Kepler-11 , también designada como 2MASS J19482762+4154328 , [5] es una estrella similar al Sol ligeramente más grande que el Sol en la constelación de Cygnus , ubicada a unos 2.110 años luz de la Tierra . Se encuentra dentro del campo de visión del telescopio espacial Kepler , el satélite que la Misión Kepler de la NASA utiliza para detectar planetas que pueden estar transitando sus estrellas. Anunciado el 2 de febrero de 2011, el sistema estelar se encuentra entre los sistemas más compactos y planos descubiertos hasta ahora . Es el primer caso descubierto de un sistema estelar con seis planetas en tránsito. Todos los planetas descubiertos son más grandes que la Tierra, y los más grandes tienen aproximadamente el tamaño de Neptuno .
Kepler-11 y sus planetas fueron descubiertos por la Misión Kepler de la NASA , una misión encargada de descubrir planetas en tránsito alrededor de sus estrellas. El método de tránsito que utiliza Kepler implica detectar caídas en el brillo de las estrellas. Estas caídas en el brillo pueden interpretarse como planetas cuyas órbitas se mueven frente a sus estrellas desde la perspectiva de la Tierra . Kepler-11 es el primer sistema exoplanetario descubierto con más de tres planetas en tránsito. [6]
Kepler-11 recibe su nombre de la misión Kepler: es la undécima estrella con planetas confirmados descubiertos en el campo de visión de Kepler. Los planetas se nombran alfabéticamente, comenzando por el más interno: b , c , d , e , f y g , distintivos que se agregan al nombre de su estrella de origen.
Kepler-11 es una estrella de tipo G que tiene aproximadamente el 104% de la masa y el 102% del radio del Sol . Tiene una temperatura superficial de unos 5836 K y se estima que tiene una edad de unos 3200 millones de años. [3] En comparación, el Sol tiene unos 4600 millones de años [7] y una temperatura superficial de 5778 K. [8]
Con una magnitud aparente de 14,2, es demasiado débil para ser visto a simple vista. [2]
Todos los planetas conocidos transitan por la estrella; esto significa que las órbitas de los seis planetas parecen cruzarse frente a su estrella vistos desde la perspectiva de la Tierra. Sus inclinaciones relativas a la línea de visión de la Tierra, o cuán por encima o por debajo del plano de visión están, varían en un poco más de un grado. Esto permite mediciones directas de los períodos de los planetas y los diámetros relativos (en comparación con la estrella anfitriona) al monitorear el tránsito de cada planeta por la estrella. Las simulaciones sugieren que las inclinaciones mutuas medias de las órbitas planetarias son de aproximadamente 1°, lo que significa que el sistema es probablemente más coplanar (más plano) que el Sistema Solar , donde la cifra correspondiente es 2,3°. [2]
Las masas estimadas de los planetas b - f caen en el rango entre las de la Tierra y Neptuno . Sus densidades estimadas, todas inferiores a la de la Tierra, implican que ninguno de ellos tiene una composición similar a la de la Tierra; [9] se predice una atmósfera significativa de hidrógeno / helio para los planetas c , d , e , f y g , mientras que el planeta b puede estar rodeado por una atmósfera de vapor o quizás por una atmósfera de hidrógeno . [10] [11] Las bajas densidades probablemente resulten de atmósferas extendidas de alto volumen que rodean núcleos de hierro, roca y posiblemente H 2 O. [11] [12] Los constituyentes internos del sistema Kepler-11 eran, en el momento de sus descubrimientos, los planetas extrasolares más completamente comprendidos más pequeños que Neptuno. [13] Actualmente, las observaciones no imponen una restricción firme sobre la masa del planeta g (<25 M E ). [10] Sin embargo, los estudios de formación y evolución indican que la masa del planeta g no es mucho mayor que aproximadamente 7 M E . [11]
Los planetas de Kepler-11 pueden haberse formado in situ (es decir, en sus posiciones orbitales observadas) o ex situ , es decir, pueden haber comenzado su formación más lejos de la estrella mientras migraban hacia adentro a través de interacciones gravitacionales con un disco protoplanetario gaseoso . Este segundo escenario predice que una fracción sustancial de la masa de los planetas está en H 2 O. [11] Independientemente del escenario de formación, el componente gaseoso de los planetas representa menos del 20% de sus masas, pero entre ≈40 y ≈60% de sus radios. En 2014, la simulación dinámica mostró que el sistema planetario de Kepler-11 probablemente haya experimentado una migración hacia adentro sustancial en el pasado, produciendo un patrón observado de planetas de menor masa en órbitas más estrechas. [14] Es probable que se necesiten planetas gigantes gaseosos adicionales aún no observados en órbitas más amplias para que la migración de planetas más pequeños se realice tan lejos hacia adentro. [15]
El sistema es uno de los más compactos que se conocen; las órbitas de los planetas b - f encajarían fácilmente dentro de la órbita de Mercurio , con g apenas fuera de ella. A pesar de esta compacta distribución de las órbitas, las integraciones dinámicas indican que el sistema Kepler-11 tiene el potencial de ser estable en una escala de tiempo de miles de millones de años. [2] Sin embargo, puede estar acercándose a la inestabilidad debido a una resonancia secular que involucra a b y c . Si esto sucede, lo más probable es que b se vuelva lo suficientemente excéntrico como para colisionar con c . [16]
Ninguno de los planetas se encuentra en resonancias orbitales de baja relación , en las que varios planetas se atraen gravitacionalmente y estabilizan sus órbitas entre sí, lo que da como resultado relaciones simples de sus períodos orbitales. [12] Sin embargo, b y c están cerca de una relación de 5:4. [2]
Podría haber otros planetas en el sistema que no transiten por la estrella, pero sólo serían detectables por los efectos de su gravedad en el movimiento de los planetas visibles (de forma muy similar a cómo se descubrió Neptuno ). La presencia de planetas gigantes gaseosos adicionales está actualmente excluida hasta un radio orbital de 30 UA . [17]
