14.4: Comparación con otros sistemas planetarios

Objetivos de aprendizaje

Al final de esta sección, podrás:

• Describir cómo las observaciones de discos protoplanetarios proporcionan evidencia de la existencia de otros sistemas planetarios
• Explicar los dos métodos principales para la detección de exoplanetas
• Comparar las principales características de otros sistemas planetarios con las características del sistema solar

Hasta mediados de la década de 1990, el estudio práctico del origen de los planetas se centró en nuestro único ejemplo conocido: el sistema solar. A pesar de que había habido mucha especulación sobre planetas que rodeaban otras estrellas, en realidad no se había detectado ninguna. Lógicamente, ante la ausencia de datos, la mayoría de los científicos asumieron que nuestro propio sistema probablemente sería típico. Se les esperaba una gran sorpresa.

Descubrimiento de otros sistemas planetarios

En El nacimiento de las estrellas y el descubrimiento de planetas fuera del Sistema Solar, discutimos con cierto detalle la formación de estrellas y planetas. Estrellas como nuestro Sol se forman cuando regiones densas en una nube molecular (hecha de gas y polvo) sienten una fuerza gravitacional extra y comienzan a colapsar. Este es un proceso desbocado: a medida que la nube colapsa, la fuerza gravitacional se hace más fuerte, concentrando el material en una protoestrella. Aproximadamente la mitad del tiempo, la protoestrella se fragmentará o se unirá gravitacionalmente a otras protoestrellas, formando un sistema estelar binario o múltiple, estrellas que están ligadas gravitacionalmente y orbitan entre sí. El resto del tiempo, la protoestrella colapsa en aislamiento, como fue el caso de nuestro Sol. En todos los casos, como vimos, la conservación del momento angular da como resultado un giro hacia arriba de la protoestrella colapsada, con el material circundante aplanado en un disco. Hoy en día, en realidad se puede observar este tipo de estructura. El Telescopio Espacial Hubble, así como nuevos y poderosos telescopios terrestres, permiten a los astrónomos estudiar directamente el más cercano de estos discos circunestelares en regiones del espacio donde hoy nacen las estrellas, como la Nebulosa de Orión (Figura\(\PageIndex{1}\)) o la región formadora de estrellas Tauro.

Figura Disco\(\PageIndex{1}\) Protoplanetario en la Nebulosa de Orión. El Telescopio Espacial Hubble tomó imágenes de este disco protoplanetario en la Nebulosa de Orión, una región de formación estelar activa, utilizando dos filtros diferentes. El disco, aproximadamente 17 veces el tamaño de nuestro sistema solar, está en una orientación de borde hacia nosotros, y la estrella recién formada brilla en el centro de la nube de polvo aplanada. Las áreas oscuras indican absorción, no ausencia de material. En la imagen de la izquierda vemos la luz de la nebulosa y la nube oscura; en la imagen de la derecha, se utilizó un filtro especial para bloquear la luz de la nebulosa de fondo. Se puede ver gas por encima y por debajo del disco configurado para brillar por la luz de la estrella recién nacida escondida por el disco.

Muchos de los discos circunestelares que hemos descubierto muestran estructura interna. Los discos parecen tener forma de rosquilla, con huecos cercanos a la estrella. Tales huecos indican que el gas y el polvo en el disco ya se han colapsado para formar planetas grandes (Figura\(\PageIndex{2}\)). Los protoplanetas recién nacidos son demasiado pequeños y débiles para ser vistos directamente, pero el agotamiento de las materias primas en las brechas insinúa la presencia de algo invisible en la parte interna del disco circunestelar y que algo es casi seguro uno o más planetas. Los modelos teóricos de formación de planetas, como el que se ve a la derecha en la Figura\(\PageIndex{2}\), han apoyado durante mucho tiempo la idea de que los planetas despejarían huecos a medida que se forman en discos.

Figura Disco\(\PageIndex{2}\) protoplanetario alrededor de HL Tau. (a) Esta imagen de un disco protoplanetario alrededor de HL Tau fue tomada con el Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), que permite a los astrónomos construir imágenes de radio que rivalizan con las tomadas con luz visible. (b) Los planetas recién formados que orbitan la estrella central limpian los carriles de polvo en sus caminos, tal como predicen nuestros modelos teóricos. Esta simulación por computadora muestra el carril vacío y las ondas de densidad espiral que resultan como un planeta gigante se está formando dentro del disco. El planeta no se muestra a escala.

Nuestra figura muestra HL Tau, una estrella “recién nacida” de un millón de años en la región formadora de estrellas de Tauro. La estrella está incrustada en una cubierta de polvo y gas que oscurece nuestra vista de luz visible de un disco circumestelar alrededor de la estrella. En 2014 los astrónomos obtuvieron una visión dramática del disco circumestelar HL Tau utilizando ondas milimétricas, que perforan el capullo de polvo alrededor de la estrella, mostrando carriles de polvo tallados por varios protoplanetas recién formados. A medida que aumenta la masa de los protoplanetas, viajan en sus órbitas a velocidades que son más rápidas que el polvo y el gas en el disco circunestelar. A medida que los protoplanetas aran a través del disco, su alcance gravitacional comienza a superar su área de sección transversal, y se vuelven muy eficientes para barrer material y crecer hasta despejar un hueco en el disco. La imagen de Figura nos\(\PageIndex{2}\) muestra que varios protoplanetas se están formando en el disco y que pudieron formarse más rápido de lo que nuestras ideas anteriores habían sugerido, todo en el primer millón de años de formación estelar.

Para una explicación de las innovadoras observaciones de ALMA sobre HL Tau y lo que revelan sobre la formación de plantas, vea este videocast desde el Observatorio Europeo Austral.

Descubriendo exoplanetas

Se podría pensar que con los telescopios y detectores avanzados que los astrónomos tienen hoy en día, podrían imaginarse directamente planetas alrededor de estrellas cercanas (que llamamos exoplanetas). Esto ha resultado extremadamente difícil, sin embargo, no sólo porque los exoplanetas son débiles, sino también porque generalmente se pierden en el resplandor brillante de la estrella que orbitan. Como discutimos con más detalle en El nacimiento de las estrellas y el descubrimiento de planetas fuera del Sistema Solar, las técnicas de detección que mejor funcionan son indirectas: observan los efectos del planeta en la estrella que orbita, en lugar de ver el propio planeta.

La primera técnica que produjo muchas detecciones de planetas es la espectroscopia estelar de muy alta resolución. El efecto Doppler permite a los astrónomos medir la velocidad radial de la estrella: es decir, la velocidad de la estrella, hacia nosotros o lejos de nosotros, en relación con el observador. Si hay un planeta masivo en órbita alrededor de la estrella, la gravedad del planeta hace que la estrella se tambalee, cambiando su velocidad radial en una cantidad pequeña pero detectable. La distancia de la estrella no importa, siempre y cuando sea lo suficientemente brillante como para que tomemos espectros de muy alta calidad.

Las mediciones de la variación en la velocidad radial de la estrella a medida que el planeta gira alrededor de la estrella pueden decirnos la masa y el período orbital del planeta. Si hay varios planetas presentes, sus efectos sobre la velocidad radial pueden ser desenredados, por lo que todo el sistema planetario puede ser descifrado, siempre y cuando los planetas sean lo suficientemente masivos como para producir un efecto Doppler medible. Esta técnica de detección es más sensible a los grandes planetas que orbitan cerca de la estrella, ya que estos producen la mayor oscilación en sus estrellas. Se ha utilizado en grandes telescopios terrestres para detectar cientos de planetas, entre ellos uno alrededor de Próxima Centauri, la estrella más cercana al Sol.

La segunda técnica indirecta se basa en el ligero oscurecimiento de una estrella cuando uno de sus planetas transita, o cruza sobre la cara de la estrella, visto desde la Tierra. Los astrónomos no ven el planeta, sino que solo detectan su presencia a partir de medidas cuidadosas de un cambio en el brillo de la estrella durante largos periodos de tiempo. Si los ligeros descensos en el brillo se repiten a intervalos regulares, podemos determinar el periodo orbital del planeta. A partir de la cantidad de luz estelar oscurecida, podemos medir el tamaño del planeta.

Si bien algunos tránsitos se han medido desde la Tierra, la aplicación a gran escala de esta técnica de tránsito requiere un telescopio en el espacio, por encima de la atmósfera y sus distorsiones de las imágenes estelares. Se ha aplicado con mayor éxito desde el observatorio espacial Kepler de la NASA, el cual fue construido con el único propósito de “mirar” durante 5 años a una sola parte del cielo, monitoreando continuamente la luz de más de 150 mil estrellas. El objetivo principal de Kepler fue determinar la frecuencia de ocurrencia de exoplanetas de diferentes tamaños alrededor de diferentes clases de estrellas. Al igual que la técnica Doppler, las observaciones de tránsito favorecen el descubrimiento de planetas grandes y órbitas de corto período.

La detección reciente de exoplanetas utilizando las técnicas Doppler y de tránsito ha sido increíblemente exitosa. Dentro de dos décadas, pasamos de no tener conocimiento de otros sistemas planetarios a un catálogo de miles de exoplanetas. La mayoría de los exoplanetas encontrados hasta ahora son más masivos o más grandes en tamaño que la Tierra. No es que los análogos de la Tierra no existan. Más bien, la escasez de pequeños planetas rocosos es un sesgo observacional: los planetas más pequeños son más difíciles de detectar.

Los análisis de los datos para corregir dichos sesgos o efectos de selección indican que los planetas pequeños (como los planetas terrestres en nuestro sistema) son en realidad mucho más comunes que los planetas gigantes. También son relativamente comunes las “súper Tierras”, planetas con dos a diez veces la masa de nuestro planeta (Figura\(\PageIndex{3}\)). No tenemos ninguno de estos en nuestro sistema solar, pero la naturaleza parece no tener problemas para hacerlos en otro lugar. En general, los datos de Kepler sugieren que aproximadamente una cuarta parte de las estrellas tienen sistemas de exoplanetas, lo que implica la existencia de al menos 50 mil millones de planetas solo en nuestra Galaxia.

Figura Planetas\(\PageIndex{3}\) Transitantes por Tamaño. Este gráfico de barras muestra los planetas encontrados hasta ahora utilizando el método de tránsito (la gran mayoría encontrada por la misión Kepler). Las partes naranjas de cada barra indican los planetas anunciados por el equipo Kepler en mayo de 2016. Tenga en cuenta que el mayor número de planetas encontrados hasta ahora se encuentran en dos categorías que no tenemos en nuestro propio sistema solar: planetas cuyo tamaño está entre el de la Tierra y el de Neptuno.

Las configuraciones de otros sistemas planetarios

Veamos más de cerca los avances en la detección de exoplanetas. La figura\(\PageIndex{4}\) muestra los planetas que fueron descubiertos cada año por las dos técnicas que discutimos. En los primeros años del descubrimiento de exoplanetas, la mayoría de los planetas eran similares en masa a Júpiter. Esto se debe a que, como se mencionó anteriormente, los planetas más masivos fueron los más fáciles de detectar. En años más recientes, se han detectado planetas más pequeños que Neptuno e incluso cercanos al tamaño de la Tierra.

Figura\(\PageIndex{4}\) Masas de exoplanetas descubiertas por año. Se dibujan líneas horizontales para hacer referencia a las masas de Júpiter, Saturno, Neptuno y la Tierra. Los puntos grises indican planetas descubiertos midiendo la velocidad radial de la estrella, y los puntos rojos son para planetas que transitan por sus estrellas. En los primeros años, los únicos planetas que pudieron detectarse eran similares en masa a Júpiter. Las mejoras en la tecnología y las estrategias de observación permitieron la detección de planetas de menor masa a medida que pasaba el tiempo, y ahora se están encontrando mundos aún más pequeños. (Tenga en cuenta que esta cuenta termina en 2014.)

También sabemos que muchos exoplanetas están en sistemas multiplanetarios. Esta es una característica que nuestro sistema solar comparte con los exosistemas. Mirando hacia atrás en Figura\(\PageIndex{2}\) y viendo cómo discos tan grandes pueden dar lugar a más de un centro de condensación, no es demasiado sorprendente que los sistemas multiplanetarios sean un resultado típico de la formación de planetas. Los astrónomos han tratado de medir si múltiples sistemas planetarios se encuentran todos en el mismo plano usando astrometría. Esta es una medición difícil de hacer con la tecnología actual, pero es una medida importante que podría ayudarnos a entender el origen y evolución de los sistemas planetarios.

Comparación entre teoría y datos

Muchos de los sistemas planetarios descubiertos hasta ahora no se parecen a nuestro propio sistema solar. En consecuencia, hemos tenido que reevaluar algunos aspectos de los “modelos estándar” para la formación de sistemas planetarios. La ciencia a veces funciona de esta manera, con nuevos datos que contradicen nuestras expectativas. La prensa suele hablar de que un científico realiza experimentos para “confirmar” una teoría. En efecto, es reconfortante cuando los nuevos datos apoyan una hipótesis o teoría y aumentan nuestra confianza en un resultado anterior. Pero los momentos más emocionantes y productivos de la ciencia a menudo llegan cuando los nuevos datos no apoyan las teorías existentes, obligando a los científicos a repensar su posición y desarrollar nuevos y más profundos conocimientos sobre la forma en que funciona la naturaleza.

Nada sobre los nuevos sistemas planetarios contradice la idea básica de que los planetas se forman a partir de la agregación (aglutinación) de material dentro de discos circunestelares. Sin embargo, la existencia de “Júpiter calientes” —planetas de masa joviana que están más cerca de sus estrellas que la órbita de Mercurio— plantea el mayor problema. Hasta donde sabemos, no se puede formar un planeta gigante sin la condensación del hielo de agua, y el hielo de agua no es estable tan cerca del calor de una estrella. Parece probable que todos los planetas gigantes, “calientes” o “normales”, se formaron a una distancia de varias unidades astronómicas de la estrella, pero ahora vemos que no necesariamente se quedaron ahí. Este descubrimiento ha llevado a una revisión en nuestra comprensión de la formación de planetas que ahora incluye “migraciones planetarias” dentro del disco protoplanetario, o posteriores encuentros gravitacionales entre planetas hermanos que dispersan uno de los planetas hacia adentro.

Muchos exoplanetas tienen una gran excentricidad orbital (recordemos que esto significa que las órbitas no son circulares). No se esperaban altas excentricidades para los planetas que se forman en un disco. Este descubrimiento proporciona un mayor apoyo para la dispersión de planetas cuando interactúan gravitacionalmente. Cuando los planetas cambian los movimientos de los demás, sus órbitas podrían volverse mucho más excéntricas que las con las que comenzaron.

Hay varias sugerencias sobre las formas en que podría haber ocurrido la migración. La mayoría involucra interacciones entre los planetas gigantes y el material remanente en el disco circumestelar a partir del cual se formaron. Estas interacciones habrían tenido lugar cuando el sistema era muy joven, mientras que el material aún permanecía en el disco. En tales casos, el planeta viaja a una velocidad más rápida que el gas y el polvo y siente una especie de “viento en contra” (o fricción) que hace que pierda energía y se enrolle hacia adentro. Todavía no está claro cómo se detiene el planeta en espiral antes de que se sumerja en la estrella. Nuestra mejor conjetura es que esta zambullida en la estrella es el destino de muchos protoplanetas; sin embargo, claramente algunos planetas que migran pueden detener sus movimientos hacia adentro y escapar de esta destrucción, ya que encontramos Júpiter calientes en muchos sistemas planetarios maduros.

Conceptos clave y resumen

El primer planeta que rodeaba una estrella distante tipo solar fue anunciado en 1995. Veinte años después, se han identificado miles de exoplanetas, incluyendo planetas con tamaños y masas entre la Tierra y Neptuno, que no tenemos en nuestro propio sistema solar. Un poco por ciento de los sistemas de exoplanetas tienen “Júpiter calientes”, planetas masivos que orbitan cerca de sus estrellas, y muchos exoplanetas también están en órbitas excéntricas. Estas dos características son fundamentalmente diferentes de los atributos de los planetas gigantes gaseosos en nuestro propio sistema solar y sugieren que los planetas gigantes pueden migrar hacia adentro desde su lugar de formación donde es lo suficientemente frío como para que se forme el hielo. Los datos actuales indican que los planetas rocosos pequeños (de tipo terrestre) son comunes en nuestra Galaxia; de hecho, debe haber decenas de miles de millones de tales planetas terrestres.

Glosario

exoplaneta

un planeta orbitando una estrella que no sea nuestro Sol