Las estrellas que albergan planetas son estrellas que albergan planetas , formando así sistemas planetarios .
Este artículo describe las correlaciones entre las características de las estrellas y las características de los planetas que las orbitan, y otras conexiones entre las estrellas y sus planetas.
La mayoría de las estrellas están acompañadas de planetas, aunque la proporción exacta sigue siendo incierta debido a las limitaciones actuales en la detección de exoplanetas distantes. La investigación actual calcula que hay, en promedio, al menos un planeta por estrella. [1] [2] Se espera que una de cada cinco estrellas similares al Sol [a] tenga un planeta " del tamaño de la Tierra " [b] en la zona habitable . El método de velocidad radial y el método de tránsito (los dos métodos responsables de la gran mayoría de los planetas detectados) son más sensibles a los planetas grandes en órbitas pequeñas. Por lo tanto, muchos exoplanetas conocidos son " Júpiter calientes ", planetas de masa joviana o mayor en órbitas muy pequeñas con períodos de solo unos pocos días. Una encuesta de 2005 sobre planetas detectados por velocidad radial encontró que aproximadamente el 1,2% de las estrellas similares al Sol tienen un "Júpiter caliente", donde "estrella similar al Sol" se refiere a cualquier estrella de la secuencia principal de clases espectrales tardías F , G o tempranas K sin un compañero estelar cercano. [3] Este 1,2% es más del doble de la frecuencia de los "Júpiter calientes" detectados por la sonda espacial Kepler, por lo que una posible razón es que el campo de visión de Kepler cubre una región diferente de la Vía Láctea donde la metalicidad de las estrellas es diferente. [4] Se estima además que entre el 3% y el 4,5% de las estrellas similares al Sol poseen un planeta gigante con un período orbital de 100 días o menos, donde "planeta gigante" significa un planeta de al menos 30 masas terrestres. [5]
Se sabe que los planetas pequeños (de masa similar a la de la Tierra o ligeramente mayor) son más comunes que los planetas gigantes. [6] También parece que hay más planetas en órbitas grandes que en órbitas pequeñas. En base a esto, se estima que alrededor del 20% de las estrellas similares al Sol tienen al menos un planeta gigante, mientras que al menos el 40% puede tener planetas de menor masa. [5] [7] [8] Un estudio de 2012 de datos de microlente gravitacional recopilados entre 2002 y 2007 concluye que la proporción de estrellas con planetas es mucho mayor y estima un promedio de 1,6 planetas orbitando entre 0,5 y 10 UA por estrella en la Vía Láctea . Los autores de este estudio concluyen que "las estrellas están orbitadas por planetas como regla, en lugar de ser la excepción". [2] En noviembre de 2013, se anunció que el 22 ± 8% de las estrellas similares al Sol [a] tienen un planeta del tamaño de la Tierra [b] en la zona habitable [c] . [9] [10]
Independientemente de la proporción de estrellas con planetas, el número total de exoplanetas debe ser muy grande. Dado que la Vía Láctea tiene al menos 100 mil millones de estrellas, también debería contener decenas o cientos de miles de millones de planetas.
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 . [5] [11] Sin embargo, el telescopio espacial Kepler ha descubierto muchos planetas alrededor de enanas rojas mediante el método de tránsito , que puede detectar planetas más pequeños.
Las estrellas de categoría espectral A suelen girar muy rápido, lo que hace muy difícil medir los pequeños desplazamientos Doppler inducidos por los planetas en órbita porque las líneas espectrales son muy anchas. [12] Sin embargo, este tipo de estrella masiva eventualmente evoluciona hacia una gigante roja más fría que gira más lentamente y, por lo tanto, puede medirse utilizando el método de velocidad radial. [12] Se han encontrado unas pocas decenas de planetas alrededor de gigantes rojas.
Las observaciones realizadas con el telescopio espacial Spitzer indican que las estrellas extremadamente masivas de categoría espectral O, que son mucho más calientes que el Sol, producen un efecto de fotoevaporación que inhibe la formación planetaria . [13] Cuando la estrella de tipo O se convierte en supernova, cualquier planeta que se hubiera formado flotaría libremente debido a la pérdida de masa estelar, a menos que la patada natal del remanente resultante lo empuje en la misma dirección que un planeta que escapa. [14] Los discos de caída de materia que no lograron escapar de la órbita durante una supernova pueden formar planetas alrededor de estrellas de neutrones y agujeros negros . [15]
Los estudios Doppler en torno a una amplia variedad de estrellas indican que aproximadamente 1 de cada 6 estrellas que tienen el doble de masa que el Sol están orbitadas por uno o más planetas del tamaño de Júpiter, frente a 1 de cada 16 de estrellas similares al Sol y solo 1 de cada 50 de enanas rojas . Por otro lado, los estudios de microlente indican que los planetas de masa de Neptuno de período largo se encuentran alrededor de 1 de cada 3 enanas rojas. [16] Las observaciones del Telescopio Espacial Kepler de planetas con períodos de hasta un año muestran que las tasas de aparición de planetas del tamaño de la Tierra a Neptuno (1 a 4 radios terrestres) alrededor de estrellas M, K, G y F son sucesivamente más altas hacia las estrellas más frías y menos masivas. [17]
En el extremo de baja masa del proceso de formación estelar se encuentran los objetos subestelares que no fusionan hidrógeno: las enanas marrones y subenanas marrones , de clasificación espectral L, T e Y. Se han descubierto planetas y discos protoplanetarios alrededor de enanas marrones, y se han encontrado discos alrededor de enanas submarrones (por ejemplo, OTS 44 ).
Los planetas rebeldes expulsados de su sistema podrían conservar un sistema de satélites. [18]
Las estrellas ordinarias están compuestas principalmente por elementos ligeros como el hidrógeno y el helio . También contienen una pequeña proporción de elementos más pesados, y esta fracción se denomina metalicidad de la estrella (incluso si los elementos no son metales en el sentido tradicional), [3] denotada [m/H] y expresada en una escala logarítmica donde cero es la metalicidad del Sol. Las estrellas con una metalicidad más alta tienen más probabilidades de tener planetas, especialmente planetas gigantes, que las estrellas con una metalicidad más baja.
Un estudio de 2012 de los datos del telescopio espacial Kepler descubrió que se encontraron planetas más pequeños, con radios menores que el de Neptuno, alrededor de estrellas con metalicidades en el rango −0,6 < [m/H] < +0,5 (aproximadamente cuatro veces menor que la del Sol a tres veces más), [d] mientras que los planetas más grandes se encontraron principalmente alrededor de estrellas con metalicidades en el extremo superior de este rango (en la metalicidad solar y superior). En este estudio, los planetas pequeños aparecieron aproximadamente tres veces más frecuentemente que los planetas grandes alrededor de estrellas de metalicidad mayor que la del Sol, pero aparecieron aproximadamente seis veces más frecuentemente para estrellas de metalicidad menor que la del Sol. La falta de gigantes gaseosos alrededor de estrellas de baja metalicidad podría deberse a que la metalicidad de los discos protoplanetarios afecta la rapidez con la que se pueden formar los núcleos planetarios y si acumulan una envoltura gaseosa antes de que el gas se disipe. Sin embargo, Kepler sólo puede observar planetas muy cercanos a su estrella y los gigantes gaseosos detectados probablemente migraron desde lugares más lejanos, por lo que una menor eficiencia de la migración en discos de baja metalicidad también podría explicar en parte estos hallazgos. [19]
Un estudio de 2014 descubrió que no solo los planetas gigantes, sino los planetas de todos los tamaños tienen una mayor tasa de aparición alrededor de estrellas ricas en metales en comparación con las estrellas pobres en metales, aunque cuanto más grande es el planeta, mayor es este aumento a medida que aumenta la metalicidad. El estudio dividió los planetas en tres grupos según el radio: gigantes gaseosos , enanos gaseosos y planetas terrestres con las líneas divisorias en 1,7 y 3,9 radios terrestres. Para estos tres grupos, las tasas de aparición de planetas son 9,30, 2,03 y 1,72 veces más altas para las estrellas ricas en metales que para las estrellas pobres en metales, respectivamente. Existe un sesgo en contra de la detección de planetas más pequeños porque las estrellas ricas en metales tienden a ser más grandes, lo que hace más difícil detectar planetas más pequeños, lo que significa que estos aumentos en las tasas de aparición son límites inferiores. [20]
También se ha demostrado que las estrellas similares al Sol con planetas tienen muchas más probabilidades de ser deficientes en litio , aunque esta correlación no se observa en absoluto en otros tipos de estrellas. [21] Sin embargo, esta supuesta relación se ha convertido en un punto de discordia en la comunidad astrofísica planetaria, siendo frecuentemente negada [22] [23] pero también apoyada. [24] [25]
La multiplicidad estelar aumenta con la masa estelar: la probabilidad de que haya estrellas en sistemas múltiples es de alrededor del 25% para las enanas rojas, de alrededor del 45% para las estrellas similares al Sol y aumenta hasta alrededor del 80% para las estrellas más masivas. De las estrellas múltiples, alrededor del 75% son binarias y el resto son multiplicidades de orden superior. [26]
Se han descubierto más de cien planetas orbitando alrededor de un miembro de un sistema estelar binario (por ejemplo, 55 Cancri , posiblemente Alpha Centauri Bb ), [27] y se han descubierto varios planetas circumbinarios que orbitan alrededor de ambos miembros de una estrella binaria (por ejemplo, PSR B1620-26 b , Kepler-16b ). Se conocen unas pocas docenas de planetas en sistemas estelares triples (por ejemplo, 16 Cygni Bb ) [28] y dos en sistemas cuádruples Kepler 64 y 30 Arietis . [29]
Los resultados de Kepler indican que los sistemas planetarios circumbinarios son relativamente comunes (hasta octubre de 2013, la sonda había encontrado siete planetas circumbinarios de aproximadamente 1000 sistemas binarios eclipsantes buscados). Un hallazgo desconcertante es que, aunque la mitad de los sistemas binarios tienen un período orbital de 2,7 días o menos, ninguno de los sistemas binarios con planetas circumbinarios tiene un período inferior a 7,4 días. Otro hallazgo sorprendente de Kepler es que los planetas circumbinarios tienden a orbitar sus estrellas cerca del radio crítico de inestabilidad (los cálculos teóricos indican que la separación estable mínima es aproximadamente dos o tres veces el tamaño de la separación de las estrellas). [30]
En 2014, a partir de estudios estadísticos de búsquedas de estrellas compañeras, se infirió que alrededor de la mitad de las estrellas anfitrionas de exoplanetas tienen una estrella compañera, generalmente dentro de 100 UA. [31] [32] Esto significa que muchas estrellas anfitrionas de exoplanetas que se pensaba que eran individuales son binarias, por lo que en muchos casos no se sabe cuál de las estrellas orbita realmente un planeta, y los parámetros publicados de los planetas en tránsito podrían ser significativamente incorrectos porque el radio del planeta y la distancia a la estrella se derivan de los parámetros estelares. Se necesitan estudios de seguimiento con imágenes (como imágenes de moteado ) para encontrar o descartar compañeros (y se requerirían técnicas de velocidad radial para detectar binarias realmente cercanas entre sí) y esto aún no se ha hecho para la mayoría de las estrellas anfitrionas de exoplanetas. Ejemplos de estrellas binarias conocidas en las que no se sabe cuál de las estrellas orbita un planeta son Kepler-132 y Kepler-296 , [33] aunque un estudio de 2015 encontró que los planetas de Kepler-296 probablemente orbitaban la estrella más brillante. [34]
La mayoría de las estrellas se forman en cúmulos abiertos , pero se han encontrado muy pocos planetas en ellos, lo que llevó a la hipótesis de que el entorno de los cúmulos abiertos dificulta la formación de planetas . Sin embargo, un estudio de 2011 concluyó que no se han realizado suficientes estudios de cúmulos para formular tal hipótesis. [35] La falta de estudios se debió a que hay relativamente pocos cúmulos abiertos adecuados en la Vía Láctea. Los descubrimientos recientes de planetas gigantes [36] y planetas de baja masa [37] en cúmulos abiertos son coherentes con la existencia de tasas de aparición de planetas similares en cúmulos abiertos que alrededor de estrellas de campo.
El cúmulo abierto NGC 6811 contiene dos sistemas planetarios conocidos: Kepler-66 y Kepler-67 .
... confirman el comportamiento peculiar del litio en el rango de temperatura efectiva de 5600–5900 K ... Descubrimos que la inmensa mayoría de las estrellas anfitrionas de planetas tienen litio severamente agotado ... A temperaturas más altas y más bajas, las estrellas anfitrionas de planetas no parecen mostrar ningún comportamiento peculiar en su abundancia de litio.
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