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.
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.
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.
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.
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 .
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 .
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]
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.
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]
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]
Los sistemas multiplanetarios tienden a tener una configuración de "guisantes en una vaina", lo que significa que tienden a tener los siguientes factores: [19]
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.
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 .
En noviembre de 2014 [actualizar]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 .
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]
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 .
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, [actualizar]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]
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]
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]
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]
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]
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]
