Astronomía

Orientación del sistema planetario y búsqueda de exoplanetas

Orientación del sistema planetario y búsqueda de exoplanetas


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Una revisión rápida de fotografías de galaxias revelará que no todas las galaxias están orientadas en el mismo plano que el campo de visión de la Tierra. Algunas galaxias son paralelas a nuestro campo de visión y las vemos de lado. Otros son perpendiculares a nuestro campo de visión y los vemos como si estuviéramos mirando desde arriba o desde abajo.

Dado este hecho, sería justo asumir que la orientación de los sistemas planetarios varía de manera similar. No todos son paralelos a nuestro campo de visión.

Todos los sistemas exoplanetarios que conozco han sido vistos en una perspectiva de vista lateral y cualquier exoplaneta ha sido detectado por un bamboleo de la estrella en el centro del sistema planetario o por la atenuación de la luz de la estrella mientras el exoplaneta transita por el estrella.

¿Se han descubierto sistemas exoplanetarios que sean perpendiculares a nuestra vista de campo, mirando desde arriba o desde abajo del sistema y, de ser así, cómo se han detectado exoplanetas en estos sistemas? Si no se han observado tales sistemas, ¿cómo detectarían los astrónomos exoplanetas en tales sistemas?


El sistema de planetas múltiples HR 8799 está bastante cerca del cara a cara. Aquí hay un video realizado mediante la interpolación de imágenes tomadas durante 7 años que muestran el movimiento orbital.

Los planetas de HR 8799 se detectaron mediante imágenes. La mayoría de los exoplanetas han sido detectados (en el momento de escribir este artículo) por el método de velocidad radial, que requiere movimiento radial y, por lo tanto, es más sensible a los planetas cercanos al borde, y el método de tránsito que requiere que el planeta pase por delante de la estrella vista desde la Tierra (por lo tanto, solo detectará planetas muy cerca del borde). El método de imágenes no tiene este problema, por lo que puede encontrar planetas tanto de cara (como HR 8799) como de borde, como Beta Pictoris b (video).

La astrometría es otro método de detección de exoplanetas que permitiría la detección de sistemas de cara. Ha estado plagado de una serie de falsos comienzos (por ejemplo, la infame "detección" de planetas alrededor de la estrella de Barnard por Peter van de Kamp) pero es de esperar que una vez que se publique el conjunto de datos completo de Gaia habrá numerosas detecciones astrométricas de exoplanetas, que pueden incluir cerca de sistemas de cara.


Para obtener una descripción general de los muchos métodos: Wikipedia: microlente gravitacional.

Cada método de detección tiene una sensibilidad diferente a la inclinación de la órbita del exoplaneta:

  • Velocidad radial es más sensible a las órbitas planetarias laterales, ya que busca cambios en la velocidad a lo largo de la línea de visión. Los planetas puramente cara a cara son indetectables. Necesita la inclinación para obtener la masa del planeta en lugar de un límite inferior de masa.
  • Tránsito solo puede detectar planetas casi de lado.
  • Imagen no depende mucho de la inclinación, pero el sistema debe ser grande y cercano.
  • Astrometria no depende mucho de la inclinación orbital, ya que mide el movimiento de lado a lado de una estrella contra otra.

  • La primera evidencia posible de un exoplaneta se observó en 1917, pero no se reconoció como tal.
  • El primer exoplaneta detectado fue Gamma Cephei Ab en 1998. Sin embargo, no se confirmó hasta 2003 y, en general, se cree que los dos planetas que orbitan alrededor del púlsar PSR 1257 + 12 son el primer descubrimiento confirmado. El descubrimiento se anunció en 1992.
  • El primer planeta descubierto orbitando alrededor de una estrella similar al Sol fue 51 Pegasi b.
  • Con respecto a un planeta similar a la Tierra, el primero fue descubierto en 2014 llamado Kepler 186f. También se ubica en la zona habitable de su estrella.
  • La zona habitable es una región alrededor de una estrella donde podría existir agua líquida en la superficie de un planeta sólido.
  • Todos los exoplanetas conocidos se dividen en categorías según su tamaño, masa y posiciones orbitales.
  • El sistema estelar y el sistema planetario más cercanos al sistema solar se encuentran a 4,37 años luz de distancia. Se llama sistema Alpha Centauri.
  • Si se descubre vida en otros planetas, entonces la hipótesis de la panspermia se volvería mucho más probable como la respuesta sobre cómo se estableció la vida en la Tierra.
  • Hay más de 4.000 exoplanetas que ya han sido confirmados.
  • Casi otros 5.000 exoplanetas son candidatos a la espera de ser aprobados.
  • Se han descubierto más de 3.000 sistemas planetarios.
  • Cerca de 700 sistemas tienen más de un planeta.
  • Hay alrededor de 5 métodos utilizados para la detección de exoplanetas. Recientemente se ha implementado un sexto.
  • En 2009, la NASA lanzó una nave espacial llamada Kepler, específicamente para buscar y detectar exoplanetas.
  • Entre los exoplanetas, también se han detectado planetas rebeldes. Son planetas que han sido expulsados ​​de su sistema estelar.

Dado que nuestro conocimiento del Universo se ha expandido, la búsqueda de planetas fuera de nuestro Sistema Solar ha sido una prioridad en la búsqueda de planetas extraterrestres y nuevos mundos habitables que puedan sustentarnos.

La cuestión de si estamos solos o no en el universo, o si hay otros lugares como la Tierra, bien puede haber comenzado ya que nuestro mundo ha sido cartografiado y, en su mayor parte, explorado. La primera evidencia posible de un exoplaneta se observó en 1917, pero fue rápidamente descartada.

A medida que avanzaba la tecnología, ya en 1988 se propusieron muchos otros posibles descubrimientos de exoplanetas, pero solo se confirmaron más tarde. En 1992 finalmente se confirmó la primera detección de un exoplaneta. Los radioastrónomos Aleksander Wolszczan y Dale Frail anunciaron el descubrimiento de dos planetas que orbitan alrededor del púlsar PSR 1257 + 12.

Desde entonces, el descubrimiento de exoplanetas se convirtió en algo prioritario y, naturalmente, en un gran interés para la humanidad. La tecnología avanzó y se implementaron nuevos métodos de detección específicamente para esta tarea.


Contenido

WASP consta de dos observatorios robóticos SuperWASP-North en el Observatorio Roque de los Muchachos en la isla de La Palma en Canarias y WASP-South en el Observatorio Astronómico de Sudáfrica, Sudáfrica. Cada observatorio consta de un conjunto de ocho lentes Canon de 200 mm f1.8 respaldadas por CCD de grado científico de 2048 x 2048 de alta calidad, el modelo utilizado es el iKon-L [6] fabricado por Andor Technology. [7] Los telescopios están montados en una montura de telescopio ecuatorial construida por Optical Mechanics, Inc. [8] El gran campo de visión de las lentes Canon le da a cada observatorio una cobertura masiva del cielo de 490 grados cuadrados por apuntamiento. [9]

Los observatorios monitorean continuamente el cielo, tomando un conjunto de imágenes aproximadamente una vez por minuto, recolectando hasta 100 gigabytes de datos por noche. Al usar el método de tránsito, los datos recopilados de WASP se pueden usar para medir el brillo de cada estrella en cada imagen, y se pueden buscar pequeñas caídas en el brillo causadas por planetas grandes que pasan frente a sus estrellas madres.

Uno de los principales propósitos de WASP era revolucionar la comprensión de la formación de planetas, allanando el camino para futuras misiones espaciales en busca de mundos similares a la 'Tierra'.

WASP es operado por un consorcio de instituciones académicas que incluyen:

El 26 de septiembre de 2006, el equipo informó del descubrimiento de dos planetas extrasolares: WASP-1b (orbitando a 0,038 AU (6 millones de km) de la estrella una vez cada 2,5 días) y WASP-2b (orbitando tres cuartas partes de ese radio una vez cada 2 días). ). [11]

El 31 de octubre de 2007, el equipo informó del descubrimiento de tres planetas extrasolares: WASP-3b, WASP-4b y WASP-5b. Los tres planetas son similares a la masa joviana y están tan cerca de sus respectivas estrellas que sus períodos orbitales son todos de menos de dos días. Estos se encuentran entre los períodos orbitales más cortos descubiertos. Las temperaturas de la superficie de los planetas deberían ser de más de 2000 grados centígrados, debido a sus cortas distancias de sus respectivas estrellas. El WASP-4b y WASP-5b son los primeros planetas descubiertos por las cámaras y los investigadores en Sudáfrica. WASP-3b es el tercer planeta descubierto por su equivalente en La Palma.

En agosto de 2009, se anunció el descubrimiento de WASP-17b, que se cree que es el primer planeta descubierto en orbitar en la dirección opuesta al giro de su estrella, WASP-17.

El descubrimiento del sistema J1407 y sus eclipses inusuales fueron reportados por primera vez por un equipo dirigido por el astrónomo Eric Mamajek de la Universidad de Rochester en 2012. [14] La existencia y los parámetros del sistema de anillos alrededor del compañero subestelar J1407b se dedujeron de la observación de un eclipse muy largo y complejo de la estrella previamente anónima J1407 durante un período de 56 días durante abril y mayo de 2007. [14] [15] El compañero de baja masa J1407b ha sido referido como un "Saturno con esteroides" [16] [ 17] o “Super Saturno” [18] debido a su sistema masivo de anillos circumplanetarios con un radio de aproximadamente 90 millones de km (0,6 AU). [19] Se estima que el período orbital del compañero anillado J1407b es de alrededor de una década (limitado a 3,5 a 13,8 años), y su masa más probable es de aproximadamente 13 a 26 masas de Júpiter, pero con una incertidumbre considerable. [19] Se puede descartar que el cuerpo anillado sea una estrella con una masa de más de 80 masas de Júpiter con una confianza superior al 99%. [19] El sistema de anillos tiene una masa estimada similar a la de la Tierra. [20] Una brecha en el sistema de anillos a unos 61 millones de km (0,4 AU) de su centro se considera una evidencia indirecta de la existencia de una exoluna con una masa de hasta 0,8 masas terrestres. [19]


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La Laboratorio de Exoplanetas y Astrofísica Estelar estudia la formación y evolución de estrellas y sistemas planetarios utilizando telescopios avanzados y técnicas teóricas. Desarrollamos nuevas tecnologías e ideas que nos ayudan a comprender nuestro lugar en el universo. La investigación también contribuye a la búsqueda de planetas similares a la Tierra y entornos habitables alrededor de otras estrellas. Las áreas clave de investigación incluyen búsquedas de exoplanetas y modelado teórico, discos de escombros estelares, objetos estelares jóvenes, astrofísica estelar y modelado numérico de la evolución del sistema planetario.

Investigación astrofísica:
Planetas extrasolares, discos de escombros, objetos estelares jóvenes, astrofísica estelar, teoría, generadores de imágenes coronagráficas, detectores ultravioleta, espectroscopia de campo integral

Misiones:
Hubble, Herschel, LBTI, TESS, JWST, WFC3, STIS

Conceptos de misión futura
AFTA / WFIRST, Exo-C, Exo-S, ATLAST, FKSI, SI

Nuestra serie de seminarios sobre exoplanetas se reúne los martes a las 11:30 en Build. 34, Salón. E215.

El almuerzo de astronomía estelar y extragaláctica se reúne los jueves al mediodía en Build. 34, Salón. E215.


Atmósferas de exoplanetas

En 2005, Spitzer se convirtió en el primer telescopio que permitió a los astrónomos detectar directamente la luz de los Júpiter calientes. Las curvas de luz de dos exoplanetas, TrES-1 y HD 209458b, mostraron claramente los signos de los eclipses planetarios a medida que pasaban detrás de sus estrellas. Esto reveló la cantidad de luz proveniente de los exoplanetas, lo que reveló pistas vitales sobre sus temperaturas y propiedades atmosféricas.

Un espectrógrafo permite a los astrónomos dividir la luz en sus distintas longitudes de onda, al igual que la forma en que la luz a través de un prisma nos permite ver cada color individualmente. El espectro resultante puede revelar las huellas digitales únicas de diferentes productos químicos.

Los astrónomos pueden estudiar más que solo el brillo general de un exoplaneta cuando es eclipsado por su estrella, también pueden obtener su espectro. Un espectro se crea cuando dividimos la luz en sus diferentes colores, de la misma manera que un prisma divide la luz en los colores del arco iris, pero en longitudes de onda mucho más finas. Para capturar el espectro de un exoplaneta, un telescopio infrarrojo tiene que observar el sistema planetario dos veces usando un espectrógrafo. La primera vez toma un espectro de la estrella anfitriona junto con el exoplaneta. Luego toma un espectro solo de la estrella anfitriona, cuando el exoplaneta ha desaparecido detrás de ella. Al restar el espectro de la estrella anfitriona del espectro combinado de la estrella más el exoplaneta, los astrónomos pueden obtener el espectro solo para el exoplaneta.

Los espectros pueden permitirnos identificar las huellas digitales únicas de materiales como el hidrógeno, el carbono y el agua. A partir de ellos podemos decir de qué están hechas las atmósferas planetarias, incluso a miles de millones de millas de distancia. No solo eso, sino que los astrónomos también pueden estimar la temperatura del exoplaneta y rsquos. Toda esta información proporciona a los científicos pistas sobre si un exoplaneta podría albergar vida o no. Mientras que los astrónomos han encontrado firmas químicas para el bloques de construcciónde vida en otros planetas (incluido el dióxido de carbono, el agua y el metano), hasta ahora no tenemos una señal clara de vida en otro planeta.


Exoplanetas

Algunos exoplanetas parecen haber salido directamente de las mejores películas de ciencia ficción. ¿Mundos hechos de diamantes? ¿Superficies cubiertas de volcán? ¿Misteriosas tormentas magnéticas? Hemos descubierto exoplanetas individuales orbitando dos estrellas y hasta siete exoplanetas orbitando una sola estrella. Hemos sondeado los discos de formación de planetas que generan estos mundos alienígenas, e incluso estamos empezando a trazar un mapa del tiempo en estos planetas distantes. Aquí puede encontrar las últimas noticias sobre exoplanetas, desde súper-Tierras hasta Júpiter calientes. Continuaremos monitoreando los resultados de las misiones Kepler y TESS y más, a medida que los astrónomos encuentren métodos nuevos y creativos para estudiar estos mundos alienígenas. Investigaremos los misterios de los sistemas cercanos, informaremos sobre los planetas más lejanos conocidos y compartiremos más sobre sus atmósferas y la probabilidad de habitabilidad.

La búsqueda de la Tierra 2.0 está en marcha mientras intentamos responder a la antigua pregunta: "¿Estamos solos?"


Contenido

Heller y Armstrong propusieron que se requieren una serie de características básicas para clasificar un exoplaneta o exoluna como superhabitable [7] [2] [8] [9] [10] para el tamaño, se requiere que tenga aproximadamente 2 masas terrestres y 1.3 Los radios terrestres proporcionarán un tamaño óptimo para la tectónica de placas. [11] Además, tendría una mayor atracción gravitacional que aumentaría la retención de gases durante la formación del planeta. [10] Por lo tanto, es probable que tengan una atmósfera más densa que ofrecerá una mayor concentración de oxígeno y gases de efecto invernadero, lo que a su vez elevará la temperatura promedio a niveles óptimos para la vida de las plantas a unos 25 ° C (77 ° F). [12] [13] Una atmósfera más densa también puede influir en el relieve de la superficie, haciéndolo más regular y disminuyendo el tamaño de las cuencas oceánicas, lo que mejoraría la diversidad de la vida marina en aguas poco profundas. [14]

Otros factores a considerar son el tipo de estrella del sistema. Las estrellas de tipo K son menos masivas que el Sol y son estables en la secuencia principal durante mucho tiempo (de 18 a 34 mil millones de años, en comparación con los 10 mil millones del Sol, una estrella de clase G), [15] [16 ] dando más tiempo para el surgimiento de la vida y la evolución. Además, las estrellas de tipo K emiten menos radiación ultravioleta (que puede dañar el ADN y así obstaculizar la aparición de vida basada en ácidos nucleicos) que las estrellas de tipo G como el Sol.

Superficie, tamaño y composición Editar

Un exoplaneta con un volumen mayor que el de la Tierra, o con un terreno más complejo, o con una superficie mayor cubierta de agua líquida, podría ser más hospitalario para la vida que la Tierra. [17] Dado que el volumen de un planeta tiende a estar directamente relacionado con su masa, cuanto más masivo es, mayor es su atracción gravitacional, lo que puede resultar en una atmósfera más densa. [18]

Algunos estudios indican que existe un límite de radio natural, establecido en R, debajo del cual casi todos los planetas son terrestres, compuestos principalmente de mezclas de roca, hierro y agua. [19] Generalmente, los objetos con una masa inferior a 8 M es muy probable que tengan una composición similar a la de la Tierra. [20] Por encima de este límite, la densidad de los planetas disminuye con el aumento de tamaño, el planeta se convertirá en un "mundo acuático" y finalmente en un gigante gaseoso. [21] [22] Además, para la mayoría de las supertierras con masas de 7 veces la Tierra, su alta masa puede hacer que carezcan de tectónica de placas. [11] Por lo tanto, se espera que cualquier exoplaneta similar a la densidad de la Tierra y con un radio por debajo de 2 R puede ser apto para toda la vida. [13] Sin embargo, otros estudios indican que los mundos acuáticos representan una etapa de transición entre los mini-Neptunos y los planetas terrestres, especialmente si pertenecen a enanas rojas o enanas K. [23] [24] Aunque los planetas acuáticos pueden ser habitables, la profundidad media del agua y la ausencia de superficie terrestre no los haría superhabitables como lo definieron Heller y Armstrong. [25] Desde una perspectiva geológica, la masa óptima de un planeta es de aproximadamente 2 M, por lo que debe tener un radio que mantenga la densidad de la Tierra entre 1.2 y 1.3R. [26]

La profundidad media de los océanos también afecta la habitabilidad de un planeta. Las zonas poco profundas del mar, dada la cantidad de luz y calor que reciben, suelen ser más cómodas para las especies acuáticas conocidas, por lo que es probable que los exoplanetas con una profundidad media menor sean más aptos para la vida. [25] [27] Los exoplanetas más masivos tienden a tener una gravedad superficial regular, lo que puede significar cuencas oceánicas menos profundas y más hospitalarias. [28]

Geología Editar

La tectónica de placas, en combinación con la presencia de grandes masas de agua en un planeta, es capaz de mantener altos niveles de dióxido de carbono (CO
2 ) en su atmósfera. [29] [30] Este proceso parece ser común en planetas terrestres geológicamente activos con una velocidad de rotación significativa. [31] Cuanto más masivo sea un cuerpo planetario, más tiempo generará calor interno, que es un factor importante que contribuye a la tectónica de placas. [11] Sin embargo, una masa excesiva también puede ralentizar la tectónica de placas debido al aumento de la presión y la viscosidad del manto, lo que dificulta el deslizamiento de la litosfera. [11] La investigación sugiere que la tectónica de placas alcanza su punto máximo en la actividad en cuerpos con una masa entre 1 y 5 M, con una masa óptima de aproximadamente 2 M. [26]

Si la actividad geológica no es lo suficientemente fuerte como para generar una cantidad suficiente de gases de efecto invernadero para aumentar las temperaturas globales por encima del punto de congelación del agua, el planeta podría experimentar una era de hielo permanente, a menos que el proceso sea compensado por una fuente de calor interna intensa como la marea. calentamiento o irradiación estelar. [32]

Magnetosfera editar

Otra característica favorable a la vida es el potencial de un planeta para desarrollar una magnetosfera fuerte para proteger su superficie y atmósfera de la radiación cósmica y los vientos estelares, especialmente alrededor de las estrellas enanas rojas. [33] Los cuerpos menos masivos y aquellos con una rotación lenta, o aquellos que están bloqueados por mareas, tienen un campo magnético débil o nulo, lo que con el tiempo puede resultar en la pérdida de una porción significativa de su atmósfera, especialmente hidrógeno, por escape hidrodinámico. . [11]

Temperatura y clima Editar

La temperatura óptima para la vida similar a la Tierra en general se desconoce, aunque parece que en la Tierra la diversidad de organismos ha sido mayor en períodos más cálidos. [34] Por tanto, es posible que los exoplanetas con temperaturas medias ligeramente superiores a las de la Tierra sean más adecuados para la vida. [35] El efecto termorregulador de grandes océanos sobre exoplanetas ubicados en una zona habitable puede mantener un rango de temperatura moderado. [36] [35] En este caso, los desiertos serían más limitados en área y probablemente sustentarían ambientes costeros ricos en hábitats. [35]

Sin embargo, los estudios sugieren que la Tierra ya se encuentra cerca del borde interior de la zona habitable del Sistema Solar, [37] y eso puede dañar su habitabilidad a largo plazo a medida que la luminosidad de las estrellas de la secuencia principal aumenta constantemente con el tiempo, empujando la habitabilidad. zona hacia el exterior. [38] [39] Por lo tanto, los exoplanetas superhabitables deben ser más cálidos que la Tierra, pero orbitan más lejos que la Tierra y más cerca del centro de la zona habitable del sistema. [40] [41] Esto sería posible con una atmósfera más densa o con una mayor concentración de gases de efecto invernadero. [42] [43]

Estrella Editar

El tipo de estrella determina en gran medida las condiciones presentes en un sistema. [45] [46] Las estrellas más masivas O, B y A tienen un ciclo de vida muy corto, dejando rápidamente la secuencia principal. [47] [48] Además, las estrellas de tipo O producen un efecto de fotoevaporación que evita la acumulación de planetas alrededor de la estrella. [49] [50]

En el lado opuesto, los tipos M y K menos masivos son, con mucho, las estrellas más comunes y longevas del universo, pero su potencial para sustentar la vida aún está en estudio. [45] [50] Su baja luminosidad reduce el tamaño de la zona habitable, que está expuesta a brotes de radiación ultravioleta que ocurren con frecuencia, especialmente durante sus primeros mil millones de años de existencia. [15] Cuando la órbita de un planeta es demasiado corta, puede causar un bloqueo de marea del planeta, donde siempre presenta el mismo hemisferio a la estrella, conocido como hemisferio diurno. [51] [50] Incluso si la existencia de vida fuera posible en un sistema de este tipo, es poco probable que cualquier exoplaneta perteneciente a una estrella enana roja se considere "superhabitable". [45]

Descartando ambos extremos, los sistemas con estrellas de tipo K ofrecen las mejores zonas habitables para la vida. [15] [50] Las estrellas de tipo K permiten la formación de planetas a su alrededor, tienen una larga esperanza de vida y proporcionan una zona habitable estable libre de los efectos de la proximidad excesiva a su estrella. [50] Además, la radiación producida por una estrella de tipo K es lo suficientemente baja como para permitir una vida compleja sin la necesidad de una capa de ozono atmosférico. [15] [52] [53] También son los más estables y su zona habitable no se mueve mucho durante su vida, por lo que un análogo terrestre ubicado cerca de una estrella de tipo K puede ser habitable para casi toda la secuencia principal. [15]

Órbita y rotación Editar

Los expertos no han llegado a un consenso sobre cuál es la velocidad de rotación óptima para un exoplaneta, pero no puede ser demasiado rápida o lenta. El último caso puede causar problemas similares a los observados en Venus, que completa una rotación cada 243 días terrestres y, como resultado, no puede generar un campo magnético similar al de la Tierra. Un planeta de rotación lenta más masivo podría superar este problema al tener múltiples lunas debido a su mayor gravedad que puede impulsar el campo magnético. [54] [55]

Idealmente, la órbita de un mundo superhabitable estaría en el punto medio de la zona habitable de su sistema estelar. [56] [42]

Atmósfera Editar

No hay argumentos sólidos para explicar si la atmósfera de la Tierra tiene la composición óptima para albergar vida. [42] En la Tierra, durante el período en que se formó por primera vez el carbón, el oxígeno atmosférico (O
2 ) los niveles llegaron hasta el 35% y coincidieron con los períodos de mayor biodiversidad. [57] Entonces, asumiendo que la presencia de una cantidad significativa de oxígeno en la atmósfera es esencial para que los exoplanetas desarrollen formas de vida complejas, [58] [42] el porcentaje de oxígeno en relación con la atmósfera total parece limitar el tamaño máximo de el planeta para una superhabitabilidad óptima y una amplia biodiversidad [ aclaración necesaria ] .

Además, la densidad atmosférica debería ser mayor en planetas más masivos, lo que refuerza la hipótesis de que las super-Tierras pueden proporcionar condiciones superhabitables. [42]

Edad Editar

En un contexto biológico, los planetas más antiguos que la Tierra pueden tener una mayor biodiversidad, ya que las especies nativas han tenido más tiempo para evolucionar, adaptarse y estabilizar las condiciones ambientales para sostener un entorno adecuado para la vida que pueda beneficiar a sus descendientes. [dieciséis]

Sin embargo, durante muchos años se pensó que, dado que los sistemas estelares más antiguos tienen una metalicidad más baja, deberían mostrar una formación planetaria baja y, por lo tanto, esos planetas antiguos pueden haber sido escasos al principio, [59] pero el número de metálico elementos en el universo deben haber crecido de manera constante desde sus inicios. [60] Los primeros descubrimientos exoplanetarios, en su mayoría gigantes gaseosos que orbitan muy cerca de sus estrellas, conocidos como Júpiter calientes, sugieren que los planetas eran raros en sistemas con baja metalicidad, lo que invitaba a sospechar de un límite de tiempo en la aparición de los primeros objetos terrestres. [61] [ aclaración necesaria ] Más tarde, en 2012, las observaciones del telescopio Kepler permitieron a los expertos descubrir que esta relación es mucho más restrictiva en sistemas con Júpiter calientes, y que los planetas terrestres podrían formarse en estrellas de mucha menor metalicidad, hasta cierto punto. [60] Ahora se cree que los primeros objetos de masa terrestre deberían aparecer en algún momento entre 7 y 12 mil millones de años. [60] Dada la mayor estabilidad de las enanas naranjas (tipo K) en comparación con el Sol (tipo G) y una mayor esperanza de vida, es posible que exoplanetas superhabitables pertenecientes a estrellas de tipo K, orbitando dentro de su zona habitable, pudieran proporcionan un entorno más largo, estable y mejor para la vida que la Tierra. [15]

A pesar de la escasez de información disponible, las hipótesis presentadas anteriormente sobre planetas superhabitables se pueden resumir como un perfil preliminar, incluso si no existe un consenso científico. [10]

  • Masa: aproximadamente 2 M.
  • Radio: para mantener una densidad similar a la de la Tierra, su radio debe estar cerca de 1.2 o 1.3R.
  • Océanos: el porcentaje de la superficie cubierta por océanos debería ser similar a la Tierra pero más distribuida, sin grandes masas de tierra continuas. Los océanos deben ser poco profundos, la luz penetrará más fácilmente a través del agua y alcanzará la fauna y la flora, estimulando una abundancia de vida en el océano.
  • Distancia: distancia más corta desde el centro de la zona habitable del sistema que la Tierra.
  • Temperatura: temperatura superficial promedio de aproximadamente 25 ° C (77 ° F). [12]
  • Estrella y edad: perteneciente a una estrella intermedia de tipo K con una edad mayor que el Sol (4.500 millones de años) pero menor de 7.000 millones de años.
  • Atmósfera: algo más densa que la de la Tierra y con una mayor concentración de oxígeno. Eso hará que la vida sea más grande y abundante.

No existe ningún exoplaneta confirmado que cumpla con todos estos requisitos. Tras actualizar la base de datos de exoplanetas el 23 de julio de 2015, el que más se acerca es Kepler-442b, perteneciente a una estrella enana naranja, con un radio de 1.34R y una masa de 2,36 M, pero con una temperatura superficial estimada de 4 ° C (39 ° F). [62] [63]

Apariencia Editar

La apariencia de un planeta superhabitable debería ser, en general, muy similar a la Tierra. [64] Las principales diferencias, de acuerdo con el perfil visto anteriormente, se derivarían de su masa. Su atmósfera más densa puede prevenir la formación de capas de hielo como resultado de una menor diferencia térmica entre diferentes regiones del planeta. [42] Un mundo superhabitable también tendría una mayor concentración de nubes y lluvias abundantes.

La vegetación de un planeta así sería muy diferente debido al aumento de la densidad del aire, la precipitación, la temperatura y el flujo estelar en comparación con la Tierra. Como la longitud de onda máxima de la luz difiere para las estrellas de tipo K en comparación con el Sol, las plantas pueden tener un color diferente al de la vegetación verde presente en la Tierra. [1] [65] La vida vegetal también cubriría una mayor parte de la superficie del planeta, que sería visible desde el espacio. [64]

En general, el clima de un planeta superhabitable sería cálido, húmedo, homogéneo y de tierra estable, permitiendo que la vida se extendiera por la superficie sin presentar grandes diferencias poblacionales en contraste con la Tierra, que tiene áreas inhóspitas como glaciares, desiertos y algunas zonas tropicales. regiones. [35] Si la atmósfera contiene suficiente oxígeno, las condiciones de estos planetas pueden ser soportables para los humanos incluso sin la protección de un traje espacial, siempre que la atmósfera no contenga gases tóxicos excesivos, pero tendrían que desarrollar adaptaciones al aumento gravedad, como un aumento de la densidad muscular y ósea. [64] [24] [66]

Heller y Armstrong especulan que el número de planetas superhabitables alrededor de estrellas similares a Kepler 442 puede exceder con mucho al de los análogos de la Tierra: [67] las estrellas menos masivas en la secuencia principal son más abundantes que las estrellas más grandes y brillantes, por lo que hay más naranjas ( K) enanos que análogos solares. [68] Se estima que alrededor del 9% de las estrellas de la Vía Láctea son estrellas de tipo K. [69]

Otro punto que favorece el predominio de los planetas superhabitables con respecto a los análogos de la Tierra es que, a diferencia de estos últimos, la mayoría de los requisitos de un mundo superhabitable pueden darse de forma espontánea y conjunta simplemente por tener una masa superior. [70] Un cuerpo planetario cercano a 2 o 3 M debería tener tectónica de placas de mayor duración y también tendrá una superficie más grande en comparación con la Tierra. [10] Asimismo, es probable que sus océanos sean menos profundos por efecto de la gravedad sobre la corteza del planeta, su campo gravitacional más intenso y, una atmósfera más densa. [12]

Por el contrario, los planetas de masa terrestre pueden tener una gama más amplia de condiciones. Por ejemplo, algunos pueden mantener la tectónica activa durante un período de tiempo más corto y, por lo tanto, terminarán con una densidad de aire más baja que la Tierra, lo que aumentará la probabilidad de desarrollar una cobertura de hielo global, o incluso un escenario permanente de Snowball Earth. [42] Otro efecto negativo de la menor densidad atmosférica se puede manifestar en forma de oscilaciones térmicas, que pueden conducir a una alta variabilidad en el clima global y aumentar la posibilidad de eventos catastróficos. Además, al tener una magnetosfera más débil, dichos planetas pueden perder su hidrógeno atmosférico por escape hidrodinámico más fácilmente y convertirse en un planeta desértico. [42] Cualquiera de estos ejemplos podría prevenir la aparición de vida en la superficie de un planeta. [71] En cualquier caso, la multitud de escenarios que pueden convertir un planeta de masa terrestre ubicado en la zona habitable de un análogo solar en un lugar inhóspito son menos probables en un planeta que cumple con las características básicas de un mundo superhabitable, de modo que este último debería ser más común. [67]

En septiembre de 2020, los astrónomos identificaron 24 contendientes de planetas superhabitables, de entre más de 4000 exoplanetas confirmados en la actualidad, basándose en parámetros astrofísicos, así como en la historia natural de formas de vida conocidas en la Tierra. [72]


Exoplanetas, mundos que orbitan otras estrellas

Durante siglos, las representaciones ficticias de planetas que orbitan alrededor de otras estrellas han encendido nuestra imaginación. Desde el mundo desértico de Arrakis en Dune hasta las exuberantes junglas del planeta Dagobah de Yoda en Star Wars, a los humanos nos ha fascinado la idea de mundos exóticos y lejanos.

Ahora sabemos que existen mundos más allá de nuestro sistema solar, conocidos como exoplanetas. De hecho, hay muchos: los científicos han encontrado más de 4.000 exoplanetas y creen que la mayoría de las estrellas tienen sus propios sistemas solares. Algunos exoplanetas son sorprendentemente similares a los mundos ficticios que hemos imaginado, mientras que otros han resultado ser más exóticos que cualquier cosa que pudiéramos haber soñado.

Se estima que nuestro universo tiene más de 100 mil millones de galaxias, cada una con cientos de miles de millones de estrellas. Si la mayoría de las estrellas tienen uno o más planetas a su alrededor, puede haber miles de millones de billones de planetas en el universo.

Cada descubrimiento de exoplanetas nos enseña algo nuevo sobre cómo funciona el universo. Cuando teníamos que estudiar los 8 planetas de nuestro propio sistema solar, teníamos una visión limitada de qué tipo de sistemas planetarios son posibles en el cosmos. Ahora, con más de 4.000 exoplanetas catalogados, los horizontes de la ciencia planetaria son más amplios que nunca. A veces también vemos la formación de otros sistemas solares, lo que nos enseña sobre nuestros propios orígenes. Es como ver nuestro propio programa "How It's Made" a través de los telescopios del mundo.

Hay muchas razones para aprender sobre los exoplanetas, pero quizás la más convincente es que podríamos encontrar otro mundo que albergue organismos vivos. Si descubrimos vida más allá de la Tierra, podría cambiar el curso de la historia humana. Y con los continuos avances en la investigación de exoplanetas, este descubrimiento podría suceder durante su vida.

Exoplaneta Proxima b La impresión de este artista muestra la superficie del exoplaneta Proxima b orbitando la estrella enana roja Proxima Centauri, la estrella más cercana a la Tierra. The planet is similar in size to Earth and lies in its star's habitable zone, the not-too-hot, not-too-cold region where temperatures are suitable for liquid water to exist on the surface. Image: ESO/M. Kornmesser


21.5 Exoplanets Everywhere: What We Are Learning

Before the discovery of exoplanets, most astronomers expected that other planetary systems would be much like our own—planets following roughly circular orbits, with the most massive planets several AU from their parent star. Such systems do exist in large numbers, but many exoplanets and planetary systems are very different from those in our solar system. Another surprise is the existence of whole classes of exoplanets that we simply don’t have in our solar system: planets with masses between the mass of Earth and Neptune, and planets that are several times more massive than Jupiter.

Kepler Results

The Kepler telescope has been responsible for the discovery of most exoplanets, especially at smaller sizes, as illustrated in Figure 21.22, where the Kepler discoveries are plotted in yellow. You can see the wide range of sizes, including planets substantially larger than Jupiter and smaller than Earth. The absence of Kepler-discovered exoplanets with orbital periods longer than a few hundred days is a consequence of the 4-year lifetime of the mission. (Remember that three evenly spaced transits must be observed to register a discovery.) At the smaller sizes, the absence of planets much smaller than one earth radius is due to the difficulty of detecting transits by very small planets. In effect, the “discovery space” for Kepler was limited to planets with orbital periods less than 400 days and sizes larger than Mars.

One of the primary objectives of the Kepler mission was to find out how many stars hosted planets and especially to estimate the frequency of earthlike planets. Although Kepler looked at only a very tiny fraction of the stars in the Galaxy, the sample size was large enough to draw some interesting conclusions. While the observations apply only to the stars observed by Kepler, those stars are reasonably representative, and so astronomers can extrapolate to the entire Galaxy.

Figure 21.23 shows that the Kepler discoveries include many rocky, Earth-size planets, far more than Jupiter-size gas planets. This immediately tells us that the initial Doppler discovery of many hot Jupiters was a biased sample, in effect, finding the odd planetary systems because they were the easiest to detect. However, there is one huge difference between this observed size distribution and that of planets in our solar system. The most common planets have radii between 1.4 and 2.8 that of Earth, sizes for which we have no examples in the solar system. These have been nicknamed super-Earths , while the other large group with sizes between 2.8 and 4 that of Earth are often called mini-Neptunes .

What a remarkable discovery it is that the most common types of planets in the Galaxy are completely absent from our solar system and were unknown until Kepler’s survey. However, recall that really small planets were difficult for the Kepler instruments to find. So, to estimate the frequency of Earth-size exoplanets, we need to correct for this sampling bias. The result is the corrected size distribution shown in Figure 21.24. Notice that in this graph, we have also taken the step of showing not the number of Kepler detections but the average number of planets per star for solar-type stars (spectral types F, G, and K).

We see that the most common planet sizes of are those with radii from 1 to 3 times that of Earth—what we have called “Earths” and “super-Earths.” Each group occurs in about one-third to one-quarter of stars. In other words, if we group these sizes together, we can conclude there is nearly one such planet per star! And remember, this census includes primarily planets with orbital periods less than 2 years. We do not yet know how many undiscovered planets might exist at larger distances from their star.

To estimate the number of Earth-size planets in our Galaxy, we need to remember that there are approximately 100 billion stars of spectral types F, G, and K. Therefore, we estimate that there are about 30 billion Earth-size planets in our Galaxy. If we include the super-Earths too, then there could be one hundred billion in the whole Galaxy. This idea—that planets of roughly Earth’s size are so numerous—is surely one of the most important discoveries of modern astronomy.

Planets with Known Densities

For several hundred exoplanets, we have been able to measure both the size of the planet from transit data and its mass from Doppler data, yielding an estimate of its density. Comparing the average density of exoplanets to the density of planets in our solar system helps us understand whether they are rocky or gaseous in nature. This has been particularly important for understanding the structure of the new categories of super-Earths and mini-Neptunes with masses between 3–10 times the mass of Earth. A key observation so far is that planets that are more than 10 times the mass of Earth have substantial gaseous envelopes (like Uranus and Neptune) whereas lower-mass planets are predominately rocky in nature (like the terrestrial planets).

Figure 21.25 compares all the exoplanets that have both mass and radius measurements. The dependence of the radius on planet mass is also shown for a few illustrative cases—hypothetical planets made of pure iron, rock, water, or hydrogen.

At lower masses, notice that as the mass of these hypothetical planets increases, the radius also increases. That makes sense—if you were building a model of a planet out of clay, your toy planet would increase in size as you added more clay. However, for the highest mass planets (M > 1000 METROtierra) in Figure 21.25, notice that the radius stops increasing and the planets with greater mass are actually smaller. This occurs because increasing the mass also increases the gravity of the planet, so that compressible materials (even rock is compressible) will become more tightly packed, shrinking the size of the more massive planet.

In reality, planets are not pure compositions like the hypothetical water or iron planet. Earth is composed of a solid iron core, an outer liquid-iron core, a rocky mantle and crust, and a relatively thin atmospheric layer. Exoplanets are similarly likely to be differentiated into compositional layers. The theoretical lines in Figure 21.25 are simply guides that suggest a range of possible compositions.

Astronomers who work on the complex modeling of the interiors of rocky planets make the simplifying assumption that the planet consists of two or three layers. This is not perfect, but it is a reasonable approximation and another good example of how science works. Often, the first step in understanding something new is to narrow down the range of possibilities. This sets the stage for refining and deepening our knowledge. In Figure 21.25, the two green triangles with roughly 1 METROtierra and 1 Rtierra represent Venus and Earth. Notice that these planets fall between the models for a pure iron and a pure rock planet, consistent with what we would expect for the known mixed-chemical composition of Venus and Earth.

In the case of gaseous planets, the situation is more complex. Hydrogen is the lightest element in the periodic table, yet many of the detected exoplanets in Figure 21.25 with masses greater than 100 METROtierra have radii that suggest they are lower in density than a pure hydrogen planet. Hydrogen is the lightest element, so what is happening here? Why do some gas giant planets have inflated radii that are larger than the fictitious pure hydrogen planet? Many of these planets reside in short-period orbits close to the host star where they intercept a significant amount of radiated energy. If this energy is trapped deep in the planet atmosphere, it can cause the planet to expand.

Planets that orbit close to their host stars in slightly eccentric orbits have another source of energy: the star will raise tides in these planets that tend to circularize the orbits. This process also results in tidal dissipation of energy that can inflate the atmosphere. It would be interesting to measure the size of gas giant planets in wider orbits where the planets should be cooler—the expectation is that unless they are very young, these cooler gas giant exoplanets (sometimes called “cold Jupiters”) should not be inflated. But we don’t yet have data on these more distant exoplanets.

Exoplanetary Systems

As we search for exoplanets, we don’t expect to find only one planet per star. Our solar system has eight major planets, half a dozen dwarf planets, and millions of smaller objects orbiting the Sun. The evidence we have of planetary systems in formation also suggest that they are likely to produce multi-planet systems.

The first planetary system was found around the star Upsilon Andromedae in 1999 using the Doppler method, and many others have been found since then (over 700 as of early 2021). If such exoplanetary system are common, let’s consider which systems we expect to find in the Kepler transit data.

A planet will transit its star only if Earth lies in the plane of the planet’s orbit. If the planets in other systems do not have orbits in the same plane, we are unlikely to see multiple transiting objects. Also, as we have noted before, Kepler was sensitive only to planets with orbital periods less than about 4 years. What we expect from Kepler data, then, is evidence of coplanar planetary systems confined to what would be the realm of the terrestrial planets in our solar system.

By 2021, astronomers gathered data on over 700 such exoplanet systems. Many have only two known planets, but a few have as many as five, and one has eight (the same number of planets as our own solar system). For the most part, these are very compact systems with most of their planets closer to their star than Mercury is to the Sun. The figure below shows one of the largest exoplanet systems: that of the star called Kepler-62 (Figure 21.26). Our solar system is shown to the same scale, for comparison (note that the Kepler-62 planets are drawn with artistic license we have no detailed images of any exoplanets).

All but one of the planets in the K-62 system are larger than Earth. These are super-Earths, and one of them (62d) is in the size range of a mini-Neptune, where it is likely to be largely gaseous. The smallest planet in this system is about the size of Mars. The three inner planets orbit very close to their star, and only the outer two have orbits larger than Mercury in our system. The green areas represent each star’s “habitable zone,” which is the distance from the star where we calculate that surface temperatures would be consistent with liquid water. The Kepler-62 habitable zone is much smaller than that of the Sun because the star is intrinsically fainter.

With closely spaced systems like this, the planets can interact gravitationally with each other. The result is that the observed transits occur a few minutes earlier or later than would be predicted from simple orbits. These gravitational interactions have allowed the Kepler scientists to calculate masses for the planets, providing another way to learn about exoplanets.

Kepler has discovered some interesting and unusual planetary systems. For example, most astronomers expected planets to be limited to single stars. But we have found planets orbiting close double stars, so that the planet would see two suns in its sky, like those of the fictional planet Tatooine in the Guerra de las Galaxias films. At the opposite extreme, planets can orbit one star of a wide, double-star system without major interference from the second star.


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Comentarios:

  1. Cingeswiella

    Super Just Super

  2. Fenrijin

    ¿Es notable y alternativo?

  3. Salar

    Tema infalible, es agradable para mí)))))



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