Planeta extrasolar
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Un planeta extrasolar o exoplaneta, es un planeta fuera del Sistema Solar . Un total de 861 tales planetas (en 677 sistemas planetarios, incluyendo 128 m??ltiples sistemas planetarios) se han identificado a partir del 22 de marzo de 2013. El Misi??n Kepler ha detectado m??s de 18.000 eventos de tr??nsito adicionales, incluyendo 262 que pueden ser planetas habitables. En la V??a L??ctea, la galaxia, se espera que hay muchos miles de millones de planetas (al menos un planeta, en promedio, en ??rbita alrededor de la estrella, lo que resulta en 100-400000000000 exoplanetas), y muchos m??s cuerpos de masa planetaria orbitando la galaxia directamente de libre flotaci??n. El exoplaneta conocido m??s cercano es Alfa Centauri Bb. Casi todos los planetas detectados hasta ahora son dentro de nuestra galaxia la V??a L??ctea; Sin embargo, ha habido un peque??o n??mero de posibles detecciones de planetas extragal??cticos. Astr??nomos de la Centro Harvard-Smithsoniano para Astrof??sica (CfA) inform?? en enero de 2013, que "al menos 17 mil millones" Tama??o de la Tierra exoplanetas se estima que residen en la galaxia de la V??a L??ctea.
Durante siglos, supone muchos fil??sofos y cient??ficos que exist??an planetas extrasolares, pero no hab??a manera de saber qu?? tan comunes eran o lo similares que podr??an ser de los planetas del Sistema Solar . Varios reclamos de detecci??n, a partir del siglo XIX, fueron finalmente rechazados por los astr??nomos. La primera detecci??n confirmada lleg?? en 1992, con el descubrimiento de varios planetas terrestres orbitando la masa p??lsar PSR B1257 + 12. La primera detecci??n confirmada de un exoplaneta orbitando una secuencia principal estrella fue hecha en 1995, cuando un planeta gigante fue encontrado en una ??rbita de cuatro d??as alrededor de la estrella cercana 51 Pegasi. Debido a la mejora de las t??cnicas de observaci??n, la tasa de detecciones ha aumentado r??pidamente desde entonces. Algunos exoplanetas han sido fotografiados directamente por los telescopios, pero la gran mayor??a se han detectado a trav??s de m??todos indirectos, tales como mediciones de velocidad radial. Adem??s de los exoplanetas ", exocomets ", cometas m??s all?? de nuestro sistema solar , tambi??n se han detectado y pueden ser comunes en la galaxia de la V??a L??ctea .
La mayor??a de los exoplanetas conocidos son planetas gigantes se cree para parecerse a J??piter o Neptuno , pero esto refleja una sesgo de muestreo, como planetas masivos se observan con mayor facilidad. Algunos exoplanetas relativamente ligeros, s??lo un par de veces m??s masivos que la Tierra (ahora conocido con el t??rmino Super-Tierra), son conocidos tambi??n; estudios estad??sticos indican ahora que en realidad superan los planetas gigantes, mientras que los descubrimientos recientes han incluido tama??o de la Tierra y los planetas m??s peque??os y un pu??ado que parecen exhibir otra Propiedades similares a la Tierra. Existen tambi??n objetos de masa planetaria que orbitan enanas marrones y otros organismos que "free float" en el espacio no ligado a ninguna estrella; Sin embargo, el t??rmino "planeta" no siempre se aplica a estos objetos.
El descubrimiento de planetas extrasolares, en particular aquellos que orbitan en el zona habitable, donde es posible que exista agua l??quida en la superficie (y por lo tanto tambi??n la vida ), se ha intensificado el inter??s en la b??squeda de vida extraterrestre . Por lo tanto, la b??squeda de planetas extrasolares tambi??n incluye el estudio de la habitabilidad planetaria , que considera una amplia gama de factores en la determinaci??n de la idoneidad de un planeta extrasolar por albergar vida.
El 7 de enero de 2013, los astr??nomos de la Misi??n Kepler observatorio espacial anunci?? el descubrimiento de KOI-172.02, una Tierra -como exoplaneta candidato que orbita una estrella similar a nuestro Sol en el zona habitable y posiblemente un "candidato para albergar vida extraterrestre ".
Historia de la detecci??n
Las primeras especulaciones
| " | Este espacio declaramos a ser infinito ... En ella son una infinidad de mundos de la misma naturaleza que la nuestra. | " |
-Giordano Bruno (1584) | ||
En el siglo XVI, el fil??sofo italiano Giordano Bruno, uno de los primeros de la de Cop??rnico teor??a de que la Tierra y otros planetas giran alrededor del Sol ( heliocentrismo ), propuso la idea de que las estrellas fijas son similares al Sol y est??n igualmente acompa??adas de planetas. Fue quemado en la hoguera por la Inquisici??n romana en 1600, aunque sus puntos de vista sobre la astronom??a no eran el principal motivo de su condena.
En el siglo XVIII la misma posibilidad fue mencionada por Isaac Newton en el " Escolio General "que concluye su Principia . Haciendo una comparaci??n con los planetas del Sol, escribi?? "Y si las estrellas fijas son los centros de sistemas similares, todos ellos ser??n construidos de acuerdo con un dise??o y tema similar al dominio de uno".
En el siglo XIX Bah??'u'll??h, el profeta-fundador de la Fe Bah??'??, que pas?? gran parte de su vida en la c??rcel o el exilio por sus ense??anzas, declar??: "Cada estrella fija tiene sus propios planetas, y cada planeta sus propias criaturas, cuyo n??mero nadie puede calcular."
Afirmaciones desacreditadas
Las reclamaciones de las detecciones de exoplanetas se han hecho desde el siglo XIX. Algunas de las primeras implican la estrella binaria 70 Ophiuchi. En 1855 el capit??n. WS Jacob en la East India Company 's Madras Observatorio inform?? que las anomal??as orbitales hicieron "muy probable" que hab??a un "cuerpo planetario" en este sistema. En la d??cada de 1890, Thomas JJ Sede de la Universidad de Chicago y la Observatorio Naval de los Estados Unidos declar?? que las anomal??as orbitales demostraron la existencia de un cuerpo oscuro en el sistema Ophiuchi 70 con una de 36 a??os per??odo de alrededor de una de las estrellas. Sin embargo, Bosque Ray Moulton public?? un documento que demuestra que un sistema de tres cuerpo con esos par??metros orbitales ser??a altamente inestable. Durante los a??os 1950 y 1960, Peter van de Kamp de Swarthmore College hizo otra serie importante de reclamaciones de detecci??n, esta vez para los planetas en ??rbita Estrella de Barnard. Los astr??nomos ahora generalmente consideran todos los primeros informes de detecci??n como err??nea.
En 1991 Andrew Lyne, M. Bailes y SL Shemar afirmaron haber descubierto un planeta p??lsar en ??rbita alrededor PSR 1829-10, usando variaciones en la sincronizaci??n p??lsar. La reclamaci??n recibida brevemente intensa atenci??n, pero Lyne y su equipo pronto se retract??.
Descubrimientos confirmados
El primer descubrimiento publicado para recibir la confirmaci??n posterior se hubiera efectuado en 1988 por los astr??nomos canadienses Bruce Campbell, GAH Walker, y Stephenson Yang de Universidad de Victoria y Universidad de Columbia Brit??nica. Aunque eran prudente sobre la reivindicaci??n de una detecci??n planetaria, sus observaciones de velocidad radial sugirieron que un planeta orbita la estrella Gamma Cephei. En parte debido a las observaciones estaban en los l??mites mismos de capacidades instrumentales de la ??poca, los astr??nomos se mostraron esc??pticos por varios a??os sobre esta y otras observaciones similares. Se pensaba algunos de los planetas aparentes lugar podr??a haber sido Las enanas marrones, objetos intermedio de masa entre los planetas y las estrellas. En 1990 se publicaron las observaciones adicionales que apoya la existencia del planeta orbitando Errai, pero trabajos posteriores en 1992 nuevamente plantearon serias dudas. Por ??ltimo, en 2003, la mejora de t??cnicas permitieron la existencia del planeta por confirmar.
El 21 de abril de 1992 radioastr??nomos Aleksander Wolszczan y Dale Frail anunci?? el descubrimiento de dos planetas en ??rbita alrededor del p??lsar PSR 1257 + 12. Este descubrimiento fue confirmado, y generalmente se considera que es la primera detecci??n definitiva de exoplanetas. Se cree que estos planetas pulsares que se han formado a partir de los restos inusuales de la supernova que produjo el p??lsar, en una segunda ronda de la formaci??n de planetas, o de lo que son los n??cleos rocosos restantes de los gigantes de gas que de alguna manera sobrevivieron a la supernova y luego deca??do en su actual ??rbitas.
El 6 de octubre de 1995, Michel Mayor y Didier Queloz del Universidad de Ginebra anunci?? la primera detecci??n definitiva de un exoplaneta orbitando una estrella de secuencia principal, es decir, el cercano de tipo G estrella 51 Pegasi. Este descubrimiento, realizado en el Observatorio de Haute-Provence, marc?? el comienzo de la era moderna de descubrimiento de exoplanetas. Los avances tecnol??gicos, sobre todo en alta resoluci??n de la espectroscopia , condujeron a la r??pida detecci??n de muchos nuevos exoplanetas: astr??nomos pudieron detectar exoplanetas indirectamente midiendo su gravitacional influencia en el movimiento de sus estrellas madre. M??s planetas extrasolares m??s tarde fueron detectados mediante la observaci??n de la variaci??n en la luminosidad aparente de una estrella como un planeta en ??rbita pasa frente a ella.
Inicialmente, los exoplanetas m??s conocidos eran planetas masivos que orbitaban muy cerca de sus estrellas madre. Los astr??nomos se sorprendieron por estos " J??piter calientes ", ya que las teor??as de formaci??n planetaria hab??an indicado que los planetas gigantes s??lo deben formar a grandes distancias de las estrellas. Pero se encontraron con el tiempo m??s planetas de otros tipos, y ahora est?? claro que J??piter calientes son una minor??a de los exoplanetas. En 1999, Upsilon Andromedae se convirti?? en la primera estrella de la secuencia principal conocida por tener m??ltiples planetas. Otros sistemas planetarios m??ltiples fueron encontrados posteriormente.
Al 22 de marzo de 2013, un total de 861 exoplanetas confirmados, est??n registrados en la Extrasolar Planets Encyclopaedia, incluyendo algunos que eran confirmaciones de reclamos pol??micos desde finales de 1980. Esa cantidad incluye 677 sistemas planetarios, de los cuales 128 son m??ltiples sistemas planetarios. Kepler-16 contiene el primer planeta descubierto que orbita alrededor de un sistema estelar binario.
A partir de febrero de 2012, la NASA Misi??n Kepler ha identificado 2.321 candidatos planetarios asociados con 1790 estrellas anfitrionas, basado en los primeros diecis??is meses de datos del telescopio basado en el espacio.
17 de octubre 2012 trajo el anuncio del descubrimiento de un planeta, Alfa Centauri Bb, orbitando una estrella cercana a la Tierra en el sistema estelar, Alpha Centauri. Es un planeta de tama??o, pero no en la zona habitable en el que puede existir agua l??quida.
Los m??todos de detecci??n
Los planetas son extremadamente d??bil en comparaci??n con sus estrellas madre. En longitudes de onda visibles, por lo general tienen menos de una millon??sima del brillo de su estrella madre. Es dif??cil detectar una fuente de luz tenue tal, y adem??s la estrella madre hace una mirada que tiende a lavar a cabo. Es necesario para bloquear la luz de la estrella madre con el fin de reducir el deslumbramiento, mientras que deja la luz del planeta detectable; hacerlo es un desaf??o t??cnico.
Todos los exoplanetas que han sido fotografiados directamente son tanto grandes (m??s masivo que J??piter ) y ampliamente separados de su estrella madre. La mayor??a de ellos son tambi??n muy caliente, por lo que emiten intensa radiaci??n infrarroja; las im??genes a continuaci??n, se han hecho en infrarrojo donde el planeta es m??s brillante de lo que es en longitudes de onda visibles.
Aunque imagen directa puede ser m??s importante en el futuro, la gran mayor??a de los planetas extrasolares conocidos s??lo se han detectado a trav??s de m??todos indirectos. Los siguientes son los m??todos indirectos que han demostrado ser ??tiles:
- Velocidad Radial o m??todo Doppler
- Como un planeta orbita alrededor de una estrella, la estrella tambi??n se mueve en su propia peque??a ??rbita alrededor del centro de masa del sistema. Las variaciones en la velocidad radial de la estrella - es decir, la velocidad con que se mueve hacia o lejos de la Tierra - se pueden detectar de desplazamientos en la estrella de l??neas espectrales debido a la Efecto Doppler. Extremadamente peque??as variaciones de velocidad radial se pueden observar, de 1 m / s, o incluso algo menos. Este ha sido, con mucho, el m??todo m??s productivo de descubrir exoplanetas. Tiene la ventaja de ser aplicable a estrellas con una amplia gama de caracter??sticas. Una de sus desventajas es que no se puede determinar la verdadera masa de un planeta, pero s??lo puede fijar un l??mite inferior en esa masa. Sin embargo, si la velocidad radial del planeta mismo se puede distinguir de la velocidad radial de la estrella entonces la verdadera masa puede ser determinado.
- M??todo de tr??nsito
- Si un planeta cruza (o tr??nsitos) delante del disco de su estrella madre, entonces el brillo observado de la estrella cae por una peque??a cantidad. La cantidad por la que la estrella se aten??a depende de su tama??o y del tama??o del planeta, entre otros factores. Este ha sido el segundo m??todo m??s productivo de detecci??n, a pesar de que sufre de una tasa importante de falsos positivos y la confirmaci??n de otro m??todo normalmente se considera necesario. El m??todo de tr??nsito revela el radio de un planeta, y tiene la ventaja de que a veces permite que la atm??sfera de un planeta a investigar a trav??s de la espectroscopia .
- Variaci??n Timing Transit (TTV)
- Cuando varios planetas est??n presentes, cada uno perturba ligeramente las ??rbitas de los otros. Las peque??as variaciones en los tiempos de tr??nsito para un planeta pueden indicar as?? la presencia de otro planeta, que a su vez puede ser o no el transporte. Por ejemplo, las variaciones en los tr??nsitos del planeta WASP-3b sugieren la existencia de un segundo planeta en el sistema, la no-tr??nsito WASP-3c. Si existen varios planetas en tr??nsito en un solo sistema, a continuaci??n, este m??todo se puede utilizar para confirmar su existencia. En otra modalidad del m??todo, el momento de los eclipses en un eclipsando estrella binaria puede revelar un planeta exterior que orbita dos estrellas; a partir de noviembre de 2011, cinco planetas se han encontrado en esa forma.
- Microlente gravitacional
- Microlente se produce cuando el campo gravitatorio de una estrella act??a como una lente, magnificando la luz de una lejana estrella de fondo. Los planetas que orbitan alrededor de la estrella lente pueden causar anomal??as detectables en la ampliaci??n, ya que var??a con el tiempo. Este m??todo ha resultado en s??lo 13 detecciones a junio de 2011, pero tiene la ventaja de ser especialmente sensibles a los planetas en grandes separaciones de sus estrellas madre.
- Astrom??tricos
- Astrom??tricos consiste en medir con precisi??n la posici??n en el cielo de una estrella y la observaci??n de los cambios en esa posici??n con el tiempo. El movimiento de una estrella debido a la influencia gravitacional de un planeta puede ser observable. Debido a que el movimiento es tan peque??o, sin embargo, este m??todo todav??a no ha sido muy productivo. Se ha producido s??lo unos pocos detecciones en disputa, aunque se ha utilizado con ??xito para investigar las propiedades de los planetas que se encuentran en otras formas.
- Sincronizaci??n Pulsar
- La p??lsar (el peque??o remanente, ultradenso de una estrella que ha explotado como una supernova ) emite ondas de radio muy regularmente a medida que gira. Si los planetas giran alrededor del p??lsar, causar??n anomal??as leves en el calendario de sus pulsos de radio observadas. El primer descubrimiento confirmado de un planeta extrasolar fue hecho usando este m??todo. Pero a partir de 2011, no ha sido muy productivo; cinco planetas se han detectado de esta manera, en torno a tres p??lsares diferentes.
- Discos Circunestelares
- Los discos de polvo espacial rodean muchas estrellas, que se cree que proceden de colisiones entre asteroides y cometas. El polvo se puede detectar debido a que absorbe la luz estelar y re-emite como la radiaci??n infrarroja. Caracter??sticas en los discos pueden sugerir la presencia de planetas, aunque esto no se considera un m??todo de detecci??n definitiva.
La mayor??a de los planetas extrasolares confirmados se han encontrado usando telescopios terrestres. Sin embargo, muchos de los m??todos pueden trabajar m??s eficazmente con los telescopios espaciales que eviten la neblina atmosf??rica y la turbulencia. COROT (lanzado diciembre de 2006) y Kepler (lanzado marzo de 2009) son las dos misiones espaciales actualmente activos dedicados a la b??squeda de planetas extrasolares. Telescopio Espacial Hubble y M??S tambi??n han encontrado o confirmado unos pocos planetas. La Misi??n Gaia, que ser?? lanzado en octubre de 2013, usar?? astrometr??a para determinar las verdaderas masas de 1.000 exoplanetas cercanos.
Definici??n
El funcionario definici??n de "planeta" utilizado por el Uni??n Astron??mica Internacional (IAU) s??lo cubre el Sistema Solar y por lo tanto no se aplica a los exoplanetas. A partir de abril de 2011, la ??nica declaraci??n de definici??n emitida por la IAU que se refiere a los exoplanetas es una definici??n de trabajo publicado en 2001 y modificado en 2003. Esa definici??n incluye los siguientes criterios:
- Los objetos con verdaderas masas por debajo de la masa l??mite para la fusi??n termonuclear del deuterio (calculado actualmente como 13 masas de J??piter para objetos de metalicidad solar) que orbitan estrellas o remanentes estelares son "planetas" (no importa c??mo se formaron). La masa / tama??o m??nimo requerido para un objeto extrasolar para ser considerado un planeta debe ser el mismo que el utilizado en nuestro sistema solar.
- Objetos subestelares con verdaderas masas por encima de la masa l??mite para la fusi??n termonuclear del deuterio son " las enanas marrones ", sin importar c??mo se formaron ni donde se encuentran ubicados.
- Objetos que flotan libremente en los c??mulos de estrellas j??venes con masas por debajo de la masa l??mite para la fusi??n termonuclear del deuterio no son "planetas", pero son "sub-enanas marrones" (o el nombre que es el m??s apropiado).
Este art??culo recoge la definici??n de trabajo anterior. Por lo tanto, s??lo se discute planetas que orbitan estrellas o Las enanas marrones. (Tambi??n ha habido varios descubrimientos comunicados de objetos de masa planetaria que no orbitan alrededor de cualquier ??rgano del que depende Algunos de estos pueden tener una vez perteneci?? al sistema planetario de una estrella antes de ser expulsado de ??l;. el t??rmino " planeta errante "se aplica a veces a tales objetos.)
Sin embargo, el Definici??n de trabajo de la UAI no es universalmente aceptada. Una sugerencia alternativa es que los planetas deben distinguirse de marr??n empeque??ece sobre la base de la formaci??n. La opini??n generalizada es que los planetas gigantes se forman a trav??s de la acreci??n del n??cleo, ya veces ese proceso puede producir planetas con masas superiores al umbral de la fusi??n de deuterio; pueden ya han observado planetas masivos de ese tipo. Este punto de vista tambi??n admite la posibilidad de sub-enanas marrones, que tienen masas planetarias pero forman como estrellas de la ca??da directa de las nubes de gas.
Adem??s, el punto de corte de 13 masas de J??piter no tiene significado f??sico preciso. Fusi??n de deuterio puede ocurrir en algunos objetos con masa inferior a la de corte. La cantidad de deuterio fundido depende en cierta medida de la composici??n del objeto. La Extrasolar Planets Encyclopaedia incluye objetos de hasta 25 masas de J??piter, diciendo: "El hecho de que no hay ninguna caracter??stica especial alrededor de 13 MJup en el espectro de masa observado refuerza la opci??n de olvidar este l??mite de masa", y el Exoplanetas Data Explorer incluye objetos de hasta 24 masas de J??piter con el aviso: "La distinci??n 13 la masa de J??piter por el Grupo de Trabajo UAI es f??sicamente desmotivado para planetas con n??cleos rocosos y observacionalmente problem??tico debido al pecado i ambig??edad."
Nomenclatura
Est??ndar m??ltiple estrellas
La norma para nombrar exoplanetas es una extensi??n de la utilizada por el Cat??logo de Washington Multiplicidad (WMC) para los sistemas estelares m??ltiples. Esta secci??n, por tanto, empezar por discutir brevemente el est??ndar WMC, que ha sido adoptada por la Uni??n Astron??mica Internacional.
Bajo ese criterio, el miembro m??s brillante de un sistema recibe la letra "A". Los distintos componentes no contenidos dentro de "A" se etiquetan "B", "C", etc. Sub-componentes son designados por una o m??s sufijos con la etiqueta principal, empezando por las letras min??sculas para el segundo nivel jer??rquico y luego los n??meros de la tercera . Por ejemplo, si hay un sistema estelar triple en el que dos estrellas orbitan entre s?? estrechamente, mientras que una tercera estrella est?? en una ??rbita m??s distante, las dos estrellas que orbitan cerca ser??an considerados un componente con dos subcomponentes. Ellos recibir??an la Aa y Ab denominaciones, mientras que la tercera estrella recibir??a la designaci??n B. (Tenga en cuenta que, por razones hist??ricas, esta norma no siempre es estrictamente. Por ejemplo, los tres miembros de la Alpha Centauri sistema estelar triple se denomina convencionalmente como Alfa Centauri A, B y C, mientras que el est??ndar formal dar??a sus designaciones como Alpha Centauri Aa, Ab y B, respectivamente.)
Est??ndar planeta extrasolar
Luego de una pr??rroga de la citada norma, el nombre de un exoplaneta normalmente se forma tomando el nombre de su estrella madre y a??adiendo una letra min??scula. El primer planeta descubierto en un sistema se le dio la designaci??n "b" y los planetas m??s tarde se dan cartas posteriores. Si varios planetas en el mismo sistema que se descubren al mismo tiempo, el m??s cercano a la estrella tiene la siguiente letra, seguido de los otros planetas en orden de tama??o orbital.
Por ejemplo, en el 55 Cancri sistema el primer planeta - 55 Cancri b - fue descubierto en 1996; dos planetas m??s lejanos adicionales fueron descubiertos simult??neamente en 2002 con la m??s cercana a la estrella de ser nombrado el 55 Cancri c y el otro 55 Cancri d; cuarto planeta fue reclamado (su existencia fue posteriormente discutida) en 2004 y nombr?? a 55 Cancri e pesar de estar m??s cerca de la estrella de 55 Cancri b; y el planeta descubierto m??s recientemente, en 2007, fue nombrado 55 Cancri f pesar de estar entre los 55 Cancri cy 55 Cancri d. En abril de 2012, la carta m??s alta en uso es "j", para el planeta sin confirmar HD 10180 J ( HD 10180 h es el planeta confirmado con la carta m??s alta).
Si un planeta orbita alrededor de un miembro de una estrella binaria del sistema, a continuaci??n, una letra may??scula para la estrella ser?? seguido por una letra min??scula para el planeta. Ejemplos son 16 Cygni Bb y HD 178911 Bb. Los planetas que orbitan alrededor de la estrella de "A" o primaria deben tener 'Ab' despu??s de que el nombre del sistema, como en HD 41004 Ab. Sin embargo, la "A" a veces se omite; por ejemplo, el primer planeta descubierto alrededor de la estrella principal de la Sistema binario Tau Bo??tis generalmente se llama simplemente Tau Bootis b.
Si la estrella madre es una sola estrella, entonces todav??a puede considerarse que tiene una designaci??n "A", a pesar de la "A" no se escribe normalmente. El primer exoplaneta descubierto orbitando una estrella de este tipo podr??a entonces ser considerado como un sub-componente secundario que se debe dar el sufijo "Ab". Por ejemplo, 51 Peg Aa es la estrella anfitriona en el sistema 51 Peg; y el primer exoplaneta es entonces 51 Peg Ab. Como la mayor??a de los exoplanetas est??n en sistemas de estrellas individuales, lo impl??cito "A" designaci??n fue simplemente cay??, dejando el nombre exoplaneta con la letra min??scula s??lo: 51 Peg b.
A pocos exoplanetas han dado nombres que no se ajustan a la norma anterior. Por ejemplo, los planetas que orbitan alrededor del pulsar PSR 1257 se refieren a menudo con capital en lugar de letras min??sculas. Adem??s, el nombre de base del sistema de la estrella en s?? puede seguir varios sistemas diferentes. De hecho, algunas estrellas (por ejemplo, Kepler-11) s??lo han recibido sus nombres debido a su inclusi??n en los programas de planetas de b??squeda, que antes s??lo se refiere por su coordenadas celestes.
Planetas circumbinarios y 2010 propuesta
Hessman et al. Afirman que el sistema impl??cito para los nombres de exoplanetas fracas?? totalmente con el descubrimiento de planetas circumbinarios. Se??alan que los descubridores de los dos planetas alrededor HW Virginis trat?? de eludir el problema de nomenclatura llam??ndolos "HW Vir 3" y "HW Vir 4", es decir, el ??ltimo es el cuarto objeto - estelar o planetaria - descubierto en el sistema. Tambi??n se??alan que los descubridores de los dos planetas alrededor NN Serpentis se enfrenta a m??ltiples sugerencias de distintas fuentes oficiales y finalmente opt?? por utilizar las denominaciones "NN Ser c" y "d NN Ser".
. La propuesta de Hessman y col comienza con las dos reglas siguientes:
- Regla 1. El nombre formal de un exoplaneta se obtiene a??adiendo los sufijos correspondientes al nombre formal de la estrella madre o el sistema estelar. La jerarqu??a superior se define por las letras may??sculas, seguida de letras min??sculas, seguidos de n??meros, etc. El orden de nombres dentro de un nivel jer??rquico es para el orden de descubrimiento ??nico. (Esta regla se corresponde con el presente convenio de denominaci??n provisional WMC .)
- Regla 2. Siempre que la designaci??n que lleva may??scula falta, esto se interpreta como una forma informal con una "A" impl??cita salvo manifestaci??n expl??cita. (Esta regla corresponde a la actual exoplaneta uso comunitario de planetas alrededor de estrellas simples.)
Se??alan que en estas dos normas propuestas todos los presentes nombres para el 99% de los planetas alrededor de estrellas individuales se conservan como formas informales de la norma provisional IAU sancionado. Ellos renombrar Tau Bootis b formalmente como Tau Bo??tis Ab, conservando la forma previa como un uso informal (usando la regla 2, arriba).
Para hacer frente a las dificultades relativas a los planetas circumbinarios, la propuesta contiene otras dos reglas:
- Regla 3. Como alternativa a la nomenclatura est??ndar en la Regla 1, una relaci??n jer??rquica se puede expresar mediante la concatenaci??n de los nombres del sistema de orden superior y colocarlos en par??ntesis, despu??s de lo cual se a??ade el sufijo para un sistema de orden inferior.
- Regla 4. En caso de duda (es decir, si un nombre diferente no se ha establecido claramente en la literatura), la jerarqu??a expresada por la nomenclatura debe corresponder a los sistemas din??micamente distintos (sub) en el orden de su importancia din??mica. Se debe hacer la elecci??n de los niveles jer??rquicos para enfatizar las relaciones din??micas, si se conoce.
Ellos sostienen que el nuevo formulario utilizando par??ntesis es la mejor para los planetas circumbinarios conocidos y tiene el efecto deseable de dar estos planetas etiquetas jer??rquicas id??nticos subnivel y nombres de componentes estelares que conforman el uso de estrellas binarias. Dicen que requiere el cambio de nombre completo de los dos ??nicos sistemas exoplanetarios: Los planetas alrededor de HW Virginis pasar??a a llamarse HW Vir (AB) casa (AB) c, mientras que alrededor de NN Serpentis ser??a renombrada NN Ser (AB) casa ( AB) c. Adem??s los planetas circumbinarios individuales previamente conocidos alrededor PSR B1620-26 y DP Leonis) casi puede retener sus nombres ( PSR B1620-26 b y DP Leonis b) como formas informales no oficiales de la "b (AB)" designaci??n en el que el "(AB)" se quede fuera.
Los descubridores del planeta circumbinarios alrededor Kepler-16 sigui?? Hessman et al ". S propuesto esquema de nombres para denominar el cuerpo Kepler-16 (AB) -b, o simplemente Kepler-16b cuando no hay ambig??edad.
Otros sistemas de denominaci??n
Otra nomenclatura, a menudo visto en la ciencia ficci??n, utiliza n??meros romanos en el orden de las posiciones de planetas de la estrella. (Esto fue inspirado por un viejo sistema para nombrar las lunas de los planetas exteriores, tales como "J??piter IV" para Calisto.) Sin embargo, un sistema de este tipo es poco pr??ctico para uso cient??fico, ya que los nuevos planetas se pueden encontrar cerca de la estrella, el cambio de todos los n??meros.
Por ??ltimo, varios planetas han recibido nombres no oficiales "reales": sobre todo Osiris ( HD 209458 b), Belerofonte ( 51 Pegasi b), Zarmina ( Gliese 581 g) y Matusal??n ( PSR B1620-26 b). W. Lyra de la Instituto Max Planck de Astronom??a ha sugerido nombres en su mayor??a procedentes de la mitolog??a romana, griega para los 403 candidatos a planetas extrasolares conocidos a partir de octubre de 2009. Pero la Uni??n Astron??mica Internacional (IAU) no tiene actualmente planes para asignar nombres de este tipo de planetas extrasolares, teniendo en cuenta que no es pr??ctico.
Propiedades generales
N??mero de estrellas con planetas
Programas de Planet-b??squeda han descubierto planetas que orbitan alrededor de una fracci??n importante de las estrellas que han mirado. Sin embargo, la proporci??n global de estrellas con planetas es incierto porque no todos los planetas todav??a se pueden detectar. El m??todo de velocidad radial y el m??todo de tr??nsito (que entre ellos son responsables de la gran mayor??a de las detecciones) son m??s sensibles a grandes planetas en ??rbitas peque??as. As??, muchos exoplanetas conocidos son "J??piter calientes": Planetas de Joviano masa o m??s grandes en peque??as ??rbitas con periodos de s??lo unos pocos d??as. Ahora se estima que el 1% y el 1,5% de las estrellas similares al Sol posee un planeta, donde "estrella de tipo solar" se refiere a cualquier estrella de la secuencia principal de clases espectrales tard??o F, G, o temprano- K sin una compa??era estelar cercana. Adem??s, se calcula que el 3% y el 4,5% de las estrellas similares al Sol poseen un planeta gigante con un per??odo orbital de 100 d??as o menos, donde "planeta gigante" significa un planeta de al menos 30 veces la masa terrestre.
La proporci??n de estrellas con planetas m??s peque??os o m??s lejanos es menos seguro. Se sabe que los planetas peque??os (de masa m??s o menos similar a la Tierra o algo mayor) son m??s comunes que los planetas gigantes. Tambi??n parece que hay m??s planetas en grandes ??rbitas que en ??rbitas peque??as. Basado en esto, se estima que tal vez 20% de las estrellas similares al Sol tener al menos un planeta gigante mientras que al menos 40% puede tener planetas de masa inferior. Un estudio de 2012 de datos de microlente gravitacional recogidos entre 2002 y 2007 concluye que la proporci??n de estrellas con planetas es mucho mayor y calcula un promedio de 1,6 planetas que orbitan entre 0,5 a 10 UA por estrellas en la V??a L??ctea, la galaxia, los autores de este estudio concluyen que "las estrellas se orbitaban por planetas como regla, no la excepci??n ".
Sea cual sea la proporci??n de estrellas con planetas, el n??mero total de exoplanetas debe ser muy grande. Desde nuestra propia galaxia, la V??a L??ctea tiene al menos 200 mil millones de estrellas, sino que tambi??n debe contener decenas o cientos de miles de millones de planetas.
Caracter??sticas de las estrellas que albergan planetas
La clasificaci??n espectral
La mayor??a conocidos exoplanetas orbitan estrellas m??s o menos similares a la del Sol , es decir, estrellas de secuencia principal de categor??as espectrales F, G o K. Una de las razones es que la b??squeda de planetas programas han tendido a concentrarse en esas estrellas. Pero, adem??s, el an??lisis estad??stico indica que las estrellas de menor masa ( las enanas rojas , de categor??a espectral M) son menos propensos a tener planetas lo suficientemente masivos para detectar. Estrellas de Categor??a espectral A t??picamente girar muy r??pidamente, lo que hace que sea muy dif??cil de medir los peque??os desplazamientos Doppler inducidos por planetas en ??rbita ya que las l??neas espectrales son muy amplias. Sin embargo, este tipo de estrella masiva finalmente se convierte en un refrigerador gigante roja que gira m??s lentamente y por lo tanto se puede medir usando el m??todo de la velocidad radial. A principios de 2011 se hab??an encontrado unos 30 planetas tipo J??piter alrededor de estrellas-K gigante incluidos Pollux, Gamma Cephei y Draconis Iota. Encuestas Doppler en torno a una amplia variedad de estrellas indican aproximadamente 1 de cada 6 estrellas que tienen el doble de la masa del Sol est??n en ??rbita alrededor de uno o m??s planetas del tama??o de J??piter, frente a 1 en 16 para las estrellas similares al Sol y s??lo 1 de cada 50 para la clase M Las enanas rojas. Por otra parte, encuestas de microlente indican que a largo plazo Neptuno planetas -peso se encuentran alrededor de 1 de cada 3 M enanos. Observaciones utilizando el Telescopio Espacial Spitzer indican que las estrellas extremadamente masivas de espectral categor??a O, que son mucho m??s calientes que nuestro Sol, producen una efecto de la foto-evaporaci??n que inhibe la formaci??n planetaria.
Metalicidad
Estrellas ordinarias se componen principalmente de los elementos ligeros de hidr??geno y helio . Tambi??n contienen una peque??a proporci??n de elementos m??s pesados, y esta fracci??n se conoce como una estrella de . metalicidad (incluso si los elementos no son metales en el sentido tradicional, tales como el hierro) planetas gigantes tienen m??s probabilidades de ser encontrado metalicidad m??s alta es la de la estrella; sin embargo, planetas m??s peque??os est??n presentes alrededor de estrellas con una amplia gama de metalicidad. Tambi??n se ha demostrado que las estrellas con planetas son m??s propensos a ser deficiente en litio .
Par??metros orbitales
astrometr??a tr??nsito sincronizaci??n | im??genes directas microlente | velocidad radial tiempo p??lsar |
Muchos sistemas planetarios no son tan plácida como el Sistema Solar, y tienen parámetros orbitales y órbitas extremas de interacción fuerte, de modo quelas leyes de Keplerno se sostienen en dichos sistemas.
La mayoría de los candidatos a planetas extrasolares conocidos han sido descubiertos utilizando métodos indirectos, por lo que sólo algunos de sus parámetros físicos y orbitales se pueden determinar. Por ejemplo, de los seis independientes parámetros que definen una órbita, el método de velocidad radial puede determinar cuatro: semieje mayor, excentricidad, la longitud del periastro, y la hora de periastro. Dos parámetros siguen siendo desconocidos: la inclinación y la longitud del nodo ascendente.
Semieje mayor
Muchos exoplanetas tienen órbitas muy pequeñas ejes semi-principales, por lo que son mucho más cerca de su estrella madre que cualquier planeta del Sistema Solar es el Sol Esto se debe principalmente a la selección de observación: el método de velocidad radial es más sensible a planetas con órbitas pequeñas. Los astrónomos fueron inicialmente muy sorprendido por estos " Júpiter calientes ", pero ahora está claro que la mayoría de los exoplanetas tienen órbitas mucho más grandes, algunos ubicados en zonas habitables con la temperatura potencialmente adecuado para el agua líquida y vida. Parece plausible que en la mayoría de los sistemas exoplanetarios, hay uno o dos planetas gigantes con órbitas comparables en tamaño a los de Júpiter y Saturno en el Sistema Solar. Planetas gigantes con órbitas sustancialmente más grandes ahora se sabe que ser raro, al menos alrededor de estrellas similares al Sol.
Excentricidad
La excentricidad de una órbita es una medida de cómo elíptica (alargada) que es. La mayoría de los exoplanetas con períodos orbitales de 20 días o menos tienen órbitas circulares a corto, es decir, muy baja excentricidad. Que se cree que es debido a la circularización de marea: reducción de la excentricidad con el tiempo debido a la interacción gravitacional entre dos cuerpos. Por el contrario, los exoplanetas más conocidos con períodos orbitales más largos tienen órbitas muy excéntricas. (A partir de julio de 2010, el 55% de esos exoplanetas tienen excentricidades mayores que 0.2 mientras que el 17% tienen excentricidades superiores a 0.5.) Esto es no un efecto de selección de observación, ya que un planeta puede ser detectada igual de bien sin tener en cuenta la excentricidad de su órbita . La prevalencia de las órbitas elípticas es un gran enigma, ya que las actuales teorías de formación planetaria sugieren fuertemente planetas deben formar con la circular (es decir, no excéntricos) órbitas. La prevalencia de órbitas excéntricas también puede indicar que el sistema solar es inusual, ya que todos sus planetas excepto Mercurio tienen órbitas casi circulares.
Sin embargo, se sugiere que algunos de los altos valores de excentricidad reportados para exoplanetas puede haber una sobreestimación, ya que las simulaciones muestran que muchas observaciones también son consistentes con dos planetas en órbitas circulares. Observaciones notificadas de planetas individuales en órbitas excéntricas moderadamente tienen alrededor de un 15% de probabilidad de ser un par de planetas. Esta mala interpretación es especialmente probable si los dos planetas orbitan con un 2: 1 resonancia. Un grupo de astrónomos ha concluido que "(1) alrededor del 35% de las soluciones de un solo planeta excéntricos publicados son estadísticamente indistinguible de sistemas planetarios en 2: 1 resonancia orbital, (2) otro 40% no puede ser estadísticamente distingue de una solución orbital circular "y" (3) planetas con masas comparables a la Tierra podrían estar escondidos en soluciones orbitales conocidas de súper-Tierras y planetas Neptuno masas excéntricas ".
Inclinación
Cuando un planeta se encuentra por el método de velocidad radial, su inclinación orbital i es desconocida y puede variar de 0 a 90 grados. El método no es capaz de determinar la masa real ( M ) del planeta, sino que da un límite inferior para su masa M el pecado i . En unos pocos casos un exoplaneta aparente puede ser un objeto más masivo tal como un enano enano o rojo marrón. Sin embargo, la probabilidad de un valor pequeño de i (digamos menos de 30 grados, lo que daría una verdadera masa de al menos el doble del límite inferior observado) es relativamente baja (1- (???3) / 2 ??? 13%) y por lo tanto más planetas tendrán verdaderas masas bastante cercanos al límite inferior observado. Además, si la órbita del planeta es casi perpendicular a la línea de visión (es decir, i cerca de 90 °), el planeta puede también ser detectado a través del método de tránsito. La inclinación entonces será conocida, y la verdadera masa del planeta se puede encontrar. Además, las observaciones astrométricas y consideraciones dinámicas en sistemas de múltiples planetas a veces pueden proporcionar un límite superior a la verdadera masa del planeta.
A partir de septiembre de 2011, todos menos 50 de los muchos exoplanetas conocidos tienen más de diez veces la masa de la Tierra. Muchos son considerablemente más masivo que Júpiter, el planeta más masivo del Sistema Solar . Sin embargo, estas altas masas son, en gran parte debido a una observación efecto de selección: todos los métodos de detección son más propensos a descubrir planetas masivos. Este sesgo hace análisis estadístico difícil, pero parece que los planetas de baja masa son en realidad más comunes que los de mayor masa, al menos dentro de un amplio rango de masas que incluye todos los planetas gigantes. Además, el descubrimiento de varios planetas sólo unas pocas veces más masivos que la Tierra, a pesar de la gran dificultad de detectarlos, indica que estos planetas son bastante comunes.
Los resultados de los primeros 43 días de lamisión Kepler "implican que los pequeños planetas candidatos con períodos de menos de 30 días son mucho más comunes que las grandes candidatos a planetas con períodos de menos de 30 días y que los descubrimientos terrestres son el muestreo del tamaño grande cola de la distribución del tamaño ".
La densidad y composición a granel
Si un planeta es detectable por tanto la velocidad radial y los métodos de tránsito, entonces tanto su verdadera masa y su radio pueden ser encontrados. Densidad del planeta se puede calcular entonces. Los planetas de baja densidad se infieren estar compuesto principalmente de hidrógeno y helio, mientras que los planetas de densidad intermedia se infiere tener agua como constituyente principal. Se cree que un planeta de alta densidad para ser rocoso, como la Tierra y los otros planetas terrestres del Sistema Solar.
Muchos exoplanetas en tránsito son mucho más grandes de lo esperado dada su masa, lo que significa que tienen sorprendentemente baja densidad. Se han propuesto varias teorías para explicar esta observación, pero ninguno ha sido todavía ampliamente aceptada entre los astrónomos.
Ambiente
Las mediciones espectroscópicas se pueden utilizar para estudiar la composición atmosférica de un planeta en tránsito. El vapor de agua, vapor de sodio, metano y dióxido de carbono se han detectado en las atmósferas de varios exoplanetas de esta manera. La presencia de oxígeno puede ser detectable por los telescopios terrestres. Estas técnicas pueden descubrir concebiblemente características atmosféricas que sugieren la presencia de la vida en un exoplaneta, pero no hay tal descubrimiento todavía no se ha hecho.
Otra línea de información sobre atmósferas exoplanetarios proviene de observaciones de las funciones de fase orbitales. Planetas extrasolares tienen fases similares a las fases de la Luna. Al observar la variación exacta de brillo con la fase, los astrónomos pueden calcular los tamaños de las partículas en las atmósferas de los planetas.
Luz estelar está polarizado por las moléculas atmosféricas; esto podría ser detectada con un polarímetro. Hasta el momento, un planeta ha sido estudiado por polarimetría.
Temperatura
Se puede estimar la temperatura de un exoplaneta en base a la intensidad de la luz que recibe de su estrella madre. Por ejemplo, el planeta OGLE-2005-BLG-390Lb se estima que tiene una temperatura superficial de aproximadamente -220 ° C (50 K). Sin embargo, estas estimaciones pueden ser sustancialmente en el error porque dependen generalmente desconocida del planeta albedo , y debido a factores tales como el efecto invernadero pueden introducir complicaciones desconocidas. Unos planetas han tenido su temperatura medida por la observación de la variación en la radiación infrarroja como el planeta se mueve en su órbita y está eclipsado por su estrella madre. Por ejemplo, el planeta HD 189733b se ha encontrado que tienen una temperatura promedio de 1.205 ± 9 K (932 ± 9 ° C) en su lado diurno y 973 ± 33 K (700 ± 33 ° C) en su lado nocturno.
Otras propiedades
En planetas del tama??o, la tect??nica de placas es m??s probable si hay oc??anos de agua;sin embargo, en 2007 dos equipos independientes de investigadores llegaron a conclusiones opuestas sobre la probabilidad de la tectónica de placas en grandessuper-tierras con un equipo diciendo que la tectónica de placas serían episódica o estancados y el otro equipo diciendo que la tectónica de placas es muy probable que en super- tierras, incluso si el planeta es seco.
Otras preguntas son cómo exoplanetas son propensos a poseer lunas y magnetosfera. Ninguna de estas lunas y magnetosfera todavía se han detectado, pero pueden ser bastante común.
Habitabilidad
Varios planetas tienen órbitas en de su estrella madre zona habitable, donde debe ser posible para que exista agua líquida y de la Tierra-como las condiciones que prevalezcan. La mayor parte de esos planetas son planetas gigantes más similares a Júpiter que a la Tierra; si alguno de ellos tiene grandes lunas, las lunas podrían ser una morada más plausible de la vida. Descubrimiento de Gliese 581 g, piensa que es un planeta rocoso que orbita en el centro de la zona habitable de su estrella, fue reclamado en septiembre de 2010 y, si se confirma, podría ser el planeta extrasolar más "similar a la Tierra" descubierto hasta la fecha. Sin embargo, la existencia de Gliese 581 g ha sido cuestionado o incluso descartados por otros equipos de astrónomos; que aparece como sin confirmar en La planetas extrasolares Enciclopedia. Posteriormente, sin embargo, el súper-Tierra Kepler-22b fue confirmado para estar en la zona habitable de su estrella, Kepler-22, el primer planeta de su tamaño confirmado para estar en esta zona. En septiembre de 2012, el descubrimiento de dos planetas que orbitan se anunció Gliese 163. Uno de los planetas, Gliese 163 c, aproximadamente 6,9 veces la masa de la Tierra y un poco más caliente, se consideró dentro de la zona habitable.
Diversas estimaciones se han realizado en cuanto a cómo muchos planetas podrían albergar vida sencilla o incluso inteligente. Sin embargo, estas estimaciones tienen grandes incertidumbres, debido a la complejidad de la vida celular puede hacer que la biogénesis altamente improbable. Por ejemplo, el Dr. Alan Boss de la Institución Carnegie de Ciencias estima que puede haber un "cien mil millones de" planetas terrestres en nuestra Vía Láctea, la galaxia, muchas de ellas con simples formas de vida . Él aún cree que podría haber miles de civilizaciones en nuestra galaxia. Un trabajo reciente de Duncan Forgan de la Universidad de Edimburgo también ha tratado de estimar el número de civilizaciones inteligentes en nuestra galaxia. La investigación sugiere que podría haber miles de ellos, aunque en la actualidad no hay evidencia científica para la vida extraterrestre. Estas estimaciones no tienen en cuenta la probabilidad desconocida de los orígenes de la vida, pero si la vida es originario, pueden propagarse entre los planetas habitables por natural o panspermia dirigida.
Datos del Catálogo de Exoplanetas Habitables (HEC) sugiere que, de los 859 exoplanetas que han sido confirmados como de 03 de enero 2013 , se han encontrado nueve planetas potencialmente habitables, y la misma fuente predice que puede haber 30 habitables lunas extrasolares alrededor de los planetas confirmados . El HEC también afirma, de los 15.874 eventos de cruce del umbral de tránsito (TCE), que se han repetido más de tres veces (lo que los hace más propensos a ser planetas reales) descubierto por la sonda Kepler hasta el 3 de enero de 2013, que 262 planetas (1,65% ) tienen el potencial de ser habitable, con un adicional de 35 "cálidos" planetas jovianos que pueden tener satélites naturales habitables.
En febrero de 2013, los investigadores calcularon que hasta un 6% de las pequeñas estrellas enanas rojas pueden tener planetas con características similares a la Tierra. Esto sugiere que podría haber hasta 4,5 mil millones de esos planetas dentro de nuestra galaxia, y, estadísticamente hablando, la "Tierra alienígena" más cercana al Sistema Solar podría ser 13 años luz de distancia.
