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Sistema planetario

Un concepto artístico de un sistema planetario.

Un sistema planetario es un conjunto de cuerpos no estelares ligados gravitacionalmente dentro o fuera de la órbita alrededor de una estrella o sistema estelar . En términos generales, los sistemas con uno o más planetas constituyen un sistema planetario, aunque dichos sistemas también pueden consistir en cuerpos como planetas enanos , asteroides , satélites naturales , meteoroides , cometas , planetesimales [1] [2] y discos circunestelares . Por ejemplo, el Sol junto con el sistema planetario que gira a su alrededor, incluida la Tierra , forman el Sistema Solar . [3] [4] El término sistema exoplanetario se utiliza a veces en referencia a otros sistemas planetarios.

Al 24 de julio de 2024, hay 7026 exoplanetas confirmados en 4949 sistemas planetarios, y 1007 sistemas tienen más de un planeta . [5] Se sabe que los discos de escombros son comunes, mientras que otros objetos son más difíciles de observar.

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

Historia

Heliocentrismo

El heliocentrismo es la doctrina que sostiene que el Sol está en el centro del universo, en oposición al geocentrismo (que sitúa a la Tierra en el centro del universo).

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

La idea fue propuesta por primera vez en la filosofía occidental y la astronomía griega ya en el siglo III a. C. por Aristarco de Samos , [6] pero no recibió apoyo de la mayoría de los demás astrónomos antiguos.

Descubrimiento del sistema solar

Modelo heliocéntrico del Sistema Solar en el manuscrito de Copérnico

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

Especulación sobre sistemas planetarios extrasolares

En el siglo XVI, el filósofo italiano Giordano Bruno , uno de los primeros partidarios de la teoría copernicana de que la Tierra y otros planetas giran alrededor del Sol, propuso la opinión de que las estrellas fijas son similares al Sol y también están acompañadas por planetas. Fue quemado en la hoguera por sus ideas por la Inquisición romana . [7]

En el siglo XVIII, Sir Isaac Newton mencionó la misma posibilidad en el « Escolio general » que concluye sus Principia . Haciendo una comparación con los planetas del Sol, escribió: «Y si las estrellas fijas son los centros de sistemas similares, todas serán construidas según un diseño similar y sujetas al dominio de Uno ». [8]

Sus teorías ganaron popularidad durante los siglos XIX y XX a pesar de la falta de evidencia que las respaldara. Mucho antes de que los astrónomos las confirmaran, las conjeturas sobre la naturaleza de los sistemas planetarios habían sido el foco de la búsqueda de inteligencia extraterrestre y han sido un tema predominante en la ficción , particularmente en la ciencia ficción.

Detección de exoplanetas

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

Origen y evolución

Ilustración de la dinámica de un proplyd

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

Durante la formación de un sistema, mucho material se dispersa gravitacionalmente hacia órbitas distantes y algunos planetas son expulsados ​​completamente del sistema y se convierten en planetas rebeldes .

Sistemas evolucionados

Estrellas de gran masa

Se han descubierto planetas que orbitan alrededor de púlsares . Los púlsares son los restos de las explosiones de supernova de estrellas de gran masa, pero un sistema planetario que existiera antes de la supernova probablemente quedaría destruido en su mayor parte. Los planetas se evaporarían, serían empujados fuera de sus órbitas por las masas de gas de la estrella en explosión, o la pérdida repentina de la mayor parte de la masa de la estrella central los haría escapar de la atracción gravitatoria de la estrella, o en algunos casos la supernova expulsaría al propio púlsar fuera del sistema a gran velocidad, por lo que los planetas que hubieran sobrevivido a la explosión quedarían atrás como objetos que flotarían libremente. Los planetas encontrados alrededor de púlsares pueden haberse formado como resultado de compañeros estelares preexistentes que fueron evaporados casi por completo por la explosión de la supernova, dejando atrás cuerpos del tamaño de un planeta. Alternativamente, los planetas pueden formarse en un disco de acreción de materia de retroceso que rodea a un púlsar. [9] Los discos de retroceso de materia que no lograron escapar de la órbita durante una supernova también pueden formar planetas alrededor de agujeros negros . [10]

Estrellas de menor masa

Discos protoplanetarios observados con el Very Large Telescope . [11]

A medida que las estrellas evolucionan y se convierten en gigantes rojas , estrellas de la rama gigante asintótica y nebulosas planetarias , engullen a los planetas interiores, evaporándolos total o parcialmente dependiendo de su masa. [12] [13] A medida que la estrella pierde masa, los planetas que no son engullidos se alejan de la estrella.

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

Arquitecturas de sistemas

El Sistema Solar está formado por una región interior de pequeños planetas rocosos y una región exterior de grandes planetas gigantes . Sin embargo, otros sistemas planetarios pueden tener arquitecturas bastante diferentes. Los estudios sugieren que las arquitecturas de los sistemas planetarios dependen de las condiciones de su formación inicial. [14] Se han encontrado muchos sistemas con un gigante gaseoso Júpiter caliente muy cerca de la estrella. Se han propuesto teorías, como la migración planetaria o la dispersión, para la formación de grandes planetas cerca de sus estrellas madre. [15] En la actualidad, [ ¿cuándo? ] se han encontrado pocos sistemas análogos al Sistema Solar con planetas terrestres cerca de la estrella madre. Más comúnmente, se han detectado sistemas que consisten en múltiples supertierras . [16]

Clasificación

Las arquitecturas de los sistemas planetarios se pueden dividir en cuatro clases según cómo se distribuye la masa de los planetas alrededor de la estrella anfitriona: [17] [18]

Guisantes en vaina

Los sistemas multiplanetarios tienden a tener una configuración de "guisantes en una vaina", lo que significa que tienden a tener los siguientes factores: [19]

Componentes

Planetas y estrellas

La clasificación espectral de Morgan-Keenan

La mayoría de los exoplanetas conocidos orbitan alrededor de estrellas similares al Sol : es decir, estrellas de la secuencia principal de categorías espectrales F, G o K. Una razón es que los programas de búsqueda de planetas han tendido a concentrarse en dichas estrellas. Además, los análisis estadísticos indican que las estrellas de menor masa ( enanas rojas , de categoría espectral M) tienen menos probabilidades de tener planetas lo suficientemente masivos como para ser detectados por el método de velocidad radial . [20] [21] Sin embargo, el telescopio espacial Kepler ha descubierto varias decenas de planetas alrededor de enanas rojas mediante el método de tránsito , que puede detectar planetas más pequeños.

Discos circunestelares y estructuras de polvo

Discos de escombros detectados en imágenes de archivo del HST de estrellas jóvenes, HD 141943 y HD 191089 , utilizando procesos de imagen mejorados (24 de abril de 2014).

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

Se han estudiado las nubes de polvo interplanetario en el Sistema Solar y se cree que existen análogos en otros sistemas planetarios. El polvo exozodiacal, un análogo exoplanetario del polvo zodiacal , los granos de carbono amorfo y polvo de silicato de tamaño de 1 a 100 micrómetros que llenan el plano del Sistema Solar [22] se ha detectado alrededor de los sistemas 51 Ophiuchi , Fomalhaut , [23] [24] Tau Ceti , [24] [25] y Vega .

Cometas

En noviembre de 2014 se conocían 5.253 cometas en el Sistema Solar [26] y se cree que son componentes comunes de los sistemas planetarios. Los primeros exocometas se detectaron en 1987 [27] [28] alrededor de Beta Pictoris , una estrella de secuencia principal de tipo A muy joven . En la actualidad hay un total de 11 estrellas alrededor de las cuales se ha observado o sospechado la presencia de exocometas. [29] [30] [31] [32] Todos los sistemas exocometarios descubiertos ( Beta Pictoris , HR 10 , [29] 51 Ophiuchi , HR 2174, [30] 49 Ceti , 5 Vulpeculae , 2 Andromedae , HD 21620, HD 42111, HD 110411, [31] [33] y más recientemente HD 172555 [32] ) están alrededor de estrellas de tipo A muy jóvenes .

Otros componentes

El modelado por computadora de un impacto en 2013 detectado alrededor de la estrella NGC 2547 -ID8 por el Telescopio Espacial Spitzer , y confirmado por observaciones terrestres, sugiere la participación de grandes asteroides o protoplanetas similares a los eventos que se cree que llevaron a la formación de planetas terrestres como la Tierra. [34]

Basándose en las observaciones de la gran colección de satélites naturales del Sistema Solar, se cree que son componentes comunes de los sistemas planetarios; sin embargo, la existencia de exolunas aún no ha sido confirmada. La estrella 1SWASP J140747.93-394542.6 , en la constelación de Centaurus , es una fuerte candidata a satélite natural. [35] Los indicios sugieren que el planeta extrasolar confirmado WASP-12b también tiene al menos un satélite. [36]

Configuraciones orbitales

A diferencia del Sistema Solar, que tiene órbitas casi circulares, muchos de los sistemas planetarios conocidos muestran una excentricidad orbital mucho mayor . [37] Un ejemplo de dicho sistema es 16 Cygni .

Inclinación mutua

La inclinación mutua entre dos planetas es el ángulo entre sus planos orbitales . Se espera que muchos sistemas compactos con múltiples planetas cercanos en el interior de la órbita equivalente de Venus tengan inclinaciones mutuas muy bajas, por lo que el sistema (al menos la parte cercana) sería incluso más plano que el Sistema Solar. Los planetas capturados podrían ser capturados en cualquier ángulo arbitrario con el resto del sistema. A partir de 2016, solo hay unos pocos sistemas en los que se han medido inclinaciones mutuas [38] Un ejemplo es el sistema Upsilon Andromedae : los planetas c y d tienen una inclinación mutua de aproximadamente 30 grados. [39] [40]

Dinámica orbital

Los sistemas planetarios pueden clasificarse según su dinámica orbital como resonantes, no resonantes-interactuantes, jerárquicos o alguna combinación de estos. En los sistemas resonantes, los períodos orbitales de los planetas están en proporciones enteras. El sistema Kepler-223 contiene cuatro planetas en una resonancia orbital de 8:6:4:3 . [41] Los planetas gigantes se encuentran en resonancias de movimiento medio con más frecuencia que los planetas más pequeños. [42] En los sistemas que interactúan, las órbitas de los planetas están lo suficientemente cerca como para perturbar los parámetros orbitales. El Sistema Solar podría describirse como de interacción débil. En los sistemas de interacción fuerte, las leyes de Kepler no se cumplen. [43] En los sistemas jerárquicos los planetas están dispuestos de tal manera que el sistema puede ser considerado gravitacionalmente como un sistema anidado de dos cuerpos, por ejemplo en una estrella con un Júpiter caliente cercano con otro gigante gaseoso mucho más alejado, la estrella y el Júpiter caliente forman un par que aparece como un solo objeto para otro planeta que está lo suficientemente alejado.

Otras posibilidades orbitales aún no observadas incluyen: planetas dobles ; varios planetas coorbitales como cuasi-satélites, troyanos y órbitas de intercambio; y órbitas entrelazadas mantenidas por planos orbitales en precesión . [44]

Número de planetas, parámetros relativos y espaciamientos

Los espaciamientos entre órbitas varían ampliamente entre los diferentes sistemas descubiertos por el telescopio espacial Kepler .

Captura de planeta

Los planetas que flotan libremente en cúmulos abiertos tienen velocidades similares a las de las estrellas, por lo que pueden ser recapturados. Por lo general, se capturan en órbitas amplias de entre 100 y 10 5 UA. La eficiencia de captura disminuye con el aumento del tamaño del cúmulo y, para un tamaño de cúmulo dado, aumenta con la masa de la estrella anfitriona/primaria [ aclaración necesaria ] . Es casi independiente de la masa planetaria. Se podrían capturar uno o varios planetas en órbitas arbitrarias no alineadas, no coplanares entre sí o con el giro de la estrella anfitriona o con un sistema planetario preexistente. Todavía puede existir cierta correlación de metalicidad planeta-anfitrión debido al origen común de las estrellas del mismo cúmulo. Es poco probable que se capturen planetas alrededor de estrellas de neutrones porque es probable que estas sean expulsadas del cúmulo por un impulso de púlsar cuando se forman. Incluso se podrían capturar planetas alrededor de otros planetas para formar sistemas binarios de planetas que flotan libremente. Después de que el cúmulo se haya dispersado, algunos de los planetas capturados con órbitas mayores a 10 6 UA serían lentamente perturbados por la marea galáctica y probablemente volverían a flotar libremente a través de encuentros con otras estrellas de campo o nubes moleculares gigantes . [45]

Zonas

Zona habitable

Ubicación de la zona habitable alrededor de diferentes tipos de estrellas

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

Las zonas habitables generalmente se han definido en términos de temperatura superficial; sin embargo, más de la mitad de la biomasa de la Tierra proviene de microbios del subsuelo, [46] y la temperatura aumenta a medida que aumenta la profundidad bajo tierra, por lo que el subsuelo puede ser propicio para la vida cuando la superficie está congelada; si se considera esto, la zona habitable se extiende mucho más lejos de la estrella. [47]

Estudios realizados en 2013 indican que aproximadamente entre el 22 y el 8 % de las estrellas similares al Sol [a] tienen un planeta del tamaño de la Tierra [b] en la zona habitable [c] . [48] [49]

Zona de Venus

La zona de Venus es la región alrededor de una estrella donde un planeta terrestre tendría condiciones de invernadero desbocadas como Venus , pero no tan cerca de la estrella como para que la atmósfera se evapore por completo. Al igual que con la zona habitable, la ubicación de la zona de Venus depende de varios factores, incluido el tipo de estrella y las propiedades de los planetas, como la masa, la velocidad de rotación y las nubes atmosféricas. Los estudios de los datos de la nave espacial Kepler indican que el 32% de las enanas rojas tienen planetas potencialmente similares a Venus según el tamaño del planeta y la distancia a la estrella, aumentando al 45% para las estrellas de tipo K y tipo G. [d] Se han identificado varios candidatos, pero se requieren estudios espectroscópicos de seguimiento de sus atmósferas para determinar si son como Venus. [50] [51]

Distribución galáctica de los planetas

El 90% de los planetas con distancias conocidas se encuentran a unos 2000 años luz de la Tierra, a julio de 2014.

La Vía Láctea tiene 100.000 años luz de diámetro, pero el 90% de los planetas con distancias conocidas se encuentran a unos 2.000 años luz de la Tierra, a fecha de julio de 2014. Un método que puede detectar planetas mucho más alejados es la microlente . El próximo telescopio espacial Nancy Grace Roman podría utilizar la microlente para medir la frecuencia relativa de los planetas en el bulbo galáctico frente al disco galáctico . [52] Hasta ahora, los indicios son que los planetas son más comunes en el disco que en el bulbo. [53] Las estimaciones de la distancia de los eventos de microlente son difíciles: el primer planeta considerado con alta probabilidad de estar en el bulbo es MOA-2011-BLG-293Lb a una distancia de 7,7 kiloparsecs (unos 25.000 años luz). [54]

Las estrellas de población I , o ricas en metales , son aquellas estrellas jóvenes cuya metalicidad es más alta. La alta metalicidad de las estrellas de población I hace que sea más probable que posean sistemas planetarios que las poblaciones más antiguas, porque los planetas se forman por la acreción de metales. [ cita requerida ] El Sol es un ejemplo de estrella rica en metales. Estas son comunes en los brazos espirales de la Vía Láctea . [ cita requerida ] Generalmente, las estrellas más jóvenes, la población I extrema, se encuentran más adentro y las estrellas de población I intermedias están más afuera, etc. El Sol se considera una estrella de población I intermedia. Las estrellas de población I tienen órbitas elípticas regulares alrededor del Centro Galáctico , con una velocidad relativa baja . [ 55 ]

Población II , o estrellas pobres en metales , son aquellas con metalicidad relativamente baja que pueden tener cientos (p. ej. BD +17° 3248 ) o miles (p. ej. la estrella de Sneden ) de veces menos metalicidad que el Sol. Estos objetos se formaron durante una época anterior del universo. [ cita requerida ] Las estrellas de población II intermedias son comunes en el bulbo cerca del centro de la Vía Láctea , [ cita requerida ] mientras que las estrellas de población II que se encuentran en el halo galáctico son más antiguas y, por lo tanto, más pobres en metales. [ cita requerida ] Los cúmulos globulares también contienen un gran número de estrellas de población II. [56] En 2014, se anunciaron los primeros planetas alrededor de una estrella de halo alrededor de la estrella de Kapteyn , la estrella de halo más cercana a la Tierra, a unos 13 años luz de distancia. Sin embargo, investigaciones posteriores sugieren que Kapteyn b es solo un artefacto de la actividad estelar y que Kapteyn c necesita más estudios para confirmarse. [57] Se estima que la metalicidad de la estrella de Kapteyn es aproximadamente 8 [e] veces menor que la del Sol. [58]

Los diferentes tipos de galaxias tienen diferentes historias de formación de estrellas y, por lo tanto, de formación de planetas . La formación de planetas se ve afectada por las edades, metalicidades y órbitas de las poblaciones estelares dentro de una galaxia. La distribución de las poblaciones estelares dentro de una galaxia varía entre los diferentes tipos de galaxias. [59] Las estrellas en las galaxias elípticas son mucho más antiguas que las estrellas en las galaxias espirales . La mayoría de las galaxias elípticas contienen principalmente estrellas de baja masa , con una actividad mínima de formación estelar . [60] La distribución de los diferentes tipos de galaxias en el universo depende de su ubicación dentro de los cúmulos de galaxias , y las galaxias elípticas se encuentran principalmente cerca de sus centros. [61]

Véase también

Notas

  1. ^ Para los fines de esta estadística de 1 en 5, "similar al Sol" significa estrella de tipo G. No había datos disponibles sobre estrellas similares al Sol, por lo que esta estadística es una extrapolación de los datos sobre estrellas de tipo K.
  2. ^ Para los fines de esta estadística de 1 en 5, el tamaño de la Tierra significa 1 o 2 radios terrestres.
  3. ^ Para los fines de esta estadística de 1 en 5, "zona habitable" significa la región con entre 0,25 y 4 veces el flujo estelar de la Tierra (lo que corresponde a entre 0,5 y 2 UA para el Sol).
  4. ^ A los efectos de este artículo, por tamaño terrestre se entiende entre 0,5 y 1,4 radios terrestres, por "zona de Venus" se entiende la región con aproximadamente entre 1 y 25 veces el flujo estelar de la Tierra para estrellas de tipo M y K, y aproximadamente entre 1,1 y 25 veces el flujo estelar de la Tierra para estrellas de tipo G.
  5. ^ La metalicidad de la estrella de Kapteyn se estima en [Fe/H]= −0,89. 10 −0,89 ≈ 1/8

Referencias

  1. ^ p. 394, El libro universal de astronomía, desde la galaxia de Andrómeda hasta la zona de evitación , David J. Dsrling, Hoboken, Nueva Jersey: Wiley, 2004. ISBN  0-471-26569-1 .
  2. ^ p. 314, Diccionario Collins de Astronomía , Valerie Illingworth, Londres: Collins, 2000. ISBN 0-00-710297-6
  3. ^ p. 382, ​​Diccionario Collins de Astronomía .
  4. ^ p. 420, Un diccionario de astronomía , Ian Ridpath, Oxford, Nueva York: Oxford University Press, 2003. ISBN 0-19-860513-7
  5. ^ Schneider, J. «Catálogo interactivo de planetas extrasolares». Enciclopedia de planetas extrasolares . Consultado el 24 de julio de 2024 .
  6. Dreyer (1953), pp.135–48; Linton (2004), pp.38–9). El trabajo de Aristarco en el que propuso su sistema heliocéntrico no ha sobrevivido. Sólo lo conocemos ahora por un breve pasaje en El contador de arena de Arquímedes .
  7. ^ "Cosmos" en The New Encyclopædia Britannica (15.ª edición, Chicago, 1991) 16 :787:2a. "Por su defensa de una infinidad de soles y tierras, fue quemado en la hoguera en 1600".
  8. ^ Newton, Isaac; Cohen, I. Bernard; Whitman, Anne (1999) [Publicado por primera vez en 1713]. Los Principia: una nueva traducción y guía . University of California Press. pág. 940. ISBN 0-520-20217-1.
  9. ^ Podsiadlowski, Philipp (1993). "Escenarios de formación de planetas". En: Planetas alrededor de púlsares; Actas de la conferencia . 36 : 149. Código Bibliográfico :1993ASPC...36..149P.
  10. ^ El destino de la materia de reserva alrededor de los objetos compactos recién nacidos, Rosalba Perna , Paul Duffell, Matteo Cantiello, Andrew MacFadyen, (Enviado el 17 de diciembre de 2013)
  11. ^ "Esculpiendo sistemas solares: el instrumento SPHERE de ESO revela discos protoplanetarios que están siendo moldeados por planetas recién nacidos". www.eso.org . Consultado el 7 de diciembre de 2016 .
  12. ^ Ferreira, Becky (3 de mayo de 2023). «Es el fin de un mundo tal como lo conocemos: los astrónomos detectaron una estrella moribunda que se tragaba un gran planeta, un descubrimiento que completa un «eslabón perdido» en la comprensión del destino de la Tierra y muchos otros planetas». The New York Times . Archivado desde el original el 3 de mayo de 2023. Consultado el 3 de mayo de 2023 .
  13. ^ Ferreira, Becky (19 de agosto de 2022). "Los jugosos secretos de las estrellas que se comen a sus planetas: a medida que los científicos estudian miles de planetas alrededor de la galaxia, aprenden más sobre los mundos que son devorados por sus estrellas". The New York Times . Consultado el 19 de agosto de 2022 .
  14. ^ Hasegawa, Yasuhiro; Pudritz, Ralph E. (2011). "El origen de las arquitecturas de los sistemas planetarios - I. Múltiples trampas planetarias en discos gaseosos". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 417 (2): 1236–1259. arXiv : 1105.4015 . Bibcode :2011MNRAS.417.1236H. doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19338.x . ISSN  0035-8711. S2CID  118843952.
  15. ^ Stuart J. Weidenschilling y Francesco Marzari (1996). "Dispersión gravitacional como posible origen de planetas gigantes a pequeñas distancias estelares". Nature . 384 (6610): 619–621. Bibcode :1996Natur.384..619W. doi :10.1038/384619a0. PMID  8967949. S2CID  4304777.
  16. ^ Tipos y atributos en Astro Washington.com.
  17. ^ Mishra, Lokesh; Alibert, Yann; Udry, Stéphane; Mordasini, Christoph (1 de febrero de 2023). "Marco para la arquitectura de sistemas exoplanetarios - I. Cuatro clases de arquitectura de sistemas planetarios". Astronomía y Astrofísica . 670 : A68. arXiv : 2301.02374 . Código Bibliográfico :2023A&A...670A..68M. doi : 10.1051/0004-6361/202243751 . ISSN  0004-6361.
  18. ^ Mishra, Lokesh; Alibert, Yann; Udry, Stéphane; Mordasini, Christoph (1 de febrero de 2023). "Marco para la arquitectura de sistemas exoplanetarios - II. Naturaleza versus crianza: vías de formación emergentes de clases de arquitectura". Astronomía y Astrofísica . 670 : A69. arXiv : 2301.02373 . Bibcode :2023A&A...670A..69M. doi : 10.1051/0004-6361/202244705 . ISSN  0004-6361.
  19. ^ ab Mishra, Lokesh; Alibert, Yann; Leleu, Adrien; Emsenhuber, Alexandre; Mordasini, Christoph; Burn, Remo; Udry, Stéphane; Benz, Willy (1 de diciembre de 2021). "La Síntesis de Población Planetaria de Nueva Generación (NGPPS) VI. Presentando KOBE: Kepler observa exoplanetas de Berna - Perspectivas teóricas sobre la arquitectura de los sistemas planetarios: Guisantes en una vaina". Astronomía y Astrofísica . 656 : A74. arXiv : 2105.12745 . Bibcode :2021A&A...656A..74M. doi : 10.1051/0004-6361/202140761 . ISSN  0004-6361.
  20. ^ Andrew Cumming; R. Paul Butler; Geoffrey W. Marcy ; et al. (2008). "La búsqueda de planetas Keck: detectabilidad y distribución de masa mínima y período orbital de planetas extrasolares". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 120 (867): 531–554. arXiv : 0803.3357 . Código Bibliográfico :2008PASP..120..531C. doi :10.1086/588487. S2CID  10979195.
  21. ^ Bonfils, Xavier; Forveille, Thierry; Delfosse, Xavier; Udry, Stéphane; Mayor, Michel; Perrier, Christian; Bouchy, François; Pepe, Francesco; Queloz, Didier; Bertaux, Jean-Loup (2005). "La búsqueda HARPS de planetas extrasolares australes VI: Un planeta con la masa de Neptuno alrededor del enano M cercano Gl 581". Astronomía y Astrofísica . 443 (3): L15–L18. arXiv : astro-ph/0509211 . Código Bibliográfico :2005A&A...443L..15B. doi :10.1051/0004-6361:200500193. S2CID  59569803.
  22. ^ Stark, C.; Kuchner, M. (2008). "La detectabilidad de exo-Tierras y super-Tierras a través de firmas resonantes en nubes exozodiacales". The Astrophysical Journal . 686 (1): 637–648. arXiv : 0810.2702 . Bibcode :2008ApJ...686..637S. doi :10.1086/591442. S2CID  52233547.
  23. ^ Lebretón, J.; van Lieshout, R.; Augereau, J.-C.; Absil, O.; Mennesson, B.; Kama, M.; Dominik, C.; Bonsor, A.; Vandeportal, J.; Beust, H.; Defrère, D.; Ertel, S.; Faramaz, V.; Hinz, P.; Kral, Q.; Lagrange, A.-M.; Liu, W.; Thébault, P. (2013). "Un estudio interferométrico del disco de desechos interno de Fomalhaut. III. Modelos detallados del disco exozodiacal y su origen". Astronomía y Astrofísica . 555 : A146. arXiv : 1306.0956 . Código Bib : 2013A y A...555A.146L. doi :10.1051/0004-6361/201321415. S2CID  12112032.
  24. ^ ab Absil, O.; Le Bouquin, J.-B.; Berger, J.-P.; Lagrange, A.-M.; Chauvin, G.; Lazareff, B.; Zins, G.; Haguenauer, P.; Jocou, L.; Kern, P.; Millan-Gabet, R.; Rochat, S.; Traub, W. (2011). "Búsqueda de compañeros débiles con VLTI/PIONIER. I. Método y primeros resultados". Astronomía y Astrofísica . 535 : A68. arXiv : 1110.1178 . Código Bibliográfico :2011A&A...535A..68A. doi :10.1051/0004-6361/201117719. S2CID  13144157.
  25. ^ di Folco, E.; Absil, O.; Augereau, J.-C.; Mérand, A.; Coudé du Foresto, V.; Thévenin, F.; Defrère, D.; Kervella, P.; diez Brummelaar, TA; McAlister, HA; Ridgway, ST; Sturmann, J.; Sturmann, L.; Turner, Nueva Hampshire (2007). "Un estudio interferométrico del infrarrojo cercano de estrellas de discos de escombros". Astronomía y Astrofísica . 475 (1): 243–250. arXiv : 0710.1731 . Código Bib : 2007A y A...475..243D. doi :10.1051/0004-6361:20077625. S2CID  18317389.
  26. ^ Johnston, Robert (2 de agosto de 2014). «Poblaciones conocidas de objetos del sistema solar». Archivado desde el original el 9 de junio de 2019. Consultado el 19 de enero de 2015 .
  27. ^ Ferlet, R.; Vidal-Madjar, A.; Hobbs, LM (1987). "El disco circunestelar Beta Pictoris. V - Variaciones temporales de la línea CA II-K". Astronomía y Astrofísica . 185 : 267–270. Bibcode :1987A&A...185..267F.
  28. ^ Beust, H.; Lagrange-Henri, AM; Vidal-Madjar, A.; Ferlet, R. (1990). "El disco circunestelar Beta Pictoris. X - Simulaciones numéricas de cuerpos en evaporación que caen". Astronomía y Astrofísica . 236 : 202–216. Código Bibliográfico :1990A&A...236..202B.
  29. ^ ab Lagrange-Henri, AM; Beust, H.; Ferlet, R.; Vidal-Madjar, A.; Hobbs, LM (1990). "HR 10 - ¿Una nueva estrella similar a Beta Pictoris?". Astronomía y Astrofísica . 227 : L13–L16. Código Bibliográfico :1990A&A...227L..13L.
  30. ^ ab Lecavelier Des Etangs, A.; et al. (1997). "Observaciones HST-GHRS de discos gaseosos circunestelares candidatos tipo β Pictoris". Astronomía y Astrofísica . 325 : 228–236. Código Bib : 1997A y A...325..228L.
  31. ^ ab Welsh, BY y Montgomery, S. (2013). "Variabilidad de los discos de gas circunestelares alrededor de estrellas de tipo A: ¿la detección de exocometas?". Publications of the Astronomical Society of the Pacific . 125 (929): 759–774. Bibcode :2013PASP..125..759W. doi : 10.1086/671757 .
  32. ^ ab Kiefer, F.; Lecavelier Des Etangs, A.; et al. (2014). "Exocometas en el disco de gas circunestelar de HD 172555". Astronomía y Astrofísica . 561 : L10. arXiv : 1401.1365 . Código Bibliográfico :2014A&A...561L..10K. doi :10.1051/0004-6361/201323128. S2CID  118533377.
  33. ^ "Los 'exocometas' son comunes en toda la Vía Láctea". Space.com. 7 de enero de 2013. Consultado el 8 de enero de 2013 .
  34. ^ El telescopio Spitzer de la NASA es testigo del choque de un asteroide
  35. ^ [1] – " Mamajek cree que su equipo podría estar observando las últimas etapas de la formación de planetas si el objeto en tránsito es una estrella o una enana marrón, o posiblemente la formación de lunas si el objeto en tránsito es un planeta gigante ".
  36. ^ Los astrónomos rusos han realizado importantes observaciones sobre la luz de las estrellas (en ruso) – "El estudio de la curva de cambio de brillo de WASP-12b trajo a los astrónomos rusos un resultado inusual: se descubrieron manchas regulares.<...> Aunque las manchas en la superficie de la estrella también pueden causar cambios similares de brillo, las salpicaduras observadas son muy similares en duración, perfil y amplitud, lo que atestigua la ventaja de la existencia de exolunas".
  37. ^ Dvorak, R.; Pilat-Lohinger, E.; Bois, E.; Schwarz, R.; Funk, B.; Beichman, C.; Danchi, W.; Eiroa, C.; Fridlund, M.; Henning, T.; Herbst, T.; Kaltenegger, L.; Lammer, H.; Léger, A.; Liseau, R.; Lunine, Jonathan I.; Paresce F, Penny, A.; Quirrenbach, A.; Röttgering, H.; Selsis, F.; Schneider, J.; Stam, D.; Tinetti, G.; White, G.; "Habitabilidad dinámica de sistemas planetarios", Instituto de Astronomía, Universidad de Viena, Viena, Austria, enero de 2010
  38. ^ Mills, Sean M.; Fabrycky, Daniel C. (2017). "Kepler-108: Un sistema de planetas gigantes mutuamente inclinados". The Astronomical Journal . 153 (1): 45. arXiv : 1606.04485 . Bibcode :2017AJ....153...45M. doi : 10.3847/1538-3881/153/1/45 . S2CID  119295498.
  39. ^ Deitrick, Russell; Barnes, Rory; McArthur, Barbara; Quinn, Thomas R.; Luger, Rodrigo; Antonsen, Adrienne; Fritz Benedict, G. (2014). "La arquitectura tridimensional del sistema planetario Upsilon Andromedae". The Astrophysical Journal . 798 : 46. arXiv : 1411.1059 . doi :10.1088/0004-637X/798/1/46. S2CID  118409453.
  40. ^ "NASA – Un sistema planetario fuera de control ofrece pistas sobre un pasado perturbado". Nasa.gov. 25 de mayo de 2010. Consultado el 17 de agosto de 2012 .
  41. ^ Emspak, Jesse (2 de marzo de 2011). "Kepler encuentra sistemas extraños". International Business Times . International Business Times Inc. Consultado el 2 de marzo de 2011 .
  42. ^ Winn, Joshua N.; Fabrycky, Daniel C. (2015). "La aparición y arquitectura de los sistemas exoplanetarios". Revista anual de astronomía y astrofísica . 53 : 409–447. arXiv : 1410.4199 . Código Bibliográfico :2015ARA&A..53..409W. doi :10.1146/annurev-astro-082214-122246. S2CID  6867394.
  43. ^ Fabrycky, Daniel C. (2010). "Dinámica no kepleriana". arXiv : 1006.3834 [astro-ph.EP].
  44. ^ Migaszewski, Cezary; Goździewski, Krzysztof (2009). "Equilibrios en el problema secular no coplanar de dos planetas". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 395 (4): 1777–1794. arXiv : 0812.2949 . Código Bibliográfico :2009MNRAS.395.1777M. doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.14552.x . S2CID  14922361.
  45. ^ Sobre el origen de los planetas en órbitas muy amplias a partir de la recuperación de planetas que flotan libremente, Hagai B. Perets, MBN Kouwenhoven, 2012
  46. ^ Amend, JP; Teske, A. (2005). "Expansión de fronteras en la microbiología del subsuelo profundo". Paleogeografía, Paleoclimatología, Paleoecología . 219 (1–2): 131–155. Bibcode :2005PPP...219..131A. doi :10.1016/j.palaeo.2004.10.018.
  47. ^ Los planetas más lejanos "pueden albergar vida", dicen los investigadores, BBC, 7 de enero de 2014 Última actualización a las 12:40
  48. ^ Sanders, R. (4 de noviembre de 2013). "Los astrónomos responden a la pregunta clave: ¿cuán comunes son los planetas habitables?". newscenter.berkeley.edu . Archivado desde el original el 7 de noviembre de 2014. Consultado el 6 de noviembre de 2014 .
  49. ^ Petigura, EA; Howard, AW; Marcy, GW (2013). "Prevalencia de planetas del tamaño de la Tierra que orbitan estrellas similares al Sol". Actas de la Academia Nacional de Ciencias . 110 (48): 19273–19278. arXiv : 1311.6806 . Código Bibliográfico :2013PNAS..11019273P. doi : 10.1073/pnas.1319909110 . PMC 3845182 . PMID  24191033. 
  50. ^ Galería de la zona habitable - Venus
  51. ^ Kane, Stephen R.; Kopparapu, Ravi Kumar; Domagal-Goldman, Shawn D. (2014). "Sobre la frecuencia de análogos potenciales de Venus a partir de datos de Kepler". The Astrophysical Journal . 794 (1): L5. arXiv : 1409.2886 . Código Bibliográfico :2014ApJ...794L...5K. doi :10.1088/2041-8205/794/1/L5. S2CID  119178082.
  52. ^ SAG 11: Preparación para la encuesta de microlente WFIRST Archivado el 22 de febrero de 2014 en Wayback Machine , Jennifer Yee
  53. ^ Hacia una nueva era en la microlente planetaria Archivado el 3 de noviembre de 2014 en Wayback Machine , Andy Gould, 21 de septiembre de 2010
  54. ^ MOA-2011-BLG-293Lb: Primer planeta con microlente posiblemente en la zona habitable, V. Batista, J.-P. Beaulieu, A. Gould, DP Bennett, JC Yee, A. Fukui, BS Gaudi, T. Sumi, A. Udalski, (Enviado el 14 de octubre de 2013 (v1), última revisión el 30 de octubre de 2013 (esta versión, v3))
  55. ^ Charles H. Lineweaver (2000). "Una estimación de la distribución de la edad de los planetas terrestres en el universo: cuantificación de la metalicidad como efecto de selección". Icarus . 151 (2): 307–313. arXiv : astro-ph/0012399 . Código Bibliográfico :2001Icar..151..307L. doi :10.1006/icar.2001.6607. S2CID  14077895.
  56. ^ TS van Albada; Norman Baker (1973). "Sobre los dos grupos Oosterhoff de cúmulos globulares". Astrophysical Journal . 185 : 477–498. Bibcode :1973ApJ...185..477V. doi : 10.1086/152434 .
  57. ^ La actividad estelar imita un planeta de la zona habitable alrededor de la estrella de Kapteyn, Paul Robertson (1 y 2), Arpita Roy (1 y 2 y 3), Suvrath Mahadevan (1 y 2 y 3) ((1) Departamento de Astronomía y Astrofísica, Universidad Estatal de Pensilvania, (2) Centro de Exoplanetas y Mundos Habitables, Universidad Estatal de Pensilvania, (3) Centro de Investigación de Astrobiología de Penn State), (Enviado el 11 de mayo de 2015 (v1), última revisión el 1 de junio de 2015 (esta versión, v2))
  58. ^ Dos planetas alrededor de la estrella de Kapteyn: una súper Tierra fría y templada que orbita la enana roja con halo más cercana, Guillem Anglada-Escudé, Pamela Arriagada, Mikko Tuomi, Mathias Zechmeister, James S. Jenkins, Aviv Ofir, Stefan Dreizler, Enrico Gerlach , Chris J. Marvin, Ansgar Reiners, Sandra V. Jeffers, R. Paul Butler, Steven S. Vogt, Pedro J. Amado, Cristina Rodríguez-López, Zaira M. Berdiñas, Julian Morin, Jeff D. Crane, Stephen A. Shectman, Ian B. Thompson, Mateo Díaz, Eugenio Rivera, Luis F. Sarmiento, Hugh RA Jones, (Presentado el 3 de junio de 2014)
  59. ^ Zonas habitables en el universo, G. Gonzalez, (Enviado el 14 de marzo de 2005 (v1), última revisión el 21 de marzo de 2005 (esta versión, v2))
  60. ^ John, D, (2006), Astronomía , ISBN 1-4054-6314-7 , pág. 224-225 
  61. ^ Dressler, A. (marzo de 1980). "Morfología de las galaxias en cúmulos ricos: implicaciones para la formación y evolución de las galaxias". The Astrophysical Journal . 236 : 351–365. Bibcode :1980ApJ...236..351D. doi : 10.1086/157753 .

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