmósfera y, por lo tanto, el patrón de las nubes: los planetas que giran lentamente crean nubes gruesas que se reflejan más y, por lo tanto, pueden ser habitables mucho más cerca de su estrella. La Tierra con su atmósfera actual sería habitable en la órbita de Venus, si tuviera la rotación lenta de Venus. Si Venus perdió su océano de agua debido a un efecto invernadero desbocado , es probable que haya tenido una tasa de rotación más alta en el pasado. Alternativamente, Venus nunca tuvo un océano porque el vapor de agua se perdió en el espacio durante su formación [87] y podría haber tenido su rotación lenta a lo largo de su historia. [88]

Los planetas bloqueados por las mareas (también conocidos como planetas del "globo ocular" [89] ) pueden ser habitables más cerca de su estrella de lo que se pensaba anteriormente debido al efecto de las nubes: con un flujo estelar alto, la convección fuerte produce nubes de agua espesas cerca del punto subestelar que aumentan considerablemente el nivel planetario. albedo y reducir las temperaturas superficiales. [90]

Las zonas habitables generalmente se han definido en términos de temperatura de la superficie, sin embargo, más de la mitad de la biomasa de la Tierra proviene de microbios del subsuelo, [91] y la temperatura aumenta con la profundidad, por lo que el subsuelo puede ser propicio para la vida microbiana cuando la superficie está congelada y si esta Se considera que la zona habitable se extiende mucho más lejos de la estrella, [92] incluso los planetas rebeldes podrían tener agua líquida a suficiente profundidad bajo tierra. [93] En una era anterior del universo, la temperatura del fondo cósmico de microondas habría permitido que cualquier planeta rocoso que existiera tuviera agua líquida en su superficie, independientemente de su distancia a una estrella. [94] Es posible que los planetas similares a Júpiter no sean habitables, pero podrían tener lunas habitables . [95]

Edades de hielo y estados de bola de nieve

El borde exterior de la zona habitable es donde los planetas están completamente congelados, pero los planetas dentro de la zona habitable pueden congelarse periódicamente. Si las fluctuaciones orbitales u otras causas producen enfriamiento, entonces esto crea más hielo, pero el hielo refleja la luz solar y causa aún más enfriamiento, creando un circuito de retroalimentación hasta que el planeta está completa o casi completamente congelado. Cuando la superficie se congela, esto detiene la erosión del dióxido de carbono , lo que resulta en una acumulación de dióxido de carbono en la atmósfera a partir de las emisiones volcánicas. Esto crea un efecto invernadero que vuelve a descongelar el planeta. Los planetas con una gran inclinación axial [96] tienen menos probabilidades de entrar en estados de bola de nieve y pueden retener agua líquida más lejos de su estrella. Las grandes fluctuaciones de la inclinación axial pueden tener un efecto de calentamiento aún mayor que una inclinación grande fija. [97] [98] Paradójicamente, los planetas que orbitan alrededor de estrellas más frías, como las enanas rojas, tienen menos probabilidades de entrar en estados de bola de nieve porque la radiación infrarroja emitida por estrellas más frías se encuentra principalmente en longitudes de onda que son absorbidas por el hielo que las calienta. [99] [100]

Calentamiento de mareas

Si un planeta tiene una órbita excéntrica, el calentamiento de las mareas puede proporcionar otra fuente de energía además de la radiación estelar. Esto significa que los planetas excéntricos en la zona habitable radiativa pueden estar demasiado calientes para el agua líquida. Las mareas también circularizan las órbitas a lo largo del tiempo, por lo que podría haber planetas en la zona habitable con órbitas circulares que no tienen agua porque solían tener órbitas excéntricas. [101] Los planetas excéntricos más alejados que la zona habitable todavía tendrían superficies congeladas, pero el calentamiento de las mareas podría crear un océano subsuperficial similar al de Europa . [102] En algunos sistemas planetarios, como en el sistema Upsilon Andromedae , la excentricidad de las órbitas se mantiene o incluso varía periódicamente por perturbaciones de otros planetas del sistema. El calentamiento de las mareas puede provocar la desgasificación del manto, lo que contribuye a la formación y reposición de una atmósfera. [103]

Planetas potencialmente habitables

Una revisión en 2015 identificó a los exoplanetas Kepler-62f , Kepler-186f y Kepler-442b como los mejores candidatos para ser potencialmente habitables. [104] Estos están a una distancia de 1200, 490 y 1,120 años luz de distancia, respectivamente. De estos, Kepler-186f tiene un tamaño similar a la Tierra con su medida de radio terrestre de 1,2, y está ubicado hacia el borde exterior de la zona habitable alrededor de su estrella enana roja.

Al observar los candidatos a exoplanetas terrestres más cercanos, Proxima Centauri b está a unos 4,2 años luz de distancia. Se estima que su temperatura de equilibrio es de -39 ° C (234 K). [105]

Planetas del tamaño de la tierra

  • En noviembre de 2013 se estimó que 22 ± 8% de las estrellas similares al Sol [b] en la galaxia Vía Láctea pueden tener un planeta [c] del tamaño de la Tierra en la zona habitable [d] . [106] [107] Suponiendo 200 mil millones de estrellas en la Vía Láctea, [e] eso serían 11 mil millones de Tierras potencialmente habitables, aumentando a 40 mil millones si se incluyen las enanas rojas . [108]
  • Kepler-186f , un planeta de 1,2 de radio terrestre en la zona habitable de una enana roja , informado en abril de 2014.
  • Proxima Centauri b, un planeta en la zona habitable de Proxima Centauri , la estrella conocida más cercana al sistema solar con una masa mínima estimada de 1,27 veces la masa de la Tierra.
  • En febrero de 2013, los investigadores especularon que hasta el 6% de las pequeñas enanas rojas pueden tener planetas del tamaño de la Tierra. Esto sugiere que el más cercano al Sistema Solar podría estar a 13 años luz de distancia. La distancia estimada aumenta a 21 años luz cuando se usa un intervalo de confianza del 95% . [109] En marzo de 2013, una estimación revisada dio una tasa de ocurrencia del 50% para planetas del tamaño de la Tierra en la zona habitable de enanas rojas. [110]
  • Con 1,63 veces el radio de la Tierra, Kepler-452b es el primer planeta descubierto del tamaño de la Tierra en la "zona habitable" alrededor de una estrella similar al Sol de tipo G2 (julio de 2015). [111]

  • Instituto Carl Sagan  - Instituto para la búsqueda de mundos habitables
  • Zona habitable circunestelar  : órbitas donde los planetas pueden tener agua líquida.
  • Detectando la Tierra desde estrellas distantes
  • Lista de proyectos de búsqueda de exoplanetas
  • Listas de exoplanetas
  • Nexus for Exoplane System Science  : dedicado a la búsqueda de vida en exoplanetas
  • Ciencia planetaria  : ciencia de los objetos astronómicos aparentemente en órbita alrededor de uno o más objetos estelares en unos pocos años luz.

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  3. ^ A los efectos de esta estadística de 1 de cada 5, el tamaño de la Tierra significa 1-2 radios terrestres
  4. ^ A los efectos de esta estadística de 1 en 5, "zona habitable" significa la región con 0,25 a 4 veces el flujo estelar de la Tierra (correspondiente a 0,5-2 AU para el Sol).
  5. ^ Aproximadamente 1/4 de las estrellas son estrellas GK similares al Sol. La cantidad de estrellas en la galaxia no se conoce con precisión, pero asumiendo 200 mil millones de estrellas en total, la Vía Láctea tendría alrededor de 50 mil millones de estrellas similares al Sol (GK), de las cuales aproximadamente 1 de cada 5 (22%) u 11 mil millones serían ser del tamaño de la Tierra en la zona habitable. Incluir las enanas rojas aumentaría esto a 40 mil millones.

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  • Archivo público de datos de Kepler por el Instituto de Ciencias del Telescopio Espacial
  • Encuesta Strömgren de astrosismología y arqueología galáctica
Catálogos y bases de datos de exoplanetas
  • Enciclopedia de planetas extrasolares del Observatorio de París
  • El catálogo de exoplanetas habitables de la UPR Arecibo
  • Atlas del Nuevo Mundo por NASA / JPL PlanetQuest