EL COSMOS Y SUS GALAXIAS

Los exoplanetas presentan una diversidad asombrosa, desde gigantes de gas cercanos a su estrella hasta mundos cubiertos de lava o agua, mostrando que la naturaleza de los sistemas planetariose puede ser mucho más variada que la del Sistema Solar.

1. Gigantes de Gas Cercanos o “Júpiter Caliente”

Estos planetas son similares en masa a Júpiter, pero orbitan extremadamente cerca de su estrella, a menudo completando una órbita en pocos días. Su proximidad provoca altas temperaturas, atmosferas infladas y fuertes vientos. Ejemplos conocidos incluyen 51 Pegasi b. Estos planetas desafían modelos tradicionales de formación planetaria basados en nuestro Sistema Solar.

2. Supertierras

Son planetas con masa entre 1 y 10 veces la de la tierra, generalmente más grandes que la tierra, pero menores que Neptuno. Pueden ser rocosos, con atmósferas densas, y algunos podrían situarse en la zona habitable, donde el agua líquida podría existir. Su densidad y composición varían enormemente de un planeta a otro.

3. Planetas de Lava o Mundos Incandescentes

Algunos exoplanetas, muy cercanos a su estrella anfitriona, presentan superficies fundidas debido a temperaturas extremas. Por ejemplo, 55 Cancri e es un planeta rocoso caliente con posible magma en su superficie y atmósfera de vapor metálico.

4. Planetas de Agua o “Mundos Océano”

Estos planetas podrían estar cubiertos casi completamente por océanos profundos, sin tierra emergida. Aunque aún no confirmados directamente, se sospecha que ciertos exoplanetas del tamaño de Neptuno podrían tener abundante agua líquida, creando condiciones lejanas pero interesantes para la vida.

5. Exoplanetas con Retrogrados u Orbitales Extraños

Algunos exoplanetas presentan órbitas altamente excéntricas o inclinadas, incluso orbitando en sentido opuesto a la rotación de su estrella. Estas configuraciones se consideran inestables o muy diferentes de los planetas de nuestro sistema y desafían la teoría clásica de formación planetaria.

6. Planetas de Gas Gigantes Fríos

Más alejados de su estrella, estos planetas poseen atmósferas densas y frías, similares a Júpiter y Saturno, pero algunos pueden ser incluso más masivos y lejanos, llamados Júpiters distantes. Son importantes para estudiar la composición y estructura de planetas gigantes.

7. Planetas Carbonosos o “Diamante”

Existen hipótesis sobre planetas ricos en carbono, donde el grafito y el diamante podrán formar gran parte del interior rocoso. Planetas como 55 Cancri podrían tener capas ricas en carbono bajo condiciones extremas.

Resumen

La variedad de exoplanetas es sorprendente: desde mundos extremadamente calientes hasta supertierras y océanos globales, pasando por órbitas únicas y composiciones inusuales. Estos hallazgos muestran que el Universo alberga sistemas planetarios mucho más diversos de lo que nuestra observación limitada del Sistema Solar podría sugerir. Gracias a telescopios y misiones espaciales, cada año descubrimos exoplanetas que desafían nuestra imaginación y comprensión de la formación planetaria.

Tipos de exoplanetas

Los planetas que se encuentran más allá de nuestro sistema solar se denominan exoplanetas y tienen una amplia variedad de tamaños, desde gigantes gaseosos más grandes que Júpiter hasta pequeños planetas rocosos del tamaño de la Tierra o Marte. Pueden estar lo suficientemente calientes como para hervir el metal o encerrados en el congelador. Pueden orbitar sus estrellas con tanta fuerza que un año dura sólo unos pocos días; pueden orbitar dos soles a la vez. Algunos exoplanetas son pícaros sin sol, vagando por la galaxia en permanente oscuridad.

Durante la mayor parte de la historia de la humanidad, nuestra comprensión de cómo se forman y evolucionan los planetas se basó en los ocho (o nueve) planetas de nuestro sistema solar. Pero durante los últimos 25 años, el descubrimiento de más de 4.000 exoplanetas, o planetas fuera de nuestro sistema solar, cambió todo eso.

Nuestra galaxia, la Vía Láctea, es la espesa corriente de estrellas que atraviesa el cielo en las noches más oscuras y claras. Su extensión en espiral contiene al menos 100 mil millones de estrellas, nuestro Sol entre ellas. Y si cada una de esas estrellas no tiene solo un planeta, sino, como el nuestro, un sistema completo de ellos, entonces el número de planetas en la galaxia es verdaderamente astronómico: ya nos dirigimos a los billones.

Los humanos hemos estado especulando sobre tales posibilidades durante miles de años, pero la nuestra es la primera generación que sabe, con certeza, que los exoplanetas realmente existen. Se descubrió que nuestra estrella vecina más cercana, Próxima Centauri, poseía al menos un planeta, probablemente uno rocoso. Está a unos 4 años luz de distancia, más de 40 billones de kilómetros. La mayor parte de los exoplanetas encontrados hasta ahora se encuentran a cientos o miles de años luz de distancia.

Las malas noticias: todavía no tenemos forma de llegar a ellos y no dejaremos huellas en ellos en el corto plazo. La buena noticia: podemos observarlos, tomar sus temperaturas, probar sus atmósferas y, quizás algún día pronto, detectar signos de vida que podrían estar ocultos en píxeles de luz capturados en estos mundos distantes y oscuros.

Los primeros exoplanetas se descubrieron a principios de la década de 1990, pero el primer exoplaneta que irrumpió en el escenario mundial fue 51 Pegasi b, un «Júpiter caliente» que orbita una estrella similar al Sol a 50 años luz de distancia. El año decisivo fue 1995. Desde entonces hemos descubierto miles más.

El tamaño y la masa juegan un papel crucial en la determinación de los tipos de planetas. También hay variedades dentro de las clasificaciones de tamaño / masa. Los científicos también han notado lo que parece ser una extraña brecha en el tamaño de los planetas. Se le ha denominado el «valle del radio», o la brecha de Fulton, en honor a Benjamin Fulton, autor principal de un artículo que lo describe. Los datos de la nave espacial Kepler de la NASA mostraron que los planetas de un cierto rango de tamaño son raros, aquellos entre 1,5 y 2 veces el tamaño (diámetro) de la Tierra, lo que los colocaría entre las super-Tierras. Es posible que esto represente un tamaño crítico en la formación de planetas: los planetas que alcanzan este tamaño atraen rápidamente atmósferas gruesas de gas hidrógeno y helio, y se inflan en planetas gaseosos, mientras que los planetas más pequeños que este límite no son lo suficientemente grandes para contener tal atmósfera y siguen siendo principalmente cuerpos terrestres rocosos. Por otro lado, los planetas más pequeños que orbitan cerca de sus estrellas podrían ser los núcleos de mundos similares a Neptuno a los que se les quitó la atmósfera.

Tipos de exoplanetas

Hasta ahora, los científicos han categorizado los exoplanetas en los siguientes tipos: gigante gaseoso, neptuniano, supertierra y terrestre.

Cada tipo de planeta varía en apariencia interior y exterior dependiendo de la composición.

Gigantes gaseosos

Un gigante gaseoso es un gran planeta compuesto principalmente de helio y/o hidrógeno.

Los gigantes gaseosos podrían comenzar en el disco de escombros rico en gas que rodea a una estrella joven. Un núcleo producido por colisiones entre asteroides y cometas proporciona una semilla, y cuando este núcleo alcanza la masa suficiente, su atracción gravitacional atrae rápidamente gas del disco para formar el planeta.

 

Estos planetas, del tamaño de Júpiter o Saturno en nuestro sistema solar, o mucho, mucho más grandes, no tienen superficies duras y en cambio tienen gases arremolinados sobre un núcleo sólido. Los exoplanetas gigantes gaseosos pueden estar mucho más cerca de sus estrellas que cualquier cosa que se encuentre en nuestro sistema solar.

Se esconde más variedad dentro de estas amplias categorías. Los Júpiter calientes, por ejemplo, estuvieron entre los primeros tipos de planetas encontrados: gigantes gaseosos que orbitan tan cerca de sus estrellas que sus temperaturas se elevan a miles de grados (Fahrenheit o Celsius). Estos grandes planetas hacen órbitas tan estrechas que provocan un pronunciado «bamboleo» en sus estrellas, tirando de sus anfitriones estelares de un lado a otro, y provocando un cambio medible en el espectro de luz de las estrellas. Eso hizo que los Júpiter calientes fueran más fáciles de detectar en los primeros días de la búsqueda de planetas utilizando el método de velocidad radial.

De tamaño similar a Júpiter, estos planetas dominados por gases orbitan extremadamente cerca de sus estrellas madres, rodeándolas en tan solo 18 horas. No tenemos nada parecido en nuestro propio sistema solar, donde los planetas más cercanos al Sol son rocosos y orbitan mucho más lejos.

La detección del exoplaneta HIP 67522 b, que se cree que es el Júpiter caliente más joven jamás encontrado (en junio de 2020), nos demuestra que orbita una estrella bien estudiada que tiene unos 17 millones de años, lo que significa que el Júpiter caliente probablemente sea solo unos millones de años más joven, mientras que la mayoría de los Júpiter calientes conocidos tienen más de mil millones de años. El planeta tarda unos siete días en orbitar su estrella, que tiene una masa similar a la del Sol. Ubicado a solo 490 años luz de la Tierra, HIP 67522 b tiene aproximadamente 10 veces el diámetro de la Tierra, o cerca del de Júpiter. Su tamaño indica claramente que es un planeta dominado por gases.

El descubrimiento ofrece la esperanza de encontrar más jóvenes Júpiter calientes y aprender más sobre cómo se forman los planetas en todo el universo.

Mundos neptunianos

Son planetas similares en tamaño a Neptuno o Urano. Están dominados por una gran atmósfera de hidrógeno, helio y otros átomos/moléculas que se evaporan fácilmente. Pueden tener interiores rocosos con metales más pesados en sus núcleos, pero obedecen a una relación masa/radio diferente a la de los mundos terranos. También estamos descubriendo mini-Neptunos, planetas más pequeños que Neptuno y más grandes que la Tierra. No existen planetas como estos en nuestro sistema solar.

Si bien Urano y Neptuno están compuestos principalmente de hidrógeno y helio, ambos también contienen agua, amoníaco y metano. Dado que estos tres productos químicos se encuentran típicamente congelados como hielos en el frío sistema solar exterior, a Urano y Neptuno a menudo se les llama «gigantes de hielo» (aunque sus interiores son lo suficientemente cálidos como para que los «hielos» dentro de ellos no se congelen). Los investigadores descubrieron un exoplaneta gigante de hielo a 25.000 años luz de distancia en 2014. No sabemos mucho sobre su composición, de qué está hecho o qué elementos están presentes en su atmósfera, pero está en una órbita similar a su estrella como Urano a nuestro sol.

Los exoplanetas neptunianos a menudo tienen nubes gruesas que bloquean la entrada de luz, ocultando la firma de las moléculas en la atmósfera. El telescopio espacial James Webb podrá observar mejor las atmósferas de exoplanetas.

Los astrónomos estaban encantados de encontrar cielos despejados en un planeta del tamaño de Neptuno llamado HAT-P-11b en 2017. Sin nubes para bloquear la vista, pudieron identificar moléculas de vapor de agua en la atmósfera del exoplaneta. HAT-P-11b es gaseoso con un núcleo rocoso, muy parecido a nuestro propio Neptuno. Su atmósfera puede tener nubes más profundas, pero las observaciones combinadas de Hubble, Spitzer y Kepler mostraron que la región superior está libre de nubes. Esta buena visibilidad permitió a los científicos detectar moléculas de vapor de agua en la atmósfera del planeta.

Se han encontrado planetas calientes del tamaño de Júpiter y super-Tierras chisporroteantes en un estrecho abrazo de sus estrellas. Pero los llamados «Neptunos calientes», cuyas atmósferas se calientan a más de 1.700 grados Fahrenheit (más de 900 grados Celsius), han sido mucho más difíciles de encontrar. De hecho, hasta ahora solo se han encontrado un puñado de Neptunos calientes.

La mayoría de los exoplanetas conocidos del tamaño de Neptuno, como el HAT-P-11b anterior, son simplemente «cálidos» porque orbitan más lejos de sus estrellas que los de la región donde los astrónomos esperarían encontrar Neptunos calientes. El misterioso desierto de Neptuno caliente sugiere que esos mundos extraterrestres son raros, o fueron abundantes en un momento, pero desde entonces se han transformado.

Hace unos años, los astrónomos que utilizaron el Hubble descubrieron que uno de los Neptunos más cálidos conocidos (GJ 436b) está perdiendo su atmósfera. No se espera que ese planeta se evapore, pero los Neptunos más calientes podrían no haber tenido tanta suerte. La intensa radiación de una estrella puede calentar una atmósfera hasta el punto en que escape a la atracción gravitacional del planeta como un globo de aire caliente sin ataduras. El gas que se escape formará una nube gigante alrededor del planeta que se disipará en el espacio.

Comparación del tamaño de GJ 3470b con la Tierra

Este podría ser el caso de un planeta llamado GJ 3470b, un «Neptuno muy cálido» que está perdiendo su atmósfera a un ritmo 100 veces más rápido que el de GJ 436b. Ambos planetas residen a unos 5,5 millones de kilómetros de sus estrellas. Eso es una décima parte de la distancia entre el planeta más interno de nuestro sistema solar, Mercurio, y el Sol. Una de las razones por las que GJ 3470b puede evaporarse más rápido que GJ 436b es que no es tan denso, por lo que es menos capaz de aferrarse gravitacionalmente a la atmósfera caliente.

Ambos planetas orbitan alrededor de estrellas enanas rojas, pero GJ 3470b orbita una estrella mucho más joven, de solo 2 mil millones de años, en comparación con la estrella de GJ 3470b de 4 a 8 mil millones de años. La estrella más joven tiene más energía, por lo que bombardea el planeta con más radiación abrasadora que la que recibe GJ 436b.

Encontrar dos Neptunos cálidos y en evaporación refuerza la idea de que la versión más caliente de estos mundos generalmente distantes puede ser una clase de planetas en transición. Podría ser que el destino final de los Neptunos calientes y muy cálidos sea reducirse a mini-Neptunos, planetas con atmósferas pesadas dominadas por hidrógeno que son más grandes que la Tierra pero más pequeños que Neptuno. O pueden reducir su tamaño aún más para convertirse en súper-Tierras, versiones más masivas y rocosas de la Tierra.

En 2014, investigadores descubrieron el primer exoplaneta gigante helado a 25.000 años luz de distancia.

En 2016, un estudio encontró que los mundos neptunianos pueden ser el tipo de planeta más común que se forma en los reinos exteriores helados de los sistemas planetarios. Los investigadores se centraron en los planetas encontrados mediante una técnica llamada microlente gravitacional. El estudio proporcionó la primera indicación de los tipos de planetas que esperan ser encontrados lejos de una estrella anfitriona, donde los científicos sospechan que los planetas se forman de manera más eficiente.

Al observar la frecuencia de los planetas en comparación con las proporciones de masa de planetas y estrellas y las distancias entre ellos, determinaron que es probable que los mundos fríos con masa de Neptuno sean los tipos más comunes de planetas más allá de la llamada línea de nieve: la distancia desde una estrella más allá de la cual el agua permanece congelada durante la formación planetaria. En el sistema solar, se cree que la línea de nieve se ubicó a aproximadamente 2,7 veces la distancia de la Tierra al Sol, colocándola hoy en el medio del cinturón principal de asteroides.

Super-Tierras

Las súper-Tierras, una clase de planetas diferente a cualquier otro en nuestro sistema solar, son más masivas que la Tierra, pero más livianas que gigantes de hielo como Neptuno y Urano, y pueden estar hechas de gas, roca o una combinación de ambos. Tienen entre el doble del tamaño de la Tierra y hasta 10 veces su masa.

Super-Tierra es una referencia solo al tamaño de un exoplaneta, más grande que la Tierra y más pequeño que Neptuno, pero no sugiere que sean necesariamente similares a nuestro planeta de origen. La verdadera naturaleza de estos planetas permanece envuelta en incertidumbre porque no tenemos nada como ellos en nuestro propio sistema solar y, sin embargo, son comunes entre los planetas que se encuentran hasta ahora en nuestra galaxia

Barnard, la estrella individual más cercana al Sol, alberga un exoplaneta al menos 3,2 veces más masivo que la Tierra, una supuesta súper Tierra. El planeta recién descubierto es el segundo exoplaneta conocido más cercano a la Tierra y orbita la estrella que se mueve más rápido en el cielo nocturno.

Durante las últimas tres décadas, hemos descubierto todo tipo de planetas extraños que nunca supimos que existían y que no tienen análogos en nuestro sistema solar. Las super-Tierras pueden ser hasta 10 veces más masivas que la Tierra. Todavía no sabemos lo suficiente sobre estos planetas para decir en qué punto podrían perder una superficie rocosa. Pero en el rango de 3 a 10 veces la masa de la Tierra, podría haber una amplia variedad de composiciones planetarias, incluidos mundos acuáticos, planetas de bolas de nieve o planetas que, como Neptuno, están compuestos en gran parte por gas denso. Los exoplanetas en los límites superiores del límite de tamaño de la súper Tierra también pueden denominarse subneptunes o mini-Neptunos.

Este es el sistema TOI 270, ubicado a unos 73 años luz de distancia en la constelación austral de Pictor. Los tres planetas conocidos fueron descubiertos por el Satélite de reconocimiento de exoplanetas en tránsito de la NASA a través de caídas periódicas en la luz estelar causadas por cada planeta en órbita.

En 2019, el satélite de estudio de exoplanetas en tránsito (TESS) de la NASA descubrió una supertierra y dos mini-Neptunos que orbitaban una estrella fría y débil a unos 73 años luz de distancia en la constelación austral de Pictor. La estrella enana de tipo M es aproximadamente un 40% más pequeña que el Sol tanto en tamaño como en masa, y tiene una temperatura superficial aproximadamente un tercio más fría que la del Sol.

El planeta más interno, TOI 270 b, es probablemente una supertierra rocosa aproximadamente un 25% más grande que la Tierra. Orbita la estrella cada 3,4 días a una distancia aproximadamente 13 veces más cercana que la que Mercurio orbita al Sol. Basado en estudios estadísticos de exoplanetas conocidos de tamaño similar, el equipo científico estima que TOI 270 b tiene una masa alrededor de 1,9 veces mayor que la de la Tierra.

Los otros dos planetas, TOI 270 c y d, son, respectivamente, 2,4 y 2,1 veces más grandes que la Tierra y orbitan la estrella cada 5,7 y 11,4 días. Aunque solo tienen aproximadamente la mitad de su tamaño, ambos pueden ser similares a Neptuno en nuestro sistema solar, con composiciones dominadas por gases en lugar de rocas, y probablemente pesen alrededor de 7 y 5 veces la masa de la Tierra, respectivamente, lo que los convierte en mini-Neptunos.

Los investigadores esperan que una mayor exploración de la estrella, TOI 270, pueda ayudar a explicar cómo dos de estos mini-Neptunos se formaron junto a un mundo casi del tamaño de la Tierra. La investigación adicional puede revelar planetas adicionales en el sistema. Si el planeta d tiene un núcleo rocoso cubierto por una atmósfera espesa, su superficie sería demasiado cálida para la presencia de agua líquida, considerada un requisito clave para un mundo potencialmente habitable. Pero los estudios de seguimiento pueden descubrir planetas rocosos adicionales a distancias ligeramente mayores de la estrella, donde las temperaturas más frías podrían permitir que el agua líquida se acumule en sus superficies.

Las observaciones del Telescopio Espacial Spitzer de la NASA llevaron al primer mapa de temperatura de una súper Tierra en 2016. El mapa revela cambios extremos de temperatura de un lado del planeta al otro, e insinúa una razón para esto: flujos de lava.

55 Cancri e es un exoplaneta súper terrestre que orbita una estrella de tipo G. Su masa es de 8.08 Tierras, se necesitan 0.7 días para completar una órbita de su estrella y está a 0.01544 AU de su estrella. Su descubrimiento fue anunciado en 2004.

55 Cancri e también es parte de la herramienta de visualización de 360 grados de Exoplanet Travel Bureau, que te permite realizar un recorrido virtual de cómo se vería la superficie del planeta, basándose en los datos limitados disponibles (no existen fotos del planeta). Vista como un orbe ardiente masivo en el horizonte, la estrella del planeta está 65 veces más cerca de 55 Cancri e que el Sol de la Tierra. En el lado nocturno más frío del planeta, el vapor de silicato en la atmósfera puede condensarse en nubes brillantes que reflejan la lava debajo.

La supertierra cálida 55 Cancri e está relativamente cerca de la Tierra a 41 años luz de distancia. Orbita muy cerca de su estrella, dando vueltas cada 18 horas. Debido a la proximidad del planeta a la estrella, está bloqueado por la gravedad, al igual que nuestra Luna con la Tierra. Eso significa que un lado de 55 Cancri, conocido como el lado del día, siempre se cocina bajo el intenso calor de su estrella, mientras que el lado de la noche permanece en la oscuridad y es mucho más fresco.

Spitzer miró al planeta con su visión infrarroja durante un total de 80 horas, viéndolo orbitar su estrella varias veces. Estos datos permitieron a los científicos mapear los cambios de temperatura en todo el mundo. Para su sorpresa, encontraron una diferencia dramática de temperatura de 2.340 grados Fahrenheit (1.300 Celsius) de un lado del planeta al otro. El lado más caliente es de casi 4.400 grados Fahrenheit (2.400 Celsius) y el más frío es de 2.060 grados Fahrenheit (1.200 Celsius).

Terrestres

En nuestro Sistema Solar, la Tierra, Marte, Mercurio y Venus son planetas terrestres o rocosos. Para los planetas fuera de nuestro sistema solar, aquellos entre la mitad del tamaño de la Tierra y el doble de su radio se consideran terrestres y otros pueden ser incluso más pequeños. Los exoplanetas del doble del tamaño de la Tierra y más grandes también pueden ser rocosos, pero se consideran súper-Tierras.

Los planetas terrestres (del tamaño de la Tierra y más pequeños) son mundos rocosos, compuestos de roca, silicato, agua y/o carbono. Para determinar si algunos de estos mundos tienen atmósferas, océanos u otros signos de habitabilidad, se necesita más investigación. Los exoplanetas terrestres más grandes (aquellos al menos dos veces más masivos que la Tierra) se clasifican como súper-Tierras.

En general, los planetas terrestres tienen una composición en masa que está dominada por rocas o hierro, y una superficie sólida o líquida. Estos mundos lejanos pueden tener atmósferas gaseosas, pero esa no es una característica definitoria.

Hemos encontrado planetas rocosos en el rango de tamaño de la Tierra, a la distancia correcta de sus estrellas madres para albergar agua líquida (esto se conoce como la zona habitable). Si bien estas características no garantizan un mundo habitable, todavía no podemos decir si estos planetas realmente poseen atmósferas u océanos, pueden ayudarnos a orientarnos en la dirección correcta.

Los futuros telescopios espaciales podrán analizar la luz de algunos de estos planetas, buscando agua o una mezcla de gases que se asemeje a nuestra propia atmósfera. Obtendremos una mejor comprensión de las temperaturas en la superficie. A medida que continuamos marcando elementos en la lista de habitabilidad, nos acercaremos cada vez más a encontrar un mundo que tenga signos de vida reconocibles.

Este dibujo artístico muestra cómo pueden verse los planetas TRAPPIST-1, según los datos disponibles sobre los diámetros, masas y distancias de los planetas desde la estrella anfitriona, a partir de febrero de 2018.

En 2017, la NASA anunció el descubrimiento de los planetas más del tamaño de la Tierra encontrados en la zona habitable de una sola estrella, llamada TRAPPIST-1. Este sistema de siete mundos rocosos, todos ellos con potencial de agua en su superficie, es un descubrimiento emocionante en la búsqueda de vida en otros mundos. El estudio futuro de este sistema planetario único podría revelar condiciones adecuadas para la vida.

En febrero de 2018, una mirada más cercana a los siete planetas sugirió que algunos podrían albergar mucha más agua que los océanos de la Tierra, en forma de vapor de agua atmosférico para los planetas más cercanos a su estrella, agua líquida para otros y hielo para los más lejanos. fuera. Esa investigación determinó la densidad de cada planeta con mayor precisión, haciendo de TRAPPIST-1 el sistema planetario más conocido aparte del nuestro.

Este es el aspecto que podrían tener los planetas rocosos y potencialmente habitables en otras partes de nuestra galaxia.

Es imposible saber exactamente cómo se ve cada planeta, porque están muy lejos y son tan débiles en comparación con su estrella anfitriona. En nuestro propio sistema solar, la Luna y Marte tienen casi la misma densidad, pero sus superficies parecen completamente diferentes.

Según los datos disponibles, aquí están las mejores conjeturas de los científicos sobre la apariencia de los planetas:

TRAPPIST-1b, el planeta más interno, probablemente tenga un núcleo rocoso, rodeado por una atmósfera mucho más espesa que la de la Tierra. TRAPPIST-1c probablemente también tenga un interior rocoso, pero con una atmósfera más delgada que el planeta b. TRAPPIST-1d es el más ligero de los planetas, alrededor del 30 por ciento de la masa de la Tierra. Los científicos no están seguros de si tiene una gran atmósfera, un océano o una capa de hielo; los tres le darían al planeta una «envoltura» de sustancias volátiles, lo que tendría sentido para un planeta de su densidad (menos de la mitad que la de la Tierra).

Los científicos se sorprendieron de que TRAPPIST-1e sea el único planeta del sistema ligeramente más denso que la Tierra, lo que sugiere que puede tener un núcleo de hierro más denso que nuestro planeta de origen. Al igual que TRAPPIST-1c, no necesariamente tiene una atmósfera, un océano o una capa de hielo espesa, lo que hace que estos dos planetas sean distintos en el sistema. Es misterioso por qué TRAPPIST-1e tiene una composición mucho más rocosa que el resto de los planetas. En términos de tamaño, densidad y cantidad de radiación que recibe de su estrella, este es el planeta más parecido a la Tierra./

TRAPPIST-1f, g y h están lo suficientemente lejos de la estrella anfitriona como para que el agua que puedan poseer se congele como hielo en estas superficies. Si tienen atmósferas delgadas, es poco probable que contengan las moléculas pesadas de la Tierra, como el dióxido de carbono.

¿Cuántos exoplanetas terrestres hay?

Cuanto más estudiamos, más puede cambiar nuestra comprensión. Un análisis de los descubrimientos del Telescopio Espacial Kepler de la NASA indicó que es probable que entre el 20 y el 50 por ciento de las estrellas en el cielo tengan planetas pequeños y potencialmente rocosos en sus zonas habitables. Los datos más recientes mostraron que el número probablemente sea menor, posiblemente entre 2 y 12.

A primera vista, eso podría parecer decepcionante: menos mundos rocosos y potencialmente habitables entre los miles de exoplanetas encontrados hasta ahora. Pero eso no cambia una de las conclusiones más asombrosas después de más de 20 años de observación: los planetas en la zona habitable son comunes.

Se necesitan muchos más datos, incluida una mejor comprensión de cómo se relaciona el tamaño de un planeta con su composición.

«Todavía estamos tratando de averiguar qué tan grande puede ser un planeta y seguir siendo rocoso», dijo Jessie Dotson, astrofísica del Centro de Investigación Ames de la NASA en Silicon Valley de California. También es la científica del proyecto para la misión extendida de Kepler, conocida como K2. La nave espacial se retiró en 2018, pero aún se están realizando descubrimientos utilizando sus datos.

Según una investigación publicada en octubre de 2020, aproximadamente la mitad de las estrellas de temperatura similar a nuestro Sol podrían tener un planeta rocoso capaz de soportar agua líquida en su superficie.

Kepler-11b es un planeta terrestre 10 veces más cercano a su estrella que la Tierra del Sol

Nuestra galaxia contiene aproximadamente 300 millones de estos mundos potencialmente habitables, según los resultados de un estudio que utiliza datos de Kepler. Algunos de estos exoplanetas podrían incluso ser nuestros vecinos interestelares, con cuatro potencialmente dentro de los 30 años luz de nuestro Sol y el más cercano probablemente esté a unos 20 años luz de nosotros.

Esta investigación nos ayuda a comprender el potencial de estos planetas para tener los elementos para sustentar la vida. Esta es una parte esencial de la astrobiología, el estudio de los orígenes y el futuro de la vida en nuestro universo. «Kepler ya nos dijo que había miles de millones de planetas, pero ahora sabemos que una buena parte de esos planetas podrían ser rocosos y habitables», dijo el autor principal Steve Bryson, investigador del Centro de Investigación Ames de la NASA en Silicon Valley de California.

Una extraña brecha en el tamaño de los planetas

Los científicos han notado lo que parece ser una extraña brecha en el tamaño de los planetas. Se la ha denominado la brecha de Fulton, en honor a Benjamin Fulton, autor principal de un artículo que la describe. Los datos de Kepler muestran que los planetas de un cierto rango de tamaño, aquellos entre 1,5 y 2 veces el tamaño de la Tierra, son raros. Es posible que esta brecha represente una división crítica en la formación de planetas: los planetas que alcanzan el extremo más grande de la brecha del radio atraen rápidamente una atmósfera espesa de gas hidrógeno y helio y se inflan en planetas gaseosos, mientras que los planetas más pequeños que el espacio no son lo suficientemente grandes para mantener tal atmósfera y permanecer principalmente rocoso. Por otro lado, los planetas más pequeños que orbitan cerca de sus estrellas podrían ser los núcleos de mundos similares a Neptuno a los que se les quitaron sus atmósferas.

 

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5 métodos para encontrar un exoplaneta

La mayoría de los exoplanetas se encuentran a través de métodos indirectos: medir la atenuación de una estrella cuando pasa un planeta frente a ella, llamado método de tránsito, o monitorear el espectro de una estrella en busca de signos reveladores de un planeta tirando de su estrella y haciendo que su luz cambie sutilmente por efecto Doppler. Los telescopios espaciales han encontrado miles de planetas mediante la observación de «tránsitos», el ligero oscurecimiento de la luz de una estrella cuando su diminuto planeta pasa entre ella y nuestros telescopios. Otros métodos de detección incluyen lentes gravitacionales, el llamado «método de oscilación».

Pero cuando se utilizan varios métodos juntos, podemos aprender las estadísticas vitales de sistemas planetarios completos, sin tener nunca imágenes directas de los planetas. El mejor ejemplo hasta ahora es el sistema TRAPPIST-1 a unos 40 años luz de distancia, donde siete planetas del tamaño aproximado de la Tierra orbitan una pequeña estrella roja.

Los planetas TRAPPIST-1 se han examinado con telescopios terrestres y espaciales. Los estudios basados en el espacio revelaron no solo sus diámetros, sino la sutil influencia gravitacional que estos siete planetas muy compactos tienen entre sí; a partir de esto, los científicos determinaron la masa de cada planeta.

Por lo tanto, ahora conocemos sus masas y sus diámetros. También sabemos cuánta energía irradiada por su estrella incide en las superficies de estos planetas, lo que permite a los científicos estimar sus temperaturas. Incluso podemos hacer estimaciones razonables del nivel de luz y adivinar el color del cielo, si estuvieras parado sobre uno de ellos. Y aunque aún se desconoce mucho sobre estos siete mundos, incluso si poseen atmósferas u océanos, capas de hielo o glaciares, se ha convertido en el sistema solar más conocido aparte del nuestro.

¿Cómo encontramos exoplanetas?

Hay cinco métodos que los científicos usan comúnmente para descubrir exoplanetas. Las dos técnicas principales son los métodos de tránsito y velocidad radial.

Cuando un planeta pasa directamente entre un observador y la estrella que orbita, bloquea parte de esa luz estelar. Durante un breve período de tiempo, la luz de esa estrella en realidad se vuelve más tenue. Es un pequeño cambio, pero es suficiente para dar pistas a los astrónomos sobre la presencia de un exoplaneta alrededor de una estrella distante. Esto se conoce como método de tránsito.

Los planetas en órbita hacen que las estrellas se muevan en el espacio, cambiando el color de la luz que ven los astrónomos cuando observan una estrella. Las estrellas se ven afectadas por el tirón gravitacional de sus planetas en órbita y, cuando se observan a través de un telescopio, esto afecta al espectro de la luz de la estrella. Si la estrella se mueve en la dirección del observador, parecerá que se desplaza hacia el azul. Si se aleja del observador, se desplazará hacia el rojo. Este método se conoce como velocidad radial.

Velocidad radial

Observando la oscilación

833 planetas descubiertos

Los planetas que orbitan una estrella hacen que ésta se bambolee en el espacio. Así, los astrónomos detectan cambios en el color de la luz de la estrella.

REGLAS DE TAMAÑO

Una forma de dar sentido a la interacción gravitatoria entre un planeta y una estrella es imaginar un juego de tira y afloja. Por un lado, tienes la estrella: un objeto masivo con un campo gravitatorio realmente poderoso.

Por el otro, tienes el planeta, mucho más pequeño, con mucha menos gravedad.

Sabemos quién gana este juego: la estrella. Por eso los planetas orbitan estrellas y no al revés.

Pero, a pesar de que el planeta es pequeño, todavía tiene fuerza gravitatoria. Aun

así, tiene un efecto en su estrella anfitriona, incluso si ese efecto es mucho menos pronunciado que el que tiene la estrella sobre el planeta.

…. Pero dos pueden jugar al juego de la gravedad.

Echa un vistazo a la animación de arriba. A primera vista, las cosas se ven normales. Hay una gran estrella y un pequeño planeta, y el pequeño planeta orbita la gran estrella. Probablemente has visto esto muchas veces.

Pero echa un vistazo a la estrella. ¿Ves cómo se mueve un poco también? El efecto es exagerado para esta animación, pero eso es lo que realmente sucede en el espacio. La gravedad del planeta hace que la estrella se tambalee un poco.

Como podrás imaginar, cuanto más grande sea el planeta, mayor será el efecto que tiene sobre su estrella. Los pequeños planetas, como la Tierra, hacen que sus estrellas solo se tambaleen un poquito. Los planetas más grandes, como Júpiter, tienen un efecto mucho más fuerte.

El ‘bamboleo’ de una estrella puede decirnos si esa estrella tiene planetas, cuántos son y cuán grandes son.

PROFUNDIZANDO EN LOS DATOS DOPPLER

Las estrellas oscilantes son excelentes para encontrar exoplanetas, pero, ¿cómo vemos las estrellas oscilantes?

El método utilizado es el llamado ‘Doppler shift’, o Efecto Doppler. Lleva el nombre del físico que lo descubrió hace unos 150 años.

La energía, el sonido, las ondas de radio, el calor y la luz se mueven en ondas. Como las olas que ves en la animación de arriba.

Esas ondas se pueden estirar y contraer, según el movimiento del objeto que las produce.

Puede que no lo sepas, pero probablemente hayas experimentado el efecto Doppler antes. ¿Alguna vez has notado cómo el sonido de una ambulancia en la calle aumenta de tono cuando se acerca a ti, y luego disminuye de tono cuando se aleja?

La razón es porque cuando un objeto que emite energía (como un altavoz de ambulancia o una estrella en llamas) se acerca más a ti, las ondas se amontonan y se apelotonan. Y cuando el objeto se aleja, las ondas se estiran.

Esos cambios en la longitud de onda cambian la forma en que percibimos la energía que estamos viendo o escuchando. Cuando las ondas de sonido se contraen, suenan más altas en el tono. Y cuando las ondas de luz visible se contraen, se ven más de color azul.

Cuando las ondas de sonido se expanden, suenan más bajas en el tono. Y cuando las ondas de luz visible se expanden, hacen que un objeto se vea más rojizo.

Este cambio de color se llama «desplazamiento al rojo», y los científicos pueden usarlo para ver si un objeto en el cielo se está moviendo hacia nosotros o más lejos.

SUPER EXITOSO

El método de velocidad radial fue una de las primeras formas exitosas de encontrar exoplanetas, y continúa siendo uno de los métodos más productivos. A menudo, este método se utiliza para confirmar los planetas encontrados por otros métodos, un paso adicional que puede probar que un planeta existe.

Muchos astrónomos y telescopios de todo el mundo utilizan este método para descubrir exoplanetas. Dos observatorios notables donde se realiza este trabajo son los Telescopios Keck en Hawaii y el Observatorio La Silla en Chile.

Tránsito

Buscando sombras

3323 planetas descubiertos

Cuando un planeta pasa directamente entre su estrella y el observador, atenúa la luz de la estrella en una cantidad mensurable.

Un eclipse solar es uno de los mejores eventos astronómicos que jamás hayas experimentado. Ocurre cuando la Luna pasa directamente frente al sol, bloqueando su luz.

Esto es similar a cómo el método del tránsito encuentra exoplanetas. Cuando un planeta pasa directamente entre un observador y la estrella que orbita, bloquea parte de la luz de esa estrella. Durante un breve período de tiempo, esa estrella en realidad se atenúa. Es un pequeño cambio, pero es suficiente para dar una pista a los astrónomos sobre la presencia de un exoplaneta alrededor de una estrella distante.

El gráfico que ves que se dibuja en el lado izquierdo de la animación es lo que los astrónomos llaman una «curva de luz». Es una tabla del nivel de luz que nos llega desde la estrella. Cuando un planeta pasa frente a la estrella y bloquea algo de su luz, la curva de luz indica esta caída en el brillo.

TAMAÑO DE LA DETECCIÓN

El tamaño y la longitud de un tránsito pueden decirnos mucho sobre el planeta que está causando el tránsito. Los planetas más grandes bloquean más luz, por lo que crean curvas de luz más profundas. Puedes verlo en la animación anterior. Además, cuanto más lejos está un planeta, más tiempo tarda en orbitar y pasar frente a su estrella. Así, cuanto más dura un evento de tránsito, más lejos está el planeta de su estrella.

AMBICIONES ATMOSFÉRICAS

El método del tránsito no solo es útil para encontrar planetas, también nos puede dar información sobre la composición de la atmósfera de un planeta o su temperatura.

Cuando un exoplaneta pasa frente a su estrella, parte de la luz estelar atraviesa su atmósfera. Los científicos pueden analizar los colores de esta luz para obtener pistas valiosas sobre su composición. Usando este método, han encontrado de todo, desde metano hasta vapor de agua en otros planetas.

INFORMACIÓN GOLDMINE (MINA DE ORO)

El método del tránsito ha sido espectacularmente exitoso en la búsqueda de nuevos exoplanetas. La misión Kepler de la NASA, que buscó planetas utilizando el método del tránsito entre 2009 y 2013, encontró miles de posibles descubrimientos de exoplanetas y brindó a los astrónomos información valiosa sobre la distribución de exoplanetas en la galaxia.

Imagen directa

Haciendo fotos

51 planetas descubiertos

Los astrónomos pueden tomar fotos de exoplanetas eliminando el resplandor abrumador de las estrellas que orbitan. Los exoplanetas están muy lejos, y son millones de veces más tenues que las estrellas que orbitan. Entonces, como era de esperar, tomarles fotos de la misma manera que tomarías fotos, digamos a Júpiter o Venus, es extremadamente difícil.

Nuevas técnicas y tecnología de rápido avance lo están haciendo posible.

El principal problema que enfrentan los astrónomos al tratar de obtener imágenes directas de los exoplanetas es que las estrellas que orbitan son millones de veces más brillantes que sus planetas. Cualquier cantidad de luz reflejada en el planeta o la radiación de calor del planeta en sí es ahogada por las enormes cantidades de radiación provenientes de su estrella anfitriona. Es como tratar de encontrar una pulga en una bombilla o una luciérnaga revoloteando alrededor de un foco.

BLOQUEADORES BRILLANTES

En un día brillante, puedes usar gafas de sol o el parasol de un automóvil, o tal vez solo tu mano para bloquear el resplandor del sol y poder ver otras cosas.

Este es el mismo principio detrás de los instrumentos diseñados para obtener imágenes directas de exoplanetas. Utilizan diversas técnicas para bloquear la luz de las estrellas que podrían tener planetas orbitando alrededor de ellas. Una vez que se reduce el resplandor de la estrella, pueden verse mejor los objetos alrededor de la estrella que podrían ser exoplanetas.

CONSTRUYENDO UN BLOQUEADOR DE LUZ

Hay dos métodos principales que usan los astrónomos para bloquear la luz de una estrella.

Uno, llamado coronografía, usa un dispositivo dentro del telescopio para bloquear la luz de la estrella antes de que llegue al detector del telescopio. Los coronagramas se construyen como complementos internos para los telescopios, y ahora se están utilizando para obtener imágenes directas de exoplanetas desde observatorios terrestres.

Otro método es usar una ‘sombra de estrella’, un dispositivo que está posicionado para bloquear la luz de la estrella incluso antes de que entre en el telescopio. Para un telescopio espacial que busca exoplanetas, una pantalla estelar sería una nave espacial separada, diseñada para posicionarse a la distancia y ángulo correctos para bloquear la luz de las estrellas que estén observando los astrónomos.

CAMINO DEL FUTURO

La imagen directa todavía está en sus etapas iniciales como un método de búsqueda de exoplanetas, pero hay grandes esperanzas de que eventualmente sea una herramienta clave para encontrar y identificar exoplanetas. Los futuros instrumentos de imágenes directas podrían tomar fotos de exoplanetas que nos permitirían identificar patrones atmosféricos, océanos y masas de tierra.

Microlentes gravitacionales

Luz en una lente de gravedad

106 planetas descubiertos

La luz de una estrella lejana está doblada y enfocada por la gravedad cuando un planeta pasa entre la estrella y la Tierra.

Entre sus muchas ideas, Albert Einstein repensó el concepto de gravedad, definiéndolo menos como una atracción misteriosa entre objetos y más como una propiedad geométrica del espacio-tiempo.

En otras palabras, los objetos grandes deforman la estructura del espacio. Este efecto hace que la luz se distorsione y cambie de dirección cuando se ve afectada por la gravedad de un objeto masivo, como una estrella o un planeta.

DOBLAR POR BRILLO

Este cambio de dirección puede hacer que sucedan algunas cosas bastante interesantes. A veces, la gravedad puede doblar y enfocar la luz como una lente en una lupa o un par de anteojos.

La microlente gravitacional ocurre cuando la gravedad de una estrella o de un planeta enfoca la luz de otra estrella más distante, de una manera que la hace parecer temporalmente más brillante.

En la animación de arriba, puedes ver los rayos de luz de la estrella más distante doblada alrededor del exoplaneta y luego la estrella del exoplaneta. De la misma manera que una lupa puede enfocar la luz del sol en un punto pequeño y muy brillante en un pedazo de papel, la gravedad del planeta y la estrella enfocan los rayos de luz de la estrella distante en el observador.

El gráfico de la derecha indica el brillo cambiante de la estrella distante a medida que su luz se enfoca y se enfoca en el observador. La estrella comienza a ponerse más brillante, luego hay un breve destello de brillo por la acción de lente del planeta.

Los niveles de luz caen después de la lente del planeta, pero continúan aumentando debido a la acción de lente continua de la estrella. Una vez que la estrella de la lente se mueve de la posición óptima, el brillo de la estrella más distante se desvanece.

UN FUGAZ DESTELLO DE LUZ

Para un astrónomo, un evento de lente parece una estrella distante que se vuelve gradualmente más brillante en el espacio de un mes más o menos, y luego se desvanece. Si un planeta tiene lentes, parece un breve destello de luz que ocurre durante este proceso de brillo y atenuación.

Los astrónomos no pueden predecir cuándo o dónde ocurrirán estos eventos de lentes. Por lo tanto, tienen que observar grandes partes del cielo durante un largo período de tiempo. Cuando registran que una estrella se vuelve más brillante y luego se atenúa en el patrón de los lentes, analizan los datos para obtener información sobre el tamaño estimado de la estrella.

A veces, los planetas que flotan libremente en el espacio, los que no orbitan una estrella, causarán eventos rápidos de microlente que los astrónomos registrarán. Estos eventos nos dan una idea de cuán comunes son estos planetas llamados ‘pícaros’ en la galaxia.

Astrometría

Minúsculos Movimientos

1 planeta descubierto

La órbita de un planeta puede hacer que una estrella se tambalee en el espacio en relación con las estrellas cercanas en el cielo.

Primero, ve y lee el texto de Velocidad Radial para obtener una explicación de cómo los planetas hacen que sus estrellas se tambaleen en el espacio. ¡Te esperamos!

Ok, de vuelta? Bueno.

El efecto Doppler no es la única forma en que los astrónomos pueden encontrar estrellas que se tambalean debido a la gravedad de sus planetas. La oscilación también puede ser visible como cambios en la posición aparente de la estrella en el cielo.

En otras palabras, los científicos pueden detectar la posición de la estrella moviéndose en el espacio.

La astrometría, como se llama este método, sigue siendo increíblemente difícil de hacer. Las estrellas se tambalean a una distancia tan pequeña que es muy difícil detectar con precisión la oscilación de los planetas, especialmente los pequeños del tamaño de la Tierra.

Para rastrear el movimiento de estas estrellas, los científicos toman una serie de imágenes de una estrella y algunas de las otras estrellas que están cerca de ella en el cielo. En cada imagen, comparan las distancias entre estas estrellas de referencia y la estrella en la que están buscando exoplanetas.

Si la estrella objetivo se ha movido en relación con las otras estrellas, los astrónomos pueden analizar ese movimiento en busca de signos de exoplanetas.

La astrometría requiere una óptica extremadamente precisa, y es especialmente difícil de hacer desde la superficie de la Tierra porque nuestra atmósfera distorsiona y dobla la luz.

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Los cometas

Un cometa es un cuerpo celeste compuesto por hielo, polvo y rocas, es por esto que a veces se les llama «bolas de nieve sucias». Se piensa que los cometas contienen material residual de la formación del Sistema Solar, hace casi cinco mil millones de años. Antiguamente se relacionaba la aparición de los cometas con malos augurios, batallas, muertes o nacimientos, como el de Jesucristo

Órbita de un cometa

Los cometas orbitan alrededor del Sol en órbitas que pueden ser elípticas, parabólicas o hiperbólicas. Por ello decimos que los cometas forman parte del Sistema Solar, junto con los asteroides, planetas y satélites.

Una de las formas de clasificar a los cometas es por su período orbital y puede ser de dos tipos. Los cometas que completan una vuelta en menos de 200 años se denominan cometas de período corto. La mayor parte del tiempo los cometas orbitan entre los planetas. Un ejemplo de este tipo de cometas es el Halley, que tarda de 75 a 76 años en completar una vuelta completa. También suelen tener una inclinación de menos de 35 grados. 200 años suena como un período de tiempo largo, pero en términos cometarios es bastante corto. Una vez detectados, son más fáciles de catalogar y predecir que los cometas de períodos más largos. Se cree que los cometas de período corto se originan en el cinturón de Kuiper. Los cometas de período corto se dividen en dos categorías: los de tipo Halley (con un período de más de 20 años) y los de tipo Júpiter (con un período de menos de 20 años). Los cometas de período corto pueden tener una órbita casi circular o una órbita elíptica, siendo esta última mucho más común. Por otra parte, los cometas que tardan más de 200 años en dar una vuelta se llaman cometas de período largo. Se cree que se originan en la nube de Oort y tienen inclinaciones aleatorias alrededor de la esfera celeste, por lo que pueden tener órbitas mucho más impredecibles. Pueden volver sobre sus pasos después de períodos de miles a millones de años (o nada en absoluto), por lo que son difíciles de detectar y catalogar. Siguen trayectorias con forma parabólica hiperbólicas y se aproximan al Sol desde todas direcciones, lo que indica que no proceden de ninguna dirección específica del espacio.

Se piensa que la mayoría de los cometas viven en la nube de Oort, que rodea el Sistema Solar. El lugar donde hay más densidad de cometas se encuentra a mil veces la distancia de Plutón, lo que sería unas 50.000 UA de la Tierra.

Más cerca se encuentra el cinturón de Kuiper, una estructura con forma de disco que se encuentra situada justo detrás de la órbita de Plutón y constituye una segunda fuente de cometas. En el cinturón de Kuiper hay varios cientos de cuerpos llamados objetos transneptunianos, pero se sospecha que puede haber miles. Algunos de estos objetos miden hasta 900 km de diámetro.

Tipos de órbitas

Órbitas parabólicas

Una órbita parabólica es cuando el objeto tiene la velocidad de escape suficiente (velocidad contra la atracción gravitacional) para escapar de su influencia gravitacional (es decir, nuestro Sol). Nunca regresarán al Sistema Solar a menos que sean influenciados por otro objeto en el futuro de tal manera que lo haga. Es por esta razón que la órbita del objeto no puede ser circular o una elipse.

Órbitas hiperbólicas

Una órbita hiperbólica es cuando el objeto acelera considerablemente más allá de su velocidad de escape, lo que resulta en una línea de trayectoria mucho más recta que una órbita parabólica.

Partes de un cometa

Todos los cometas, al aproximarse al Sol y al Sistema Solar interior, incrementan su temperatura. Su capa externa, compuesta de hielo que se ha mantenido sólido durante mucho tiempo, expulsa una envoltura de gas y polvo que se denomina cabellera y que contiene gas, polvo, agua, dióxido de carbono y otras sustancias. Este material, al alejarse de la cabellera, forma el rasgo más espectacular del cometa, la cola.

Existen dos tipos de cola cometaria. Una que aparece curvada, con forma de abanico, que está compuesta por polvo y puede extenderse entre 10 y 100 millones de kilómetros. La otra es la cola iónica o de plasma, que es de color azul y está formada por moléculas ionizadas que se extiende contigua a la cola de polvo pero que muestra una forma recta. Puede alcanzar dimensiones de 10 millones de kilómetros. El gas y el polvo de las colas cometarias se desplazan en dirección contraria al Sol debido a la presión de la radiación y al viento solar. En el cometa Hale-Bopp se pudo descubrir un tercer tipo de cola compuesta por iones de sodio.

Vida de un cometa

Cuando un cometa se acerca al Sol, va perdiendo material que no repone. Por tanto, va disminuyendo su magnitud. Después de una cantidad de órbitas, el cometa se «apaga», y se convierte en un asteroide normal, ya que no puede volver a recuperar la masa que ha perdido. Se supone que un cometa pasa unas dos mil veces cerca del Sol antes de perder toda su masa.

Los cometas van dejando a su paso grandes cantidades de pequeños trozos de material. Cuando la Tierra atraviesa la estela de materiales que ha dejado un cometa, los pequeños fragmentos entran en la atmósfera. Son las conocidas como estrellas fugaces o lluvia de meteoros. Las Eta Aquáridas y las Oriónidas, que pueden verse en mayo y octubre respectivamente, son los restos de la estela producidas por el paso del cometa Halley.

Edad de un cometa

La edad de un cometa es el número de órbitas alrededor del sol que ese cometa ha realizado. La edad se expresa como CY (Cometary Years). A su vez pueden ser P-AGE y T-AGE.

Según su edad se clasifican así:

• P-AGE <5: Bebé
• P-AGE <30: Joven
• P-AGE <70: Medio
• P-AGE <100: Viejo
• P-AGE >100: Matusalén

Ejemplos en P-AGE:

• 2/P Encke: 105 CY (Matusalén)
• 1/P Halley: 7 CY (Joven)
• 81/P Wild: 13 CY (Joven)
• 19/P Borrelly: 19 CY (Joven)
• 9/P Tempel-1: 21 CY (Joven)
• 1995/O1 -Hale Bopp-: 2,4 CY (Bebé)
• Hyakutake: 18 CY (Joven)
• 28/P Neujmin: 100 CY (Viejo)
• C/2001 OG108LON: 117 CY (Matusalén)

Tamaño de los cometas

Según su tamaño se clasifican de la siguiente forma:

• 0-1,5 km: Enano.
• 1,5-3 km: Pequeño.
• 3-6 km: Mediano.
• 6-10 km: Grande.
• 10-50 km: Gigante.
• <50 km: Goliat.

Un ejemplo de cometa enano es el Hartley. El cometa Encke es mediano y el Hale-Bopp gigante.

Nombre de los cometas

Con el paso del tiempo la forma de nombrar a los cometas ha variado.

Cuando vemos una P/ delante del nombre de un cometa quiere decir que es un cometa periódico. Si lleva C/ o D/ es no periódico. Según la Unión Astronómica Internacional (IAU), un cometa periódico es el que tiene un período menor de 200 años.

Hasta 1995 se designaba a los cometas con el año del descubrimiento, seguido de una letra minúscula que indicaba en qué orden se había producido el descubrimiento. Si se llegaba al final del alfabeto, se añadía un número. Una vez se determinaba su órbita, la IAU lo nombraba siguiendo el formato siguiente: año del descubrimiento más un número romano que designaba el orden del paso por el perihelio del cometa.

Con esta forma de designación comenzaron los problemas cuando se descubría otro cometa que pasaba antes por el perihelio y alteraba la cuenta.

Es por ello que a partir de 1995 se decide colocar primero el año del descubrimiento, después una letra mayúscula para identificar la quincena del año cuando se produce el descubrimiento del cometa, con un número detrás que identifica en qué orden se produjo el descubrimiento. Por ejemplo: cometa C/2001 Q4, es el cuarto cometa descubierto en la quincena del 16 al 31 de agosto de 2001.

La IAU acepta colocar al cometa el nombre del observador que primero lo reporta. Se aceptan hasta tres nombres seguidos. Si el observador ha descubierto varios cometas, se le pone su nombre seguido de un número.

También existen los observatorios automatizados, como el LINEAR (Lincoln Near-Earth ASteroid Research), NEAT (Near.EarthASteroid Tracking), LONEOS (Lowell Observatory Near-Earth Object Search), etc.

Cometas más conocidos

Fue Tycho Brahe quien en el siglo XVI descubrió que los cometas debían provenir de fuera de la atmósfera de la Tierra. Más tarde, en el siglo XVII, Edmund Halley calculó la órbita de un cometa que volvía cada 76 ó 77 años y que fue llamado cometa Halley en su honor, pero que se sabe que ha sido observado por el hombre desde el año 66 a.C.

En el año 1821, el alemán Johann Encke descubrió otro cometa, que fue bautizado como cometa Encke, que también tenía una órbita periódica, como el Halley. Tiene un periodo muy corto, solo de 3,3 años. Por lo tanto, ha sido visto en muchísimas ocasiones. Quizá pudo haber sido un cometa brillante hace muchos años, pero en la actualidad es un cometa muy tenue para poder ser observado a simple vista.

El cometa 55/P Tempel-Tuttle es el causante de la lluvia de meteoros Leónidas que podemos ver en el cielo alrededor del 17 de noviembre.

Otro causante de lluvia de meteoros es el cometa 109/P Swift-Tuttle. Cuando la Tierra atraviesa la estela que dejó este cometa, vemos las Perseidas en agosto.

El 67/P Churyumov-Gerasimenko se hizo conocido porque la sonda Rosetta aterrizó sobre su superficie.

Magnitud de los cometas

El brillo visual de un cometa se mide mediante la escala de magnitud visual. También se le denomina escala de magnitud aparente, ya que se basa siempre en el brillo de un objeto visto desde la Tierra. Esta misma escala se utiliza también para todos los objetos astronómicos, desde asteroides y meteoros hasta planetas, lunas, galaxias y naves espaciales.

Esta escala de magnitud visual tiene algunas características peculiares. Para empezar, cuanto menor es el número de la escala, más brillante es el objeto, contrariamente a lo que sucede si lo comparamos con muchas otras escalas. En segundo lugar, cada aumento de número entero representa un aumento de brillo de 2,5 veces. Por ejemplo, un objeto que tuviese magnitud 3 será dos veces y media más brillante que un objeto de magnitud 4.

En esta tabla se encuentran algunos de los objetos astronómicos más comunes y su magnitud típica, aunque algunos objetos tienen un brillo variable, dependiendo de su posición orbital con respecto a la Tierra.

Tabla de magnitudes
Objeto	Magnitud
Sol	-27
Luna llena	-13
Venus	-3,7 a -4,5
ISS	0 a 3,9
Júpiter	-2 a -2,9
Sirio (la estrella más brillante)	-1,4
Arcturo y Vega	0
Polaris	2
Galaxia de Andrómeda (galaxia más cercana)	3,4
Urano (planeta más débil a simple vista)	5,9
Magnitud mínima visible a simple vista	6,5
Estrellas más tenues visibles a través de un telescopio de 3 pulgadas	11
Estrellas más tenues visibles a través de un telescopio de 12 pulgadas	15
Plutón	16

¿De dónde vienen los cometas?

Aunque existe cierta incertidumbre, según las teorías, los cometas pueden originarse en unos pocos lugares diferentes en el espacio dependiendo de su tipo de órbita. Muchos de los cometas de período corto (con un período orbital de menos de 200 años) se originan en el Cinturón de Kuiper, una región en forma de disco formada por cuerpos helados que se extiende entre las órbitas de Neptuno y Plutón.

Plutón y los planetas enanos se encuentran dentro del Cinturón de Kuiper. También se cree que algunas de las lunas exteriores del sistema solar se originan aquí.

Se cree que los cometas de períodos más largos se originan en una región teórica llamada nube de Oort. Una vasta esfera que se extiende a medio camino entre nuestro sol y nuestra estrella más cercana, Proxima Centauri. El borde exterior de la nube de Oort marca el punto en el que disminuye el dominio gravitacional del sol.

¿Cometas extrasolares?

Hay teorías de que muchos cometas de períodos prolongados pueden tener su origen en otras fuentes (como otras estrellas y sistemas solares). Se cree que una gran cantidad de cometas que componen la nube de Oort podrían ser extrasolares y haber sido «recogidos» por la influencia gravitacional del sol a medida que atraviesan el vacío del espacio. Como la nube de Oort nunca ha sido «observada» en realidad, es muy difícil obtener una prueba definitiva sobre tales orígenes.

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Exoplanetas: mundos más allá de nuestro Sol

La posibilidad de otros mundos además del nuestro se ha pensado desde civilizaciones antiguas. Pero ¿cómo se descubrieron los exoplanetas? ¿Dónde se encuentran? Y más aún, ¿hay señales de vida en esos otros mundos?

Es hasta mediados del siglo XX que el tema de los exoplanetas se incorpora a la ciencia y a la astronomía. La información de nuestra historia cósmica dentro del sistema solar nos ha dado ideas de cómo se pudieron haber formado los planetas. Sin embargo, en 1995 se descubrió un objeto en el cielo que abriría un nuevo camino para aprender sobre mundos anclados a la gravedad de otros soles.

¿Que son los exoplanetas?

Los planetas orbitan alrededor del Sol y conforman lo que llamamos Sistema Solar. Por su parte, los exoplanetas son aquellos planetas que se han descubierto orbitando alrededor de otras estrellas. Por esta razón, los exoplanetas también son conocidos como planetas extrasolares. Si bien los exoplanetas pueden estar orbitando alguna estrella dentro de nuestra Vía Láctea, un exoplaneta también puede estar orbitando alguna estrella de otra galaxia lejana, en cuyo caso estaremos hablando de un exoplaneta extragaláctico. Aún faltan muchos exoplanetas por descubrir, pero se estima que debe haber al menos un exoplaneta por cada estrella en la Vía Láctea. Así, tan solo nuestra galaxia podría albergar miles de millones de exoplanetas.

51 Pegasi b: el primer exoplaneta

Dada la luminosidad y brillo de las estrellas, no es tan fácil descubrir nuevos planetas simplemente viendo el universo. Sin embargo, como veremos más adelante, existen diferentes técnicas para detectar la presencia de un planeta que acompañe a alguna estrella lejana. Una manera es analizar el movimiento de las estrellas – la pista que puede dar indicios de que tal estrella tenga algún planeta de compañía, es que la velocidad de la estrella sea periódica. ¿Qué quiere decir esto? Un movimiento periódico es aquel que se repite una y otra vez cada cierto tiempo.

Los planetas de nuestro sistema solar describen un movimiento periódico en su órbita alrededor del Sol, cuando jugamos en un columpio nos impulsamos hacia adelante y volvemos hacia atrás una y otra vez, al jugar en un carrusel pasamos por el mismo punto cada cierto tiempo. Así, si observamos que una estrella tiene un comportamiento periódico, puede ser porque está interactuando gravitacionalmente con algún otro objeto masivo que lo hace ir y volver una y otra vez.

Esta vista artística muestra el exoplaneta 51 Pegasi b, a veces denominado Belerofonte, que orbita alrededor de una estrella situada a unos 50 años luz de la Tierra, en la constelación de Pegaso. Crédito: ESO/M. Kornmesser/Nick Risinger

Los astrónomos Michel Mayor y Didier Queloz estaban monitoreando desde abril de 1994 el movimiento de cientos de estrellas. Para ello, utilizaron el telescopio del Observatorio de la Alta Provenza al sureste de Francia, que fue diseñado para realizar mediciones muy precisas de la velocidad de las estrellas. Dentro de su selección de estrellas estaba 51 Pegasi, una estrella que se encuentra a unos 48 años luz de nosotros.

En 1995, Mayor y Queloz reportan el descubrimiento de un objeto que hacía compañía a la estrella 51 Pegasi, un objeto que orbitaba a esta estrella a unos 0.05 Unidades Astronómicas (abreviado UA), es decir, mucho más cerca de lo que Mercurio está de nuestro Sol. Además la masa que estimaron de este nuevo objeto fue de un valor parecido al de Júpiter, por lo que se trataba de un planeta comparable con nuestro gigante del sistema solar. Así nace el primer exoplaneta, al que llamaron 51 Pegasi b.1

Año Luz

Un año luz es una unidad de distancia. Su medida se basa en la distancia que recorre la luz en un año. 1 año luz equivale a 9,460,730,472,580.8 kilómetros y también a 63,241 UA.2

 Visualizar diferentes perspectivas del movimiento de la estrella 51 Pegasi (círculo amarillo) y su exoplaneta 51 Pegasi b (círculo azul). Crédito: Alysa Obertas (@AstroAlysa)

¿Y qué tiene que ver esto con el movimiento periódico? Una manera de detectar órbitas alrededor de estrellas lejanas, es midiendo las velocidades de las estrellas a analizar y determinar si hay alguna oscilación en dicha velocidad. Si la velocidad de la estrella oscila, significa que en algunos momentos la estrella se mueve en una dirección y luego en la otra, una y otra vez, siendo este un movimiento periódico.

Mayor y Queloz tomaron los datos de la velocidad de la estrella 51 Pegasi y determinaron que la estrella “iba y venía” cada 4.23 días. La figura muestra este movimiento. La manera de explicar este comportamiento periódico es que puede haber otro objeto mucho menos visible que la propia estrella y que esté ligado gravitacionalmente a 51 Pegasi. De hecho, este comportamiento periódico es natural en sistemas binarios, donde dos estrellas rotan una respecto a la otra. Pero en este caso, parecía que Pegasi 51 estaba sola, ya que era la única estrella visible en esa región del espacio.

Al estimar la masa del objeto que provocaba las oscilaciones en la velocidad de 51 Pegasi, determinaron que estaba en un rango que abarca entre la mitad y el doble de la masa de Júpiter, siendo este un rango de masas que no corresponde ni a las estrellas menos masivas que se han observado, por lo que la idea de una estrella compañera estaba descartada. Tenía que ser un planeta, un exoplaneta.

De manera que este nuevo planeta repite su movimiento muy rápido alrededor de 51 Pegasi, ya que para ese planeta un año dura 4.23 días. Así, un año terrestre equivale a unos 86.35 años en 51 Pegasi b. Si quieres saber qué edad tendrías en este exoplaneta, multiplica tu edad por 86.35. En 51 Pegasi b seguro tendrías algunos milenios de vida.

En 2019 la Real Academia de las Ciencias de Suecia reconoció este gran hallazgo otorgando el premio Nobel de Física a Mayor y Queloz “por el descubrimiento de un exoplaneta orbitando una estrella tipo solar”. Hoy en día 51 Pegasi b es uno de los 5.000 exoplanetas confirmados.3

¿Cómo se detectan? Técnica de tránsito

Existen diversos métodos para detectar un exoplaneta: usando la velocidad radial de la estrella como fue el caso de 51 Pegasi b, tomando imágenes directas, estudiando tránsitos y también con la técnica de microlente gravitacional.4 De todas estas técnicas de detección, la más usada es la del tránsito.

Esta técnica consiste en analizar el brillo de una estrella, ya que si desde la Tierra se observa que su brillo disminuye durante cierto tiempo y luego vuelve a tener el brillo con su intensidad original, puede ser que un objeto haya pasado momentáneamente “delante” de la estrella –desde nuestra perspectiva– obstaculizando por un lapso de tiempo alguna porción de la estrella. Así, diremos que una estrella disminuyó su brillo por un momento mientras un exoplaneta transitó frente a la estrella, atravesándose en el camino que nos permite observar su brillo.

Ilustración de un exoplaneta transitando frente a una estrella. Observaremos que el brillo de la estrella disminuirá debido a que el exoplaneta cubre una fracción de su superficie. Crédito: Vaso Cósmico/Francisco Linares.

Una situación similar podría darse cuando estamos viendo una película en el cine y alguien se cruza con sus palomitas obstruyendo la luz del proyector. Entonces veremos su sombra proyectada en la pantalla. Si pudiéramos medir el brillo de la pantalla del cine obtendríamos que ha disminuido en comparación con su brillo total, debido a la obstrucción de la persona que se cruzó. Claro, en el caso de una estrella, sí estaríamos muy contentos de que se haya atravesado algo en el camino, ya que probablemente estaríamos descubriendo un exoplaneta.

¿Y si lo que pasó fue un cometa? ¿O un meteoro? Aquí es donde entra de nuevo el concepto de periodicidad. Para confirmar que estamos en presencia de un exoplaneta, el tránsito debe ocurrir frecuentemente. Así, sabremos que hay un exoplaneta orbitando a la estrella y cada cierto tiempo podremos observar la disminución en su brillo. Sabiendo la cantidad de luz bloqueada de la estrella, el período orbital y el tiempo que dura el tránsito, se pueden estimar algunas propiedades y características del exoplaneta, como su tamaño, su órbita y su velocidad.

En nuestro sistema solar también podemos ver tránsitos: dada nuestra ubicación como el tercer planeta con respecto al Sol, solo podemos ver el tránsito de Mercurio y el tránsito de Venus, es decir, podemos ver cómo estos planetas pasan frente al Sol. Acá te dejo el último tránsito de Mercurio que ocurrió el 11 de noviembre de 2019.

El tránsito de Mercurio es más frecuente que el tránsito de Venus. La próxima vez que Mercurio transitará frente al Sol será el 13 de noviembre de 2032, mientras que para Venus será el 11 de diciembre de 2117.

La primera imagen de un exoplaneta

La primera imagen directa de un exoplaneta se obtuvo en 2004 a partir de las imágenes tomadas con el Telescopio Muy Grande y con el Telescopio Espacial Hubble (VLT y HST respectivamente por sus siglas en inglés) con ayuda de instrumentos espectroscópicos y cámaras con resolución en el infrarrojo cercano. Esto permitió visualizar a la enana marrón 2M1207 y su compañero el exoplaneta 2M1207b, separados entre sí por unas 55 UA, es decir, casi el doble de la distancia que hay entre Neptuno y el Sol. Además, en comparación con Júpiter es unas 5 veces más masivo y con temperaturas 1000 veces mayores.5

Este sistema comprendido por una enana marrón y su exoplaneta se encuentra a una distancia de 230 años luz de nosotros, en la constelación de Hidra y la edad de la enana marrón 2M1207 es aproximadamente 8.000.000 años.

¿Hay vida más allá de la Tierra?

Una vez descubiertos los exoplanetas, la pregunta natural que surge es: ¿habrá otros planetas como la Tierra? Planetas del tipo terrestre que conocemos son los otros planetas rocosos de nuestro sistema solar: Mercurio, Venus y Marte, cuya composición está dominada por silicio, magnesio, hierro, oxígeno y carbono. Un ingrediente importante es el agua, pieza fundamental para la formación y desarrollo de vida. A pesar de que en Marte se ha encontrado agua en forma de hielo y vapor, la presencia de agua en estado líquido en el subsuelo marciano aún no se ha evidenciado. Por su parte, se desconoce si existen exoplanetas con agua.

Pero, ¿qué significa que haya vida en otro planeta? En la Tierra tenemos diferentes organismos vivos, desde organismos unicelulares, bacterias, hongos, plantas, hasta miembros del reino animal: conejos, leones, pulpos, jirafas, gaviotas, entre muchos más incluidos nosotros, los seres humanos. Es por ello que, para responder esta pregunta, necesitamos primero definir la respuesta a esta pregunta:

¿Qué es lo que buscamos afuera, en el universo, cuando buscamos vida?

En realidad, lo que se busca es cualquier señal que al ser detectada sea identificada como el resultado de una actividad biológica. Surge entonces la siguiente pregunta: ¿cómo saber que lo que detectamos viene de una fuente biológica? De las diversas maneras que se puede abordar este tema, una sugerencia se basa en establecer una escala que permita cuantificar la certeza con la que se reporte un posible descubrimiento de esta naturaleza.6 Bajo el nombre Confianza de Detección de Vida (CoLD por sus siglas en inglés), esta escala propone seguir los siguientes pasos:

• Nivel 1: detección de una señal biogénica, como el producido por un organismo vivo.
• Nivel 2: relevancia del entorno. Descartar posible contaminación en la región de donde se recibió la señal.
• Nivel 3: discriminación de falsos positivos abióticos. Comprobación de que fue una señal biogénica que se produjo en el entorno.
• Nivel 4: bioseñal independiente. Verificar que toda fuente no biológica es implausible que se dé en el entorno en cuestión.
• Nivel 5: hipótesis alternativas descartadas. De manera adicional, contar con maneras alternativas de detectar la misma señal.
• Nivel 6: confirmación de presencia biológica. Observaciones subsecuentes que refuercen la hipótesis original y descarte posibles alternativas de manera robusta.
• Nivel 7: observaciones independientes que den seguimiento al comportamiento biológico previsto en el entorno donde fue detectado.

Así, la escala CoLD propone siete niveles que van desde la detección hasta la confirmación, pasando por una serie de pasos de corroboración que den confianza en que la señal detectada proviene efectivamente de una entidad biológica.

Eso es por el lado de la biología. Del lado planetario, existen criterios de habitabilidad que deben considerarse. Un planeta con vida como la que conocemos en la Tierra debe tener al menos los siguientes tres ingredientes: una fuente de energía, elementos bioesenciales (carbono, hidrógeno, nitrógeno, oxígeno, fósforo, azufre) y agua líquida.

En relación a este último ingrediente, se ha definido lo que se conoce como la Zona Habitable: es el rango de distancias a una estrella en el que un planeta similar a la Tierra podría tener agua líquida en su superficie. Por esta razón, al buscar vida en exoplanetas una de las primeras cosas que se investiga es la distancia del planeta a su estrella, así como también el tipo de estrella que está orbitando.7

Esta impresión artística muestra un exoplaneta gigante gaseoso rodeando las dos estrellas enanas rojas del sistema OGLE-2007-BLG-349, situado a 8 000 años luz de distancia. Crédito: NASA, ESA y G. Bacon (STScI)

Ilustración del exoplaneta TOI 700 descubierto en 2023. Es del tamaño de la Tierra y orbita en la zona habitable de su estrella. Su hermano del tamaño de la Tierra, TOI 700 d, puede verse en el horizonte. Crédito: NASA/JPL-Caltech/Robert Hurt

También se puede estimar el rango de tamaños dentro del cual es más probable que un planeta sea habitable. Al analizar diversos exoplanetas la comunidad científica acuerda que para un exoplaneta con un radio menor a 1.6 veces el de la Tierra es más probable que esté compuesto de roca y metal y, por lo tanto, pueda albergar un océano en su superficie.8 Así, exoplanetas gigantes tienen menor probabilidad de ser habitables.

La órbita que describa el exoplaneta alrededor de su estrella también es determinante para su habitabilidad. Esto se debe a que su distancia, inclinación y cuán elíptica es su trayectoria puede afectar cuánta radiación recibe de su estrella, lo cual afecta el clima planetario.9 La cantidad de radiación que reciba un exoplaneta de su estrella afecta la temperatura del mismo.

El rango de temperaturas en el que la vida puede crecer y reproducirse va de -15 °C a 122 °C.10 Para temperaturas desérticas tan altas, basta una pequeña cantidad de lluvia o incluso un poco de humedad en la atmósfera para producir una pequeña pero detectable vida microbiana. El Laboratorio de Habitabilidad Planetaria ha creado un catálogo de mundos habitables con los exoplanetas descubiertos hasta ahora.

Los exoplanetas nos han enseñado que nuestro vecindario planetario no es la regla estándar en cuanto a la formación de sistemas solares. Esto ha llevado a replantear lo que sabemos sobre la formación tanto de otros sistemas solares como del nuestro. De cualquier manera, debemos sentirnos orgullosos de cuánto hemos aprendido: somos la primera generación en responder la pregunta ancestral de si existen otros mundos allá afuera.

Explorando el interior de los exoplanetas

El descubrimiento de exoplanetas ha mostrado que estos objetos celestes abarcan un rango mucho más amplio de condiciones físicas que los planetas de nuestro sistema solar. Esta gran diversidad de entidades planetarias nos hace poner en perspectiva al conjunto planetario al que pertenecemos. Los exoplanetas extrapolan propiedades que conocemos de nuestros planetas vecinos, desde gigantes gaseosos, hasta pequeños exoplanetas de roca y hierro que comparten algunas similitudes con nuestra Tierra.

Una manera de clasificar y analizar los diferentes exoplanetas es por la relación entre la masa y el radio que estos tengan. Siendo Júpiter el más grande de los planetas de nuestro sistema solar, suele tomarse a este gigante gaseoso como referencia. Así, si denotamos M para la masa y R para el radio, un planeta como Júpiter tiene una masa igual a 1 M_Júpiter y un radio igual a 1 R_Júpiter.  Un exoplaneta con la mitad de la masa de Júpiter, pero con el doble de su radio tendrá entonces 0.5 M_Júpiter y 2 R_Júpiter.

La figura muestra la relación entre el radio y la masa para alrededor de unos 200 exoplanetas. Crédito: Figura tomada de artículo de astronomía11 con adaptación de Vaso Cósmico/Francisco Linares.

En el diagrama anterior los símbolos de estrellas azules son usados para indicar dónde se encuentran los planetas de nuestro sistema solar en este diagrama, con Venus el menos masivo y más pequeño (esquina inferior izquierda) y Júpiter el más grande (la estrella que está más arriba y más a la derecha). Todos los círculos son exoplanetas confirmados, ubicados en el diagrama de acuerdo a su masa y radio. Así, podemos visualizar la gama de exoplanetas que varían en tamaño y masa. En particular, nuestro colosal Júpiter puede quedar pequeño y ligero frente a muchos de los exoplanetas reportados.

De la misma figura también podemos notar que hay una acumulación de planetas con la siguiente característica: exoplanetas con radios más grandes que los de Júpiter suelen tener masas del orden de la masa de Júpiter. Los colores en los círculos indican la cantidad de flujo de energía que recibe cada segundo el exoplaneta en su superficie desde su estrella dependiendo de la separación que tengan entre sí. Las líneas segmentadas de colores indican el rango de masas y radios consistentes con una composición particular: 100% hierro, componentes parecidos a los de la Tierra, 100% agua y composición mayormente de Hidrógeno y Helio (H/He) con una edad de 3.000.000.000 años y separados de su estrella a unos 0.045 UA. 

Si bien sabemos que los planetas del sistema solar albergan en su centro un núcleo, una de las principales incertidumbres estructurales de los exoplanetas gigantes gaseosos es si también estos tienen núcleos en sus centros. No obstante, se han descubierto exoplanetas con radios más pequeños que el necesario para estar compuestos de H/He. Se sospecha entonces que estos pudieran tener un núcleo rocoso formado por un proceso en el pasado en un entorno rico en metales.

Algunas propiedades observadas

Definitivamente los exoplanetas llegaron para mostrarnos que nuestro sistema solar no es un prototipo para la formación de planetas. No es raro encontrar exoplanetas que aún con masas parecidas a las de los planetas de nuestro sistema solar, presentan condiciones físicas muy diferentes. Por ejemplo, los exoplanetas con tamaños comparables con Júpiter suelen tener temperaturas mucho más altas que las de nuestro planeta gigante, por lo que son llamados como Júpiter Calientes.12

Por otro lado, era de esperar que los planetas gigantes se encontraran en las partes más externas (como Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno) y los planetas rocosos en las zonas más internas (como Mercurio, Venus, Tierra y Marte), pero no es así, como lo demuestra 51 Pegasi b.

Además, los exoplanetas no abarcan distancias orbitales entre 0.3 y 30 UA de la estrella, como sucede en nuestro sistema solar. Un exoplaneta puede estar mucho más lejos de su estrella, como sucede con 2M1207b. Pese a estas diferencias, con base en la información de más de 100 exoplanetas, se pueden enlistar algunas de las características comunes que se han encontrado bajo un análisis estadístico:13

• Distribución de masa y cantidad de exoplanetas. Mientras más masivos que Júpiter sean, menos abundan. Por el contrario, se han encontrado más exoplanetas con masas comparables con las de Júpiter.
• Distancia a su estrella. Más del 7% de las estrellas tienen planetas gigantes separados dentro de un rango que va de 1 UA a 5 UA.
• Estrellas FGK. Los Júpiter Calientes existen en alrededor del 1.2% de estrellas llamadas tipo FGK, que son estrellas con masas y radios comparables con nuestro Sol.
• Órbita planetaria. Las órbitas suelen ser más excéntricas que las de nuestro sistema solar, es decir, mucho más elípticas.
• Sistemas multiplanetarios. La presencia de múltiples planetas con una estrella es común.

Las órbitas de los exoplanetas alrededor de su estrella no están en el mismo plano, como es el caso del plano de la eclíptica en nuestro sistema solar. Más aún, exoplanetas con una masa como la de Júpiter o la de Neptuno, pueden orbitar tan cerca a su estrella como a menos de 0.05 UA, lo que hace que tengan períodos orbitales de menos de un día y además recorrer sus trayectorias con movimientos retrógrados.14

Estas órbitas irregulares, además de no ser tan circulares como la de nuestros planetas, indican que los exoplanetas pudieron tener un origen violento, en el que su estado actual se debe a posibles interacciones en el pasado con otros planetas o estrellas. Son tan altas las velocidades de rotación que el exoplaneta pudiera salir expulsado de su órbita. Es como cuando hacemos girar una piedra atada a una cuerda: si le damos más fuerza al giro, la cuerda podría dejar de soportar la tensión y romperse, saliendo entonces la piedra disparada.

Los exoplanetas son la prueba de que hay muchos mundos más en el universo. El trabajo sigue, la búsqueda de más mundos continua y el camino puede llevarnos a descubrir exoplanetas con condiciones favorables para la creación de organismos vivos. Y quien sabe, a lo mejor se abrirá una nueva ventana científica en la que se estudie la exovida.

1. Michel Mayor y Didier Queloz, “A Jupiter-mass companion to a solar-type star”, 01 noviembre 1995. ↩︎
2. International Astronomical Union, “Measuring the Universe”. ↩︎
3. NASA, “51 Pegasi b” ↩︎
4. Jason T. Wright y B. Scott Gaudi, “Exoplanet Detection Methods”, 01 enero 2013. ↩︎
5. G. Chauvin, A.-M. Lagrange, C. Dumas, B. Zuckerman, D. Mouillet, I. Song, J.-L. Beuzit y P. Lowrance , “A giant planet candidate near a young brown dwarf”, 21 septiembre 2004. ↩︎
6. James Green, Tori Hoehler, Marc Neveu, Shawn Domagal-Goldman, Daniella Scalice y Mary Voytek, “Call for a framework for reporting evidence for life beyond Earth”, 27 octubre 2021. ↩︎
7. Michael H. Hart, “Habitable zones about main sequence stars”, enero 1979 ↩︎
8. Leslie A. Rogers, “Most 1.6 Earth-Radius Planets are not rocky”, 02 marzo 2015. ↩︎
9. Aomawa L Shields, Rory Barnes, Eric Agol, Benjamin Charnay, Cecilia Bitz y Victoria S Meadows, “The Effect of Orbital Configuration on the Possible Climates and Habitability of Kepler-62f”, 01 junio 2016. ↩︎
10. Christopher P. McKay, “Requirements and limits for life in the context of exoplanets”, 09 junio 2014. ↩︎
11. David S. Spiegel, Jonathan J. Fortney y Christophe Sotin, “Structure of exoplanets”, 30 diciembre 2013. ↩︎
12. Agencia Espacial Europea (ESA), “A zoo of exoplanets”, 01 septiembre 2019. ↩︎
13. Geoffrey Marcy, R. Paul Butler, Debra Fischer, Steven Vogt, Jason T. Wright, Chris G. Tinney y Hugh R. A. Jones, “Observed Properties of Exoplanets: Masses, Orbits, and Metallicities”, 01 febrero 2005. ↩︎
14. Artie P. Hatzes, “The Architecture of Exoplanets”, 17 mayo 2016. ↩︎

 

 

Francisco Xavier Linares Cedeño

Fran (Caracas, 1986) es físico egresado de la Universidad Simón Bolívar, en Venezuela. Estudió su Maestría y Doctorado en Física en la Universidad de Guanajuato, México. Ha realizado investigación científica en diversas instituciones mexicanas en el área de Gravitación y Cosmología. Actualmente es miembro del Observatorio Vera C. Rubin, donde desarrolla técnicas estadísticas para análisis de datos de la estructura a gran escala. Es un apasionado por la divulgación científica ya que está convencido que la ciencia debe estar al alcance de todos.

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