Planeta extrasolar
De Wikipedia, la enciclopedia libre
Se denomina planeta extrasolar o exoplaneta a un planeta que orbita una estrella diferente al Sol y que, por tanto, no pertenece al Sistema Solar. En 1995 Michel Mayor y Didier Queloz descubrieron mediante métodos de detección indirectos el primer planeta extrasolar orbitando una estrella en la secuencia principal[cita requerida]. Desde entonces se han sucedido en ritmo creciente los descubrimientos de nuevos planetas. Hasta diciembre de 2007 se han descubierto 232 sistemas planetarios conteniendo un total de 270 cuerpos planetarios. Veintiséis de estos sistemas son múltiples y 8 de estos planetas están por encima de las 13MJ (1MJ es la masa de Júpiter) por lo que muy probablemente sean enanas marrones.[1]
De acuerdo con la actual definición de "planeta", un planeta tiene que orbitar una estrella.[2] Sin embargo, se considera posible la existencia de cuerpos planetarios no ligados a la gravedad de ninguna estrella. Tales cuerpos habrían sido eyectados del sistema en el que se formaron y en la literatura científica se les denomina frecuentemente como planetas errantes o planetas interestelares y no son objeto de estudio en el presente artículo.
La mayoría de planetas extrasolares conocidos son gigantes gaseosos igual o más masivos que el planeta Júpiter, con órbitas muy cercanas a su estrella y períodos orbitales muy cortos, también conocidos como Júpiteres calientes. Esto se cree es un resultado de los métodos actuales de detección, que encuentran más fácilmente planetas de este tipo que planetas terrestres más pequeños. Con todo, exoplanetas comparables al nuestro empiezan a ser detectados, conforme las capacidades de detección y el tiempo de estudio aumentan. El exoplaneta conocido más semejante a la Tierra en masa y posición orbital es Gliese 581 c, descubierto en 2007 y cuya masa equivale a unas 5 veces la masa de la Tierra, y del que se presume sería un planeta terrestre grande. Los expertos creen que este planeta está en la zona de habitabilidad de Gliese 581, y que podría tener agua líquida en su superficie. El primer sistema extrasolar descubierto con más de un planeta fue Upsilon Andromedae. Aunque los conocimientos actuales han puesto a 55 Cancri como la estrella con más planetas conocidos (5 hasta noviembre de 2007).
Tabla de contenidos |
[editar] Historia
Aleksander Wolszczan, un astrónomo polaco anunció en 1992 el descubrimiento de 3 objetos sub-estelares de baja masa orbitando el púlsar PSR 1257+12. Estos fueron los primeros planetas extrasolares descubiertos y el anuncio fue toda una sorpresa. Se cree que estos planetas se formaron de los restos de la explosión de supernova que produjo el púlsar.
Los primeros planetas extrasolares alrededor de estrellas de la secuencia principal fueron descubiertos en la década de 1990, en una dura competición entre equipos suizos y norteamericanos. El primer planeta extrasolar fue anunciado por Michel Mayor y Didier Queloz, del grupo suizo, el 6 de octubre de 1995. La estrella principal era 51 Pegasi y se dio en llamar al planeta 51 Pegasi b. Unos meses más tarde el equipo americano, liderado por Geoffrey Marcy de la Universidad de California anunció el descubrimiento de 2 nuevos planetas. La carrera por encontrar nuevos planetas no había hecho más que empezar. Numerosos anuncios en prensa y televisión han divulgado algunos de estos descubrimientos, considerados en su conjunto como una de las revoluciones de la astronomía a finales del siglo XX.
En la actualidad hay numerosos proyectos de las agencias espaciales NASA y ESA de desarrollo de misiones capaces de detectar y caracterizar la abundancia de planetas así como de detectar planetas de tipo terrestre (el primero descubierto hasta la fecha: Gliese 876 d). La ambiciosa misión Darwin/TPF propuesta para dentro de 20 años sería capaz de analizar las atmósferas de estos planetas terrestres teniendo la capacidad de detectar vida extraterrestre mediante el análisis espectral de estas atmósferas. Estos datos permitirán abordar estadísticamente cuestiones profundas como la abundancia de sistemas planetarios parecidos al nuestro o el tipo de estrellas en los que es más fácil que se formen planetas.
[editar] Métodos de detección
[editar] Velocidades radiales
Este método se basa en el Efecto Doppler. El planeta, al orbitar la estrella central, ejerce también una fuerza gravitacional sobre ésta de manera que la estrella gira sobre el centro de masa común del sistema. Las oscilaciones de la estrella pueden detectarse mediante leves cambios en las líneas espectrales según la estrella se acerca a nosotros (corrimiento hacia el azul) o se aleja (corrimiento al rojo). Este método ha sido el más exitoso en la búsqueda de nuevos planetas.
[editar] Astrometría
Dado que la estrella gira sobre el centro de masa se puede intentar registrar las variaciones de posición y el oscilar de la estrella. Estas variaciones son tan pequeñas sin embargo que el método no ha sido factible por el momento. Históricamente el método astrométrico proporcionó los primeros candidatos a planetas extrasolares, todos ellos desbancados posteriormente. El más famoso de los planetas extrasolares detectados por astrometría fue el posiblemente falso que se creyó encontrar alrededor de la estrella de Barnard.
[editar] Tránsitos
Consiste en observar fotométricamente la estrella y detectar sutiles cambios en la intensidad de su luz cuando un planeta gira sobre ella. El método de tránsitos, junto con el de la velocidad radial, pueden utilizarse para caracterizar mejor la atmósfera de un planeta como en los casos de HD209458b y los planetas OGLE-TR-40 y OGLE-TR-10. Ambos métodos son más eficaces en los planetas gigantes más cercanos a la estrella principal por lo que sólo pueden caracterizar una leve fracción de los planetas detectados.
[editar] Microlentes gravitacionales
El efecto de lente gravitacional ocurre cuando los campos de gravedad del planeta y la estrella actúan para aumentar o focalizar la luz de una estrella distante. Para que el método funcione, los tres objetos tienen que estar casi perfectamente alineados. El principal defecto de este método es que las posibles detecciones no son repetibles por lo que el planeta así descubierto debería ser estudiado adicionalmente por alguno de los métodos anteriores.
[editar] Perturbaciones gravitacionales en discos de polvo
En estrellas jóvenes con discos circumestelares de polvo a su alrededor es posible detectar irregularidades en la distribución de material en el disco circumestelar ocasionadas por la interacción gravitatoria con un planeta. Se trata de un mecanismo similar al que actúa en el caso de los satélites pastores de Saturno. De este modo ha sido posible inferir la presencia de 3 planetas orbitando la estrella Beta pictoris y de otro planeta orbitando la estrella Fomalhaut (HD 216956). En estrellas aún más jóvenes la presencia de un planeta gigante en formación sería detectable a partir del hueco de material gaseoso que dejaría en el disco de acrecimiento.
[editar] Características físicas
Durante los primeros años de descubrimientos de planetas extrasolares la mayoría de éstos eran sistemas peculiares con periodos orbitales pequeños y órbitas excéntricas muy cercanas a la estrella central. El método de las velocidades radiales favorecía el descubrimiento de planetas gigantes muy cercanos a su estrella central, algunos de ellos en órbitas más pequeñas que la órbita de Mercurio. Estos planetas se llaman a veces Jupíteres calientes. En los últimos años los astrónomos han podido refinar sus métodos encontrando sistemas planetarios más parecidos al nuestro. Sin embargo, una fracción importante de los sistemas planetarios posee planetas gigantes en órbitas pequeñas, muy diferentes a nuestro sistema solar. La detección de planetas tipo terrestre permanece fuera de las capacidades tecnológicas actuales. En todo caso todos los planetas extrasolares detectados hasta la fecha son gigantes gaseosos, sus masas son grandes, comparables a la de Júpiter aunque típicamente más masivos. Recientemente se han descubierto nuevos candidatos planetarios con masas de unas 15 veces la masa terrestre, es decir, comparables a Neptuno.
Los objetos más masivos y cercanos a la estrella principal han revolucionado las teorías sobre formación planetaria. Existe un cierto consenso sobre la formación de estos planetas en órbitas más externas y su migración temprana hacia las órbitas interiores. Esta migración está determinada por la interacción gravitatoria con el disco circumestelar de material en el que se forma el planeta. En este apartado parece haber una cierta relación entre la metalicidad de la estrella central y la presencia de planetas.
El planeta extrasolar del que se conocen más datos recibe el nombre de HD209458b, provisionalmente llamado Osiris. Se trata de un planeta de tipo Júpiter caliente con la masa de un gigante gaseoso pero orbitando muy cerca de su estrella principal. El planeta pasa por delante de su estrella periódicamente ofreciendo tránsitos con los que se ha podido obtener una mayor información sobre su órbita, tamaño y atmósfera.
[editar] Tabla resumen
| Característica | Planeta | Estrella | Fecha | Notas |
|---|---|---|---|---|
| Más antiguo | Matusalén (PSR B1620-26c) | PSR B1620-26 | 12.700 millones de años de edad. | |
| Planeta más joven | ||||
| Más pesado | ? | ? | Múltiples planetas tienen masas cercanas al límite de las enanas marrones, 11 MJúpiter , límite para la reacción de fusión del deuterio. |
|
| Más ligero | PSR 1257+12 A | PSR 1257 | 0,02 MTierra
Nota: El sistema PSR 1257+12 podría contener también objetos de masa asteroidal. |
|
| Mayor | Osiris (HD 209458 b) | HD 209458 | Radio 1,32 RJúpiter Nota: Sólo se conocen los radios de los planetas que muestran tránsitos. |
|
| Más pequeño | Gliese 581 c | Gliese 581 | Radio 1,32 RTierra | |
| Más lejano | OGLE 2003-BLG-235 | OGLE 2003-BLG-235 | 17.000 años luz | |
| Más cercano | ε Eridani b | ε Eridani | 10,4 años luz | |
| Mayor periodo orbital | 2M1207 b | 2M1207 | 2450+ años | |
| Menor periodo orbital | OGLE-TR-56b | OGLE-TR-56 | 1,2 días | |
| Órbita más excéntrica | HD 80606 b | HD 80606 | excentricidad= 0,927 | |
| Menos excéntrica | PSR 1257+12 A | PSR 1257+12 | excentricidad= 0,0 | |
| :Descubrimientos | ||||
| Primer planeta descubierto | PSR 1257+12 B, C | PSR 1257+12 | 1992 | Primer planeta orbitando un pulsar. |
| Bellerophon (51 Pegasi b) | 51 Pegasi | 1995 | Primer planeta orbitando una estrella de la secuencia principal.
Primer planeta descubierto por el método de las velocidades radiales. |
|
| Gliese 876 b | Gliese 876 | 1998 | Primer planeta orbitando una enana roja. | |
| Osiris (HD 209458 b) | HD 209458 | 1999 | Primer planeta con tránsitos.
Nota: OGLE-TR-56 b fue el primer planeta descubierto por el método de tránsitos. |
|
| ι Draconis b | ι Draconis | 2002 | Primer planeta alrededor de una estrella gigante. | |
| OGLE 2003-BLG-235 | OGLE 2003-BLG-235 | 2004 | Primer planeta encontrado por lentes gravitacionales. | |
| Matusalén (PSR B1620-26c) | PSR B1620-26 | 1993 | Primer planeta alrededor de una enana blanca (confirmación en 2003). | |
| 2M1207 b | 2M1207 | 2004 | Primer planeta alrededor de una enana marrón. Primera imagen de un planeta extrasolar. | |
| Primer planeta libre encontrado | S Ori 70 | n/a | 2004 | Masa = 3 MJúpiter. |
| Primer planeta en un sistema múltiple | 55 Cancri b | 55 Cancri | 1996 | |
| Primer planeta con vapor de agua en su atmósfera | HD 189733b | HD 189733 | 2005 | Masa = 1'15 Júpiter |
| Más parecido a la Tierra | ||||
| Masa más cercana a la masa terrestre | PSR 1257+12 C | PSR 1257+12 | 3,9 Mterrestres | |
| Planeta de órbita más cercana a 1 UA | HD 142 b HD 28185 b HD 128311 b |
HD 142 HD 28185 HD 128311 |
0,980 AU 1,0 AU 1,02 AU |
|
[editar] Véase también
[editar] Enlaces externos
- Extrasolares
- La enciclopedia de los planetas extrasolares
- California & Carnegie Planet Search (en inglés)
- Atlas de los planetas extrasolares de Planet Quest (español)
[editar] Referencias
- ↑ Schneider, Jean (2007-04-25). Interactive Extra-solar Planets Catalog. The Extrasolar Planets Encyclopedia. Archivado desde el original, el 2007-08-09.
- ↑ Working Group on Extrasolar Planets: Definition of a "Planet". IAU position statement (February 28, 2003). Archivado desde el original, el 2006-09-09.
