Exoplanetas o Planetas Extrasolares

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Los Exoplanetas o Planetas Extrasolares

Desde el descubrimiento del primer exoplaneta, 51 Pegasi b, en 1995, se han descubierto muchos otros cuerpos celestes de este tipo. Estos exoplanetas, también llamados planetas extrasolares, son planetas situados fuera del sistema solar que orbitan alrededor de una estrella distinta del Sol. Su existencia ha sido cuestionada por los filósofos desde la Antigüedad. Desde 1995 se han realizado numerosas observaciones, gracias a métodos de detección cada vez más perfeccionados, que demuestran que estos exoplanetas no son, en definitiva, poco frecuentes (se han contabilizado unos 3400 en 2016). Se trata de objetos muy diversos, a menudo muy diferentes de los planetas del sistema solar, que cubren una amplia gama de masas y distancias con respecto a su estrella. Su estado físico, gaseoso o sólido, su formación y evolución, o la existencia de objetos similares a la Tierra, son cuestiones que hacen de este nuevo campo de la astronomía contemporánea uno de los más fascinantes.

Otros sistemas planetarios en el universo: una idea muy antigua

La idea de que el universo alberga otros mundos similares a la Tierra es muy antigua. Los filósofos de la Antigüedad (Demócrito, Epicuro, Lucrecio), así como el teólogo Alberto Magno (siglo XIII), el pensador Nicolás de Cusa (siglo XV) o Giordano Bruno (siglo XVI) también la concebían. No fue hasta el siglo XIX cuando la cuestión se convirtió en científica, cuando un mejor conocimiento del sistema solar, el dominio de la mecánica celeste newtoniana y la fotografía permitieron buscar, en el movimiento propio de un estrella, situada lejos del Sol, perturbaciones periódicas de trayectoria («zigzag») que traducirían la presencia de un planeta en órbita alrededor de esta estrella. Sin embargo, ninguno de los descubrimientos anunciados por este método resistió las verificaciones durante muchas décadas.

¿Por qué estar convencido, sin embargo, de la existencia de otros sistemas planetarios además del nuestro? Dos razones muy diferentes han convencido a los astrónomos. La primera se basa en el principio copernicano, que rechaza asignar al sistema solar un lugar especial en el Universo. La segunda está relacionada con la forma en que, desde Pierre-Simon de Laplace (1749-1827) y James Jeans (1877-1946), nos hemos ido representando gradualmente, con una precisión cada vez mayor y sólidos argumentos físicos, la formación de una estrella y la, simultánea, de un disco de materia (llamado disco de acreción) a su alrededor, capaz de formar exoplanetas en órbita. Ya en 1992, el telescopio espacial Hubble permitió observar numerosos ejemplos de discos alrededor de estrellas en el nebuloso de Orión. Por lo tanto, los exoplanetas debían existir.

En los años 70, los modelos de acreción gravitacional, que conducen a la formación de un estrella u objetos menos masivos, pusieron de manifiesto áreas precisas de masa: así, la acreción de una masa superior a 0,08 veces la masa del Sol (notada MS Sol), es decir, 80 veces la masa del planeta Júpiter (notada MJup), provoca la activación de reacciones nucleares en el corazón del estrella en formación. La acreción de una masa de entre 13 y 80 MJupio forma un objeto poco luminoso: un enano marrón. Por debajo de 13 MJup se encuentra el reino de los planetas, desde los gigantes gaseosos, como Júpiter, hasta los llamados planetas telúricos, compuestos principalmente de rocas y metales, como la Tierra (0,003 MJup), Marte (0,1 MTierra) o Mercurio (0,06 MTierra). Este valor de 13 MJup se calcula para la acreción de un gas con una composición de elementos químicos idéntica a la de la del Sol (se habla de la misma metalicidad que la del Sol).

Para composiciones diferentes, como las que pueden encontrarse en la Galaxia, el valor límite diferiría ligeramente. Sin embargo, la Unión Astronómica Internacional ha establecido, de manera convencional, la atribución de la calidad de exoplaneta a cualquier objeto de masa inferior a 13 MJupiter, que orbite alrededor de un astro distinto al Sol. El estudio de las propiedades (en particular, la masa y el radio) y los procesos de formación de los exoplanetas conocidos enriquecerá progresivamente estas categorías iniciales, que, no obstante, constituyen una primera aproximación conveniente.

Los primeros métodos utilizados para detectar exoplanetas eran indirectos. Entre ellas, el método llamado de velocimetría busca, mediante espectroscopia de precisión, una variación periódica de la velocidad del estrella con respecto a la Tierra bajo el efecto de la gravedad de un planeta hipotético. Permitió detectar en 1988 un primer objeto de baja masa, al que se le asignó, de manera prudente, solo el estatus de enano marrón. Pero el camino estaba abierto: en otoño de 1995, Michel Mayor y Didier Queloz (investigadores del Observatorio de Ginebra), utilizando en el Observatorio de Alta Provenza un espectrómetro de muy alta precisión, cuyo principio se debe al francés André Baranne (Marsella), descubrieron el primer planeta alrededor de un astro distinto al Sol. Se trata de 51 Pegasi b, cuya masa es al menos igual a 0,5 MJupiter. Para sorpresa de todos, está extremadamente cerca de su estrella, ya que tiene un período de revolución de cuatro días y medio, lo que facilitó su detección. Desde entonces, los descubrimientos se han multiplicado gracias a la diversificación de los métodos de observación y medición. En particular, el método velocimétrico se complementó rápidamente con otro método indirecto extremadamente fructífero, el de los tránsitos, y luego con la obtención de imágenes directas de los planetas. Así, a mediados de 2016, se habían identificado 3400 exoplanetas.

Primeros descubrimientos de sistemas exoplanetarios

Durante esta búsqueda, algunos sistemas planetarios han marcado hitos, ya sea porque fueron los primeros descubiertos mediante una técnica determinada o porque sus propiedades, muy particulares, han planteado importantes cuestiones teóricas. A veces, algunos de ellos, excepcionalmente cercanos o brillantes, han permitido llevar la caracterización más allá de lo que ha sido posible para otros objetos con propiedades similares. Así, se han convertido en prototipos de una clase particular de exoplanetas.

En 1995, 51 Pegasi fue, por tanto, el primer estrella de tipo solar alrededor de la cual se descubrió un planeta. Este se llama 51 Pegasi b: el nombre de un exoplaneta se compone del nombre de su estrella seguido de la letra b. En el caso de un sistema múltiple, es decir, que incluye al menos dos exoplanetas, el segundo se llama c, el tercero d, el cuarto e, y así sucesivamente, reflejando la cronología de los descubrimientos. La existencia de 51 Pegasi b se puso en duda en un momento dado, ya que se temía que la señal observada no fuera más que la manifestación de un fenómeno propio del astro. Sin embargo, su existencia se confirmó rápidamente. La brevísima duración de la revolución de 51 Pegasi b (cuatro días y medio para dar la vuelta a su estrella) ha llevado a revisar los modelos de formación y evolución de los planetas gigantes. Este primer exoplaneta se ha convertido en el prototipo de los «Júpiteres calientes», esos planetas gigantes que evolucionan muy cerca de su estrella, lo que da como resultado una temperatura atmosférica muy elevada (más de 1000 K).

HD 209458 b, que da una vuelta en solo 3,5 días alrededor de una estrella similar a la del Sol, también es un Júpiter caliente que se descubrió en 1999 mediante el método velocimétrico, que solo podía proporcionar una masa mínima, ya que entonces se desconocía la inclinación de la órbita. Pero, a diferencia de 51 Pegasi b, se descubrió que HD 209458 b evoluciona en una órbita que se ve de canto desde la Tierra. Por lo tanto, el planeta pasa regularmente (cada 3,5 días) entre el estrella y la Tierra (fenómeno llamado tránsito). La observación del tránsito del planeta permitió medir su radio. Dado que la inclinación de la órbita es cercana a 90º (ya que el planeta se ve en tránsito), la masa real pudo estimarse utilizando los resultados de la velocimetría. Conociendo la masa y el radio, se pudo estimar por primera vez la densidad media de un exoplaneta, en este caso 0,3 g/cm3 (en comparación, la densidad media de la Tierra es de 5,5 g/cm3 y la de Júpiter de 1,3 g/cm3). HD 209458 b, un gigante gaseoso, es un objetivo de elección para el estudio de las atmósferas planetarias. Ya se han detectado una gran cantidad de átomos y moléculas en su atmósfera. Las observaciones con el telescopio espacial Hubble también han puesto de manifiesto un fenómeno de evaporación de su atmósfera.

2Mass 1207-39 b y AB Pic b son los dos primeros cuerpos de masa planetaria detectados por imágenes directas. El primero, descubierto en 2004, tiene una masa de aproximadamente 5 MJup y orbita alrededor de un enano marrón de 25 MJup. El segundo, descubierto en 2005, orbita a casi 250 unidades astronómicas (ua, unidad correspondiente a la distancia Tierra-Sol) de su estrella, y su masa se encuentra en el límite de la de los enanos marrones. Estos dos objetos, al igual que otros similares descubiertos desde entonces, tienen características muy diferentes a las de los planetas gigantes del sistema solar. Exigen una revisión de los procesos de formación de los planetas, así como de la propia definición de exoplanetas. Además, al ser observados lejos de su estrella la mayor parte del tiempo, se prestan bien a estudios espectroscópicos de su atmósfera.

β Pictoris b, descubierto en imágenes directas en 2008 a partir de datos registrados en 2003, es un exoplaneta gigante, aproximadamente diez veces más masivo que Júpiter, que orbita a unos 10 UA de su estrella. Debido a su período de revolución relativamente corto (actualmente estimado en unos veinte años), ya se ha revelado gran parte de su órbita. El resto de esta última revelará quizás, entre 2017 y 2018, un posible tránsito del planeta frente al sol. β Pictoris b tiene la particularidad de haber sido predicho, una década antes de su detección, gracias al estudio de la forma particular de un disco de polvo circumestelar alrededor del astro, que fue descubierto en los años 90. β Pictoris b es también el único planeta del que se ha podido medir el periodo de rotación sobre sí mismo (menos de diez horas).

Una gran diversidad de exoplanetas

Las numerosas observaciones acumuladas desde mediados de la década de 1990 se vuelven estadísticamente significativas e indican que los exoplanetas no son raros. Más del 50 % de los estrellas similares a la del Sol albergarían exoplanetas de baja masa y sólidos (tipo terrestre), mientras que entre el 5 y el 10 % albergarían exoplanetas más masivos y gaseosos. Este último porcentaje está sin duda subestimado, ya que solo cuenta los gigantes que orbitan a menos de 5 ua aproximadamente. De hecho, los exoplanetas gigantes situados lejos de su estrella son difíciles de detectar por métodos indirectos, ya que su período de revolución es de décadas, aunque los modelos predicen una formación frecuente. El porcentaje de estrellas rodeadas de exoplanetas de poca masa también está sin duda subestimado, ya que los exoplanetas del tamaño de la Tierra o más pequeños están muy por debajo del umbral de detección de los instrumentos actuales.

Los aproximadamente 3400 exoplanetas conocidos han permitido iniciar una clasificación de estos objetos. Los criterios de esta clasificación son, en primer lugar, la masa del planeta y su distancia al sol. Estos dos parámetros son determinantes para caracterizar los sistemas planetarios y comprender la historia de su formación. La masa de los exoplanetas detectados varía entre unas pocas masas terrestres y aproximadamente 13 MJup. La distribución de la masa de los exoplanetas indica tres poblaciones de exoplanetas, respectivamente alrededor de las masas 0,03 MJup (9 MTierras), 1,5 MJup y 10 MJup. Las observaciones también revelan la existencia de numerosos planetas cuya masa se encuentra entre la de la Tierra y la de Júpiter y de los cuales no existe equivalente en el sistema solar.

La distancia de los exoplanetas a su estrella varía entre unas pocas centésimas y varios cientos de unidades astronómicas; en comparación, en el sistema solar, los planetas orbitan entre 0,38 ua (Mercurio) y 30 ua (Neptuno). Aquí también, los límites de la tecnología (se habla de sesgo de detección) tienden a favorecer ciertas configuraciones: además del hecho de que los métodos indirectos solo detectan planetas distantes a no más de unas pocas unidades astronómicas de su estrella, se han centrado principalmente en estrellas de miles de millones de años de antigüedad, por analogía con el sistema solar. Por su parte, la imagen directa solo permite detectar planetas gaseosos gigantes y masivos, relativamente alejados de su estrella (más de 10 ua) y con solo unas decenas de millones de años (lo que les confiere una luminosidad propia, ya que aún no se han enfriado por completo). En otras palabras, la exploración exhaustiva de las poblaciones de exoplanetas y su importancia relativa es un programa que acaba de comenzar.

Aunque los datos sobre la masa de los exoplanetas y su distancia al sol aún son limitados, ya muestran una gran diversidad de estos objetos en comparación con el sistema solar. En el pasado, los astrónomos querían clasificar estrellas y nebulosas en función de propiedades comunes; hoy en día, quieren clasificar los exoplanetas de la forma más precisa posible. Pero los criterios siguen siendo imprecisos y conducen a nomenclaturas variadas, a veces redundantes para estas clases de objetos. Así, a veces se habla de «Júpiteres», «Saturnos», « Neptunos», de «Tierras», por analogía con los planetas del sistema solar, pero también de «Júpiteres masivos», de «super-Júpiteres», o por el contrario de «mini-Júpiteres», de «mini-Neptunos», de «super-Tierras», de «mini-Tierras» según la masa o el radio de los planetas. También se han propuesto «Júpiteres calientes», «Neptunos calientes», según la distancia de los planetas al sol, y «gigantes gaseosos», «gigantes de hielo», «planetas océano», cuando nos referimos a su composición.

En este vasto «bestiario» en construcción hay muchos casos especialmente interesantes e inesperados, como esta nueva clase llamada «Júpiteres calientes», o Pegasidas en referencia a 51 Pegasi b, el primer exoplaneta detectado. Sus representantes evolucionan entre uno y unas pocas decenas de radios estelares de su estrella, es decir, muy cerca. Su atmósfera se calienta a temperaturas elevadas, entre 1000 K y más de 2500 K, es decir, comparables a las de la atmósfera de las estrellas más frías. De la misma manera, pero en el extremo opuesto en términos de distancia, se han descubierto algunos planetas a varios cientos de unidades astronómicas de su estrella. Otros resultados inesperados: Entre los planetas descubiertos, unos sesenta orbitan en órbitas inclinadas más de 100 grados con respecto a la superficie ecuatorial de su estrella; más de 350 exoplanetas orbitan en órbitas elípticas con una excentricidad elevada, superior a 0,2; por último, algunos planetas giran en sentido retrógrado con respecto a la rotación de su estrella sobre sí misma. En comparación, ningún planeta del sistema solar evoluciona en una órbita muy cercana o muy lejana, o inclinada, o retrógrada, o muy elíptica. Los modelos de formación de sistemas planetarios desarrollados durante los años 1970-1990, cuyo objetivo era entonces reproducir la formación del sistema solar, tuvieron que ser revisados para integrar y explicar estas sorprendentes propiedades.

Se han identificado varios cientos de sistemas planetarios múltiples mediante métodos indirectos alrededor de estrellas de edad similar a la de nuestro Sol (unos 4500 millones de años) o más antiguas, y se ha descubierto un sistema mediante imágenes directas alrededor de la joven estrella HR 8799 (unos 60 millones de años). Se observa una gran variedad de configuraciones. Por ejemplo, se han encontrado sistemas formados por gigantes gaseosos cerca de su estrella y exoplanetas menos masivos en el exterior, mientras que, en el sistema solar, los planetas terrestres orbitan todos más cerca del Sol que los gigantes, que son mucho más masivos. Cabe señalar que las órbitas de los exoplanetas dentro de un sistema múltiple (caso de HR 8799) no pueden ser cualesquiera: deben ser compatibles con la estabilidad dinámica a largo plazo del conjunto, bajo el efecto de las fuerzas gravitacionales.

Ninguno de los sistemas múltiples detectados hasta la fecha alrededor de estrellas similares a la nuestra se parece al sistema solar. Sin embargo, esto no es sorprendente en la medida en que los métodos actuales no permiten detectar verdaderos análogos a la Tierra o a Marte, y porque los períodos de medición disponibles no son lo suficientemente largos para detectar, por métodos indirectos, análogos a Saturno, Urano o Neptuno, cuyos períodos de revolución son de varias décadas.

Atmósferas, océanos y superficies de los exoplanetas

Si bien la masa y las propiedades orbitales de los exoplanetas detectados están empezando a precisarse, las propiedades físicas (atmósfera, océanos, estructura interna) están mucho menos definidas, ya que las observaciones proporcionan un acceso mucho menos directo a ellas. Existen dos métodos posibles: uno basado en la combinación de mediciones de velocidad y tránsito, y otro basado en el estudio espectroscópico de las atmósferas planetarias.

Cuando un exoplaneta ha sido detectado tanto por tránsito como por velocidad, su radio y su masa son calculables, y se deduce inmediatamente su densidad media (o densidad media en relación con el agua líquida). Esta información es crucial porque proporciona información sobre el estado físico del exoplaneta. Los exoplanetas de radio muy grande y baja densidad son principalmente gaseosos, y se los suele calificar de gigantes. Los exoplanetas de solo unas pocas masas terrestres, con un radio pequeño (unos pocos radios terrestres) y una gran densidad, llamados supertierras, no tienen equivalente en el sistema solar; sin embargo, no son raros. Con este mismo criterio de densidad media, se ha propuesto otra categoría de exoplanetas, los «planetas océano». Estos, de menor densidad que los planetas terrestres y de radio algo mayor, estarían cubiertos en toda su superficie por una capa de agua líquida de varias decenas de kilómetros de espesor. Por último, los exoplanetas de densidad y masa muy comparables a las de la Tierra, llamados telúricos, son sólidos y rocosos.

Cabe señalar que los detalles del interior de los exoplanetas (estructura interna) siguen siendo desconocidos, ya que las dos cantidades medidas (radio y masa) son insuficientes para pretender describirlos de manera única. De hecho, a menudo, varios modelos diferentes del interior pueden reproducir los observables disponibles (lo que se denomina «degeneración de modelos»).

Si la descripción de la estructura interna de los exoplanetas sigue siendo muy difícil, la de las atmósferas lo es menos, gracias a los estudios espectroscópicos, realizados en un número, sin embargo, todavía muy limitado de casos: algunos Júpiteres calientes y algunos exoplanetas alejados de su estrella.

Las atmósferas de los Júpiter calientes se estudian comparando los espectros de ultravioleta, visible o infrarrojo de la radiación del estrella antes y durante un tránsito, ya sea primario (el planeta pasa entre el estrella y el observador terrestre), o secundario (el planeta, el estrella y el observador están siempre alineados, pero el planeta pasa esta vez detrás del estrella). Durante estos tránsitos, la luz del estrella interactúa con la atmósfera del exoplaneta, ya sea absorbida o difundida, y esta luz debe verse afectada. Por ejemplo, cuando hay elementos químicos presentes en la atmósfera del planeta, crean absorciones características en el espectro de la luz recibida del estrella; estas últimas proporcionarán información sobre la presencia y abundancia de estos elementos.

Sin embargo, en varios casos, los espectros obtenidos son planos y no contienen las líneas espectrales que deberían producir los átomos y moléculas de la atmósfera planetaria. Este resultado inesperado se atribuye a la presencia, en la atmósfera exoplanetaria, de nubes de polvo o niebla de agua, que enmascaran las líneas espectrales. Sin embargo, se han detectado varios componentes en las atmósferas de algunos Júpiteres calientes, como carbono, oxígeno, sodio, hierro, magnesio, agua, monóxido de carbono, dióxido de carbono, metano, etc. Cabe señalar que, debido a su proximidad al astro, las atmósferas de los Júpiter calientes están sometidas a radiaciones X de alta energía, así como al bombardeo de partículas (viento estelar). La radiación ultravioleta del estrella, en particular en la intensa línea Lyman-α que emite el hidrógeno, afecta significativamente a las capas superiores de la atmósfera exoplanetaria, provocando calentamiento, ionización y reacciones fotomecánicas. Así, las atmósferas de los Júpiter calientes son sin duda muy diferentes de las de los Júpiter más alejados de su estrella. La intensidad de la radiación estelar puede incluso, en algunos casos, provocar la evaporación de la atmósfera. Por último, en el caso de los exoplanetas que giran tan cerca de su estrella, se observan importantes variaciones de temperatura entre el día y la noche, que deben inducir vientos considerables en la atmósfera.

Los planetas gaseosos situados lejos de su estrella ofrecen la posibilidad de estudiar atmósferas menos expuestas a la luz de esta. La combinación de la espectroscopia y la óptica adaptativa ha proporcionado espectros de gran calidad que, en la atmósfera de varios planetas, revelan moléculas como el agua, el monóxido de carbono, el metano… También se han detectado nubes localizadas de polvo, algunas de las cuales evolucionan con el tiempo. Por lo tanto, se están iniciando nuevos estudios de tipo «meteorológico» en estos planetas.

Formación y evolución de los exoplanetas

El escenario aceptado de formación de los planetas del sistema solar considera que estos se formaron en una disco de gas y de granos microscópicos de polvo, girando alrededor de un Sol que aún no había alcanzado su estado de equilibrio. Dentro de esta disco se habrían desarrollado granos cada vez más grandes, y luego cuerpos sólidos llamados planetesimales, de una dimensión que alcanzaba unos pocos kilómetros, formando los ladrillos básicos de la formación de los planetas. En esta disco hay que distinguir dos zonas: una zona externa, en la que las moléculas que contienen hidrógeno (el elemento más abundante en la disco), como el agua o el amoníaco, están organizadas en forma de hielo; y una zona interna, en la que estas moléculas están en estado líquido o gaseoso. La región que separa estas dos zonas se llama «línea de hielo». Su distancia al sol varía en función de la temperatura de este, y por lo tanto de su masa (cuanto mayor es la masa del sol, mayor es su temperatura), y de su edad (el sol se enfría con el paso del tiempo).

En el caso del Sol, esta distancia es hoy de aproximadamente 3 ua y marca la separación entre la región donde se encuentran los planetas telúricos y aquella donde orbitan los planetas gigantes. Más allá de la línea de hielo, la densidad de materia sólida disponible aumenta de manera muy importante y abrupta, los planetesimales podrían agruparse rápidamente entre sí para formar núcleos sólidos de unas diez masas terrestres, que a su vez se volverían lo suficientemente masivos como para atraer, en unos pocos millones de años como máximo, grandes cantidades de gas, formando así los planetas gigantes y gaseosos. Por debajo de esta línea de hielo, los planetesimales se habrían aglomerado más lentamente, en unas pocas decenas de millones de años, para formar planetas telúricos mucho menos masivos y rocosos.

¿Qué hay de los procesos de formación de exoplanetas? Las observaciones realizadas desde mediados de la década de 1990 demuestran la existencia de discos protoplanetarios y la presencia de estelas en estos discos, posiblemente relacionadas con la formación planetaria. Dos ejemplos espectaculares son los de las estrellas jóvenes HL Tauri (1 millón de años) y TW Hydrae (8 millones de años). Las imágenes obtenidas con el radiotelescopio interferométrico ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), instalado en el norte de Chile, revelan la presencia de varios anillos en estas discos, entre los cuales podrían estar formándose exoplanetas. Las discos protoplanetarios contienen mucho gas y un poco de polvo (1 % de su masa), compuesto principalmente por granos de silicatos. Las observaciones muestran que la mayor parte del gas desaparece de la disco después de unos pocos millones de años. Los planetas gigantes, compuestos principalmente de gas, deben haberse formado antes de este eyección de gas, y esta formación es necesariamente un proceso rápido.

Algunas estrellas, un poco más viejas (algunas decenas de millones de años), revelan discos de polvo sin gas, o casi sin él, llamados discos de escombros. Debido a diversos procesos de destrucción, en particular el presión ejercida por la luz de las estrellas (presión de radiación), el polvo presente en los discos de escombros tiene una vida útil muy inferior a la edad del sistema. Por lo tanto, debe producirse continuamente, por colisión de guijarros o evaporación de objetos helados de mayor tamaño. Las discos de escombros representan una etapa de la evolución del sistema, en la que los planetas gigantes ya se han formado y los posibles planetas terrestres se están desarrollando a partir de los planetesimales. Un prototipo de disco de escombros es el de β Pictoris. En resumen, todas las observaciones disponibles confirman una fuerte relación entre la formación de exoplanetas y la disco circunestelar.

El escenario de acreción de gas sobre un núcleo sólido (acrecimiento en el núcleo) dentro de un disco parece explicar satisfactoriamente las observaciones de exoplanetas gigantes presentes a unas pocas unidades astronómicas de su estrella. De hecho, las simulaciones numéricas detalladas de formación planetaria, elaboradas con este escenario, predicen distribuciones de propiedades orbitales de planetas y relaciones entre masa y radio en general de acuerdo con las observadas. Por otro lado, esta hipótesis no explica la presencia de planetas gigantes muy cerca (una fracción de ua) o, por el contrario, muy lejos (varios cientos de ua) de su estrella. En ambos casos, no habría suficiente materia presente localmente en el disco para formar planetas gigantes. Además, en el caso de los planetas distantes, los tiempos necesarios para formar planetesimales serían demasiado largos.

Para explicar la existencia de exoplanetas alejados de su estrella, como los observados en imágenes directas (por ejemplo, los exoplanetas alrededor de HR 8799), se contemplan otros tipos de procesos. Una hipótesis que se ha estudiado especialmente es la de la inestabilidad gravitacional que se produce en el interior del disco protoplanetario. A diferencia del escenario de acreción en el núcleo, poco eficaz a gran distancia del estrella, la inestabilidad gravitacional, en la que se combinan gases y polvo, no requiere la etapa de formación de un núcleo sólido ni de planetesimales. Otro escenario posible es el colapso de la nube molecular interestelar inicial, con la aparición de múltiples fragmentos, algunos bastante masivos que dan lugar a estrellas, otros menos masivos que generan planetas gigantes, y todo ello permanece unido gravitacionalmente. El sistema 2Mass 1207-39, que incluye un enano marrón alrededor del cual gravita un objeto de masa planetaria, podría ser el resultado de un proceso de este tipo que ya no requiere una disco. Por último, para explicar algunos sistemas exoplanetarios, es concebible que la órbita de un planeta gigante, que normalmente aparece más allá de la línea de hielo, se vea modificada por el efecto gravitatorio de otro cuerpo masivo cercano o de otra estrella que pase cerca.

Para probar estas teorías de formación y evolución de los sistemas planetarios se necesitan imágenes que revelen los detalles finos de los discos, su composición y la posición precisa de los exoplanetas en su interior. Por lo tanto, es especialmente importante mejorar la resolución angular de los telescopios terrestres e interferómetros que funcionan en longitudes de onda de radio o infrarrojos, para alcanzar el arco de milisegundos o incluso mejor.

Para explicar la existencia de Júpiteres calientes, como 51 Pegasi b o HD 209458 b, se acepta que la mayoría de estos exoplanetas gigantes se formaron por acreción en un núcleo de materia, más allá de la línea de hielo, y luego se desplazaron posteriormente a órbitas más cercanas al estrella. Las simulaciones numéricas detalladas de las interacciones disco-exoplaneta, o disco-embrión de exoplaneta, muestran que este proceso (llamado migración planetaria), que implica la fricción con el disco, puede modificar eficazmente las órbitas de los exoplanetas y situarlos muy cerca de su estrella. Esta migración solo puede producirse durante el breve periodo en el que la disco protoplanetario todavía existe, es decir, durante los pocos millones de años posteriores a la formación del estrella y del disco. Otra posibilidad: las interacciones gravitacionales entre exoplanetas masivos podrían explicar la posición de algunos Júpiter calientes, o la existencia de exoplanetas que evolucionan en órbitas muy inclinadas, retrógradas o muy excéntricas. Estos escenarios dan gran importancia a los violentos fenómenos dinámicos que podrían marcar las primeras decenas o cientos de millones de años de un sistema planetario.

Es interesante observar que, según el modelo llamado de Nice, elaborado en 2005 y que describe la evolución dinámica del joven sistema solar, las órbitas de los planetas gigantes de este también evolucionaron —aunque se acercaron menos al sol que los Júpiter calientes— como resultado de las interacciones entre los planetas y con los planetesimales (resonancias gravitacionales). Estas órbitas no encontraron su configuración actual hasta unos 650 millones de años después de la formación de los planetas. Esta evolución habría provocado, además del desplazamiento de las órbitas de los planetas, el gran bombardeo tardío, durante el cual los planetas telúricos fueron sometidos a numerosos impactos de pequeños cuerpos sólidos, cuyas órbitas fueron perturbadas por los planetas gigantes.

La exoplanetología, una disciplina de futuro

Desde 1995, el aumento de descubrimientos de exoplanetas ha dado lugar a una nueva disciplina, la exoplanetología. Este campo de investigación ha evolucionado muy rápidamente gracias a la acumulación de observaciones debidas a métodos en constante perfeccionamiento, a la mejora de los modelos teóricos y las simulaciones numéricas, y a los experimentos de laboratorio que prueban ciertos procesos físico-químicos.

Ahora sabemos que los exoplanetas no son raros en nuestra galaxia, y por lo tanto en el universo. Los datos recopilados ya revelan una diversidad de arquitecturas y propiedades de estos cuerpos celestes que no se podía imaginar solo con el ejemplo del sistema solar. Sin embargo, todavía estamos muy lejos de haber explorado la diversidad de estos sistemas planetarios.

No sabemos si el sistema solar es un caso frecuente o, por el contrario, una configuración muy poco común. Los objetos similares a la Tierra aún están fuera del alcance de las herramientas de observación actuales. Se instalarán instrumentos de nueva generación, que utilizan los dos métodos principales de velocimetría y tránsitos, en telescopios terrestres o espaciales, por ejemplo, en el futuro satélite europeo Plato (Planetary Transits and Oscillations of Stars). Serán necesarios para detectar estos exoplanetas mediante velocimetría. Paralelamente al desarrollo de tales instrumentos, será indispensable avanzar en la comprensión de la actividad estelar (cambios de brillo, posiblemente periódicos, de una estrella), que se reconoce como un obstáculo importante para la detección de exoplanetas. Del mismo modo, los objetos análogos, por su masa y órbita, a los planetas gigantes del sistema solar siguen estando fuera de alcance: los telescopios ópticos gigantes terrestres deberán equiparse con nuevos instrumentos capaces de formar su imagen.

La atmósfera de los exoplanetas gigantes es muy poco conocida y la de los planetas similares a la Tierra aún está por descubrir. Se necesitarán largos años de observaciones espectroscópicas con los grandes telescopios terrestres o espaciales, como el James Webb Space Telescope (JWST, lanzado en diciembre de 2021), para analizar estas atmósferas.
Por fin sabemos que muy probablemente existen varios mecanismos de formación de exoplanetas y que su juventud es sin duda compleja y agitada. Episodios violentos pueden afectar de manera importante su trayectoria, su masa y su atmósfera. Todavía quedan muchas preguntas sobre las primeras etapas, en particular las que conducen a la génesis de los planetesimales, sobre cómo las características del estrella afectan los procesos que dan origen a los planetas, y finalmente sobre la formación y evolución de la estructura interna de los planetas y su atmósfera. Estas atmósferas son el resultado combinado de las condiciones físico-químicas iniciales, el entorno del exoplaneta (radiación estelar, magnetismo, vientos), la evolución química y dinámica a diferentes escalas y, por último, otros procesos complejos que tienen lugar fuera de un estado de equilibrio que la física modelaría más fácilmente. Paralelamente a las observaciones, deben realizarse importantes esfuerzos teóricos y de modelización para avanzar en la comprensión de todos estos aspectos. Estos pasos serán cruciales para que algún día se identifiquen exoplanetas en los que se pueda buscar con acierto posibles señales de vida extraterrestre.

Revisor de hechos: EJ

Exoplanetas y la Formación de los Planetas

Nota: hay más información sobre la formación de los Planetas, y las teorías presentadas, con sus problemas. Por eso se han desarrollado varias hipótesis, que se desarrollan en otro lugar.

Respecto a nuestro sistema solar, parece bastante claro que los planetas interiores, de tipo terrestre, se formaron por acreción de planetasimales. Los gigantes gaseosos se formaron probablemente por el mecanismo de acreción del núcleo. Los estudios más recientes muestran que Júpiter y Saturno pueden formarse antes de que el disco de gas se disipe, especialmente si se incluye la acreción de guijarros en los cálculos; Urano y Neptuno parecen haberse formado también por el mecanismo de acreción del núcleo, y simplemente crecieron tan lentamente que el disco se disipó antes de que pudieran llegar a ser lo suficientemente masivos como para capturar una envoltura gaseosa tan grande como lo hicieron Júpiter y Saturno. Así pues, la estructura general de nuestro sistema planetario parece bien entendida.

Basado en la experiencia de varios autores, mis opiniones, perspectivas y recomendaciones se expresarán a continuación (o en otros lugares de esta plataforma, respecto a las características en 2026 o antes, y el futuro de esta cuestión):

Puntualización

Sin embargo, nuestro sistema solar es sólo un ejemplo. Sería deseable ampliar esta imagen a otros sistemas planetarios.

A finales de los años 80 se encontraron dos planetas extrasolares, Gamma Cephei Ab y HD 114762 b, pero sus propiedades eran tan diferentes de las de los planetas de nuestro sistema que se puso en duda su clasificación como planetas. Los primeros exoplanetas confirmados fueron un sistema de tres planetas de tipo terrestre alrededor del púlsar PSR B1257+12.Entre las Líneas En este caso tampoco se pudo hacer una comparación útil debido a la naturaleza inusual de la estrella anfitriona.

Puntualización

Sin embargo, en 1995 se encontró un planeta en órbita alrededor de la estrella 51 Pegasi, similar al Sol. Llamado 51 Pegasi b, este planeta tiene una masa del orden de la de Júpiter, pero orbita su estrella anfitriona una vez cada cuatro días. Un planeta gigante tan cercano a la estrella anfitriona fue una completa sorpresa para los teóricos.

Es difícil imaginar cómo puede formarse un planeta gigante tan cerca de la estrella, ya sea por acreción del núcleo o por inestabilidad del disco. Desde entonces se han descubierto muchos otros Júpiter calientes. La explicación más popular es que el planeta se formó como un gigante gaseoso más allá de la línea de nieve, como los gigantes gaseosos de nuestro sistema solar, y luego migró a su posición actual. Lo más probable es que la migración se deba a la interacción gravitatoria del planeta con el disco de gas. Dado que la velocidad angular de un objeto (planeta o gas) disminuye con su distancia a la estrella central, el gas entre el planeta y la estrella se mueve más rápido que el planeta, y esto produce un par de torsión en el planeta que se suma al momento angular del planeta.

Otros Elementos

Por otro lado, el planeta se mueve más rápido que el gas que orbita más lejos, y aplica un par de torsión a ese gas, pasándole su momento angular. La modelización de este efecto muestra que el planeta experimentará una pérdida neta de momento angular y entrará en espiral hacia la estrella. Esta llamada migración de tipo I se invoca generalmente para explicar los planetas masivos que se observan orbitando cerca de sus estrellas anfitrionas.

El problema es que la migración de tipo I es demasiado eficaz y hace que los planetas entren en el sistema solar interior con demasiada rapidez.Entre las Líneas En los modelos sencillos, los planetas caen en la estrella anfitriona en escalas de tiempo muy inferiores a la vida del disco. Los estudios más cuidadosos, que incluyen efectos como la acreción en el planeta y los detalles del movimiento del gas, pueden aumentar la escala de tiempo, pero un medio más eficaz para evitar que todos los planetas caigan en la estrella es que crezcan. La migración del planeta es el resultado de un intercambio de momento angular con el gas del disco. La eficacia de este intercambio depende de la viscosidad, la densidad y la temperatura del gas, así como de la masa del planeta.

A medida que el gas del interior del planeta transfiere el momento angular al planeta, el gas se mueve hacia el interior. A medida que el gas exterior al planeta recibe el momento angular del planeta, este gas se mueve hacia fuera. Si la masa del planeta no es demasiado grande, el intercambio de momento angular es lo suficientemente lento como para que el gas pueda reajustarse y las propiedades del disco permanezcan más o menos constantes.Si, Pero: Pero si el planeta es lo suficientemente masivo, el intercambio de momento angular es tan rápido que el gas no puede compensar con la suficiente rapidez y el gas a ambos lados del planeta se aleja de él, formando una brecha. Una vez que la distancia entre el planeta y el gas aumenta, la tasa de transferencia de momento angular, y por tanto la migración, disminuye.

Una Conclusión

Por lo tanto, la migración una vez que se forma una brecha, llamada migración de tipo II, será mucho más lenta, y esto ayudará a evitar que los planetas caigan en la estrella antes de que el disco se disipe.

La gran cantidad de planetas que vemos muy cerca de sus estrellas anfitrionas, con muchos de ellos a menos de 0,05 UA de la estrella (Mercurio está a una media de 0,39 UA del Sol) indica que la migración planetaria es un proceso importante, aunque aquí también parece haber un problema de escala temporal. Parece que la corta escala de tiempo de la migración de tipo I es incompatible con la escala de tiempo mucho más larga necesaria para el crecimiento hasta el tamaño en el que el protoplaneta puede abrir una brecha y cambiar a la migración de tipo II. También en este caso, resulta que la respuesta puede estar en añadir más física a un cálculo ya difícil. El grosor del disco de gas, así como efectos más sutiles como los cambios en el gradiente de temperatura causados por las sombras de un protoplaneta en crecimiento, pueden ralentizar la migración y hacer más compatibles las dos escalas de tiempo.

Otros Elementos

Además, es posible que la apertura de la brecha se produzca con masas más bajas en determinadas condiciones.

Además de estos dos mecanismos de migración, también es posible el intercambio de momento angular entre un planeta y los planetesimales del disco.

Otros Elementos

Además, los encuentros cercanos entre planetas en la historia temprana del sistema solar pueden causar interacciones gravitacionales lo suficientemente fuertes como para cambiar significativamente las órbitas de los planetas. Aunque la disposición de los planetas en nuestro propio sistema solar parece implicar que han conseguido evitar estos mecanismos de reordenación planetaria, se ha sugerido que originalmente los planetas gigantes de nuestro sistema solar -Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno- estaban más espaciados.

Más Información

Las interacciones gravitatorias entre los propios planetas y los planetesimales que quedaron tras la disipación del disco de gas hicieron que estos planetas migraran a sus posiciones actuales. De hecho, en algunos escenarios que se han modelado, Neptuno estaba originalmente más cerca del Sol que Urano, y el orden de los planetas cambió durante esta migración.

El proceso de formación de planetas es, en realidad, el estudio de la formación de estrellas, pero haciendo hincapié en lo que ocurre con el material que no se convierte en parte de la estrella. Estamos bastante seguros de que los planetas se forman a partir de la materia, sólida y gaseosa, que componía el disco protoestelar. El material sólido tiende a acumularse en planetesimales. Lo que ocurre después está menos claro. El mecanismo de inestabilidad del núcleo parece explicar mejor la formación de los planetas gigantes gaseosos de nuestro sistema solar.Si, Pero: Pero hay exoplanetas que parecen ser candidatos a formarse mediante la inestabilidad del disco (se puede estudiar algunos de estos asuntos en la presente plataforma online de ciencias sociales y humanidades). Fomalhaut b, un cuerpo del tamaño de Júpiter que orbita alrededor de su estrella anfitriona en una órbita elíptica con un eje semimayor de aproximadamente 100 UA, es un ejemplo. A distancias tan grandes de la estrella anfitriona, el tiempo para acumular un planeta mediante la acreción del núcleo podría ser demasiado largo. La estrella HR 8799 tiene cuatro planetas gigantes que la orbitan a distancias de 15, 24, 38 y 68 UA, respectivamente. Cada uno de estos planetas tiene una masa de aproximadamente cinco masas de Júpiter. Este sistema de planetas masivos a grandes distancias de la estrella anfitriona es otro candidato a formarse mediante el mecanismo de inestabilidad del disco.

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Con el descubrimiento de miles de sistemas de exoplanetas, estamos encontrando sistemas planetarios que son extremos en diferentes aspectos. Kepler 90 es un sistema con siete planetas a menos de 1 UA de la estrella anfitriona, mientras que el sistema TRAPPIST-1 tiene siete planetas a menos de 0,06 UA de la estrella anfitriona. Kepler 16b es un planeta con masa de Saturno que orbita alrededor de una estrella binaria. Estos ejemplos extremos del proceso de formación de planetas nos ayudan a comprender cuáles son los límites del proceso de formación de planetas. ¿Cómo se combinan las dinámicas del gas y de los sólidos para crear estos sistemas?

La gran cantidad de datos de observación que se están recopilando se verá reforzada en un futuro próximo por un análisis espectral más detallado de las atmósferas de estos exoplanetas. Estas observaciones no sólo nos ayudan a poner a prueba nuestras construcciones teóricas, sino que nos ayudan a ver dónde se necesita física adicional en nuestros modelos. La modelización de sistemas cosmogónicos complejos es una tarea de enormes proporciones. Ni siquiera los ordenadores más rápidos pueden tratar con detalle todos los procesos físicos. El arte del modelizador consiste en encontrar qué procesos pueden despreciarse en una simulación, o al menos sustituirse por una simple aproximación.

Puntualización

Sin embargo, la naturaleza no revela sus secretos fácilmente. Las simulaciones por ordenador son cada vez más complejas a medida que los ordenadores son más potentes.Si, Pero: Pero aún queda mucho camino por recorrer. ¿Cuáles son los detalles del crecimiento de los granos y planetesimales en el disco de gas, y cómo influyen estos sólidos en la evolución continua del gas del disco? ¿Cómo evolucionan los gases y los sólidos en un disco circumbinario? ¿Cómo interactúan los sólidos de diferentes tamaños con un planeta en crecimiento para afectar a su evolución posterior y a su tasa de migración a través del disco? ¿Cuál es el papel de las colisiones gigantes? ¿Cómo influye en estos procesos la presencia de campos magnéticos? Estas y otras cuestiones son todavía temas de investigación activa. Pasarán muchos años antes de que tengamos una comprensión adecuada del proceso de formación de planetas.

Datos verificados por: Dewey

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Véase También

Biología, Ciencia Planetaria, Origen de la Vida, Origen del Mundo, Sistema Solar, Exoplanetología
Discos circumestelares
Disco de acreción
Disco circundante – Acumulación de materia alrededor de un planeta
Disco de escombros
Planeta en descomposición
Formación y evolución del Sistema Solar
Objeto Herbig-Haro
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