Un sistema planetario es un conjunto de objetos no estelares unidos gravitacionalmente dentro o fuera de 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 estar formados por cuerpos como planetas enanos , asteroides , satélites naturales , meteoroides , cometas , planetesimales [1] [2] y discos circunestelares . El Sol junto con el sistema planetario que gira a su alrededor, incluida la Tierra , forma el Sistema Solar . [3] [4] El término sistema exoplanetario se utiliza a veces en referencia a otros sistemas planetarios.
Al 1 de marzo de 2024, hay 5.640 exoplanetas confirmados en 4.155 sistemas planetarios, de los cuales 895 sistemas tienen más de un planeta . [5] También se sabe que los discos de escombros son comunes, aunque 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 lo tanto, la capacidad de sustentar vida similar a la de la Tierra.
Históricamente, el heliocentrismo (la doctrina de que el Sol está en el centro del universo) se oponía al geocentrismo (colocar la Tierra en el centro del universo).
La noción de un Sistema Solar heliocéntrico con el Sol en su centro posiblemente 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 el 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. Los sucesores del siglo XVII, Galileo Galilei , Johannes Kepler y Sir Isaac Newton, desarrollaron una comprensión de la física que llevó a la aceptación gradual de la idea de que la Tierra se mueve alrededor del Sol y que los planetas se rigen por las mismas leyes físicas que gobernaban la Tierra.
En el siglo XVI, el filósofo italiano Giordano Bruno , uno de los primeros defensores de la teoría copernicana de que la Tierra y otros planetas orbitan alrededor del Sol, propuso la opinión de que las estrellas fijas son similares al Sol y también están acompañadas de 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 ellas serán construidas según un diseño similar y sujetas al dominio de Uno ". [8]
Sus teorías ganaron fuerza [ coloquialismo ] durante los siglos XIX y XX a pesar de la falta de evidencia que las respalde. Mucho antes de su confirmación por parte de los astrónomos, las conjeturas sobre la naturaleza de los sistemas planetarios habían sido el foco de la búsqueda de inteligencia extraterrestre y han sido un tema frecuente 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 la 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 las detecciones ha aumentado desde entonces, particularmente gracias a los 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 estrellas como parte del proceso de formación estelar .
Durante la formación de un sistema, gran parte del material se dispersa gravitacionalmente en órbitas distantes y algunos planetas son expulsados completamente del sistema, convirtiéndose en planetas rebeldes .
Se han descubierto planetas que orbitan alrededor de púlsares . Los púlsares son los restos de las explosiones de supernovas 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 expulsados 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 del control gravitacional de la estrella, o en algunos casos, de la estrella. La supernova expulsaría al propio púlsar del sistema a gran velocidad, de modo que los planetas que hubieran sobrevivido a la explosión quedarían atrás como objetos flotando libremente. Los planetas que se encuentran alrededor de los púlsares pueden haberse formado como resultado de compañeras estelares preexistentes que fueron evaporadas 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 residual que rodea un púlsar. [9] Los discos 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 ramificadas gigantes asintóticas y nebulosas planetarias , engullen a los planetas interiores, evaporándolos o evaporándolos parcialmente dependiendo de su masa. [12] [13] A medida que la estrella pierde masa, los planetas que no son engullidos se alejan más 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 gigantes gaseosos . 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 caliente de Júpiter 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 formados por múltiples Supertierras . [dieciséis]
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]
La mayoría de los exoplanetas conocidos orbitan estrellas más o menos 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 tales 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 mediante el método de la velocidad radial . [20] [21] Sin embargo, varias decenas de planetas alrededor de enanas rojas han sido descubiertos por la nave espacial Kepler 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 en los sistemas planetarios, particularmente en 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 . Según las observaciones de numerosos discos similares, se supone que son atributos bastante comunes de las estrellas de la secuencia principal .
Se han estudiado nubes de polvo interplanetarias en el Sistema Solar y se cree que hay análogas presentes en otros sistemas planetarios. Alrededor del 51 Ophiuchi , Fomalhaut , [23] [24 ] se ha detectado polvo exozodiacal, un análogo exoplanetario del polvo zodiacal , los granos de carbono amorfo y polvo de silicato de 1 a 100 micrómetros de tamaño que llenan el plano del Sistema Solar [ 22]. ] Tau Ceti , [24] [25] y sistemas Vega .
En noviembre de 2014 [actualizar]hay 5.253 cometas conocidos 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 . Actualmente 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] ) se encuentran alrededor de estrellas de tipo A muy jóvenes .
El modelado informático 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]
Según 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 tiene, hasta el momento, [ ¿cuándo? ] no ha sido confirmado. La estrella 1SWASP J140747.93-394542.6 , en la constelación de Centauro , 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 tal 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 capturarse en cualquier ángulo arbitrario con respecto al resto del sistema. Hasta 2016, [actualizar]solo hay unos pocos sistemas en los que realmente se han medido inclinaciones mutuas [38] Un ejemplo es el sistema Upsilon Andromedae : los planetas cyd tienen una inclinación mutua de aproximadamente 30 grados. [39] [40]
Los sistemas planetarios se pueden clasificar según su dinámica orbital en resonantes, no resonantes, 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 unas de otras como para perturbar los parámetros orbitales. El Sistema Solar podría describirse como una interacción débil. En sistemas que interactúan fuertemente, las leyes de Kepler no se cumplen. [43] En los sistemas jerárquicos, los planetas están dispuestos de tal manera que el sistema puede considerarse gravitacionalmente como un sistema anidado de dos cuerpos, por ejemplo, en una estrella con un Júpiter caliente cerca y otro gigante gaseoso mucho más lejos, la estrella y el caliente. Júpiter forma un par que aparece como un solo objeto ante otro planeta que está lo suficientemente lejos.
Otras posibilidades orbitales, aún no observadas, incluyen: planetas dobles ; varios planetas coorbitales como cuasisatélites, 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 y, por lo tanto, pueden ser recapturados. Por lo general, son capturados en órbitas amplias entre 100 y 10 5 AU. La eficiencia de captura disminuye al aumentar el tamaño del clúster y, para un tamaño de clúster determinado, aumenta con la masa del host/primario [ aclaración necesaria ] . Es casi independiente de la masa planetaria. Planetas individuales y múltiples podrían ser capturados en órbitas arbitrarias no alineadas, no coplanares entre sí o con el giro de la estrella anfitriona, o con el sistema planetario preexistente. Es posible que todavía exista cierta correlación de metalicidad entre el planeta y el 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 , cuando se formen, sean expulsados del cúmulo por la patada de un púlsar . Incluso se podrían capturar planetas alrededor de otros planetas para formar sistemas binarios de planetas que floten libremente. Después de que el cúmulo se haya dispersado, algunos de los planetas capturados con órbitas superiores a 10 6 AU 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 donde 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 calor, por lo que la ubicación de la zona habitable también es específica de 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 subterránea, 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]
Los estudios realizados en 2013 indicaron una frecuencia estimada de 22 ± 8% de estrellas similares al Sol [a] que 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 descontroladas como Venus , pero no tan cerca de la estrella como para que la atmósfera se evapore por completo. Al igual que ocurre 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, en julio de 2014. Un método que puede detectar planetas mucho más lejanos es la microlente . El próximo Telescopio Espacial Romano Nancy Grace podría utilizar microlentes para medir la frecuencia relativa de los planetas en el bulbo galáctico versus el disco galáctico . [52] Hasta ahora, todo indica 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]
La población I , o estrellas ricas en metales , son aquellas estrellas jóvenes cuya metalicidad es mayor. La alta metalicidad de las estrellas de población I las hace más propensas a poseer sistemas planetarios que las poblaciones más antiguas, porque los planetas se forman por acumulación de metales. [ cita necesaria ] El Sol es un ejemplo de estrella rica en metales. Estos son comunes en los brazos espirales de la Vía Láctea . [ cita necesaria ] Generalmente, las estrellas más jóvenes, la población extrema I, se encuentran más adentro y las estrellas de población intermedia I están más lejos, etc. El Sol se considera una estrella de población intermedia I. Las estrellas de población I tienen órbitas elípticas regulares alrededor del Centro Galáctico , con una velocidad relativa baja . [55]
La población II , o estrellas pobres en metales , son aquellas con una metalicidad relativamente baja que pueden tener cientos (por ejemplo, BD +17° 3248 ) o miles (por ejemplo, la estrella de Sneden ) de veces menos metalicidad que el Sol. Estos objetos se formaron durante una época anterior del universo. [ cita necesaria ] Las estrellas de población intermedia II son comunes en el bulbo cerca del centro de la Vía Láctea , [ cita necesaria ] 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 necesaria ] 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 sólo un artefacto de actividad estelar y que Kapteyn c necesita más estudios para ser confirmado. [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 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 de las galaxias elípticas son mucho más antiguas que las de las galaxias espirales . La mayoría de las galaxias elípticas contienen principalmente estrellas de baja masa , con una mínima actividad 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 en su mayoría cerca de sus centros. [61]
