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 múltiples sistemas planetarios) se han identificado a partir del 22 de marzo de 2013. El Misión Kepler ha detectado más de 18.000 eventos de tránsito adicionales, incluyendo 262 que pueden ser planetas habitables. En la Vía Láctea, la galaxia, se espera que hay muchos miles de millones de planetas (al menos un planeta, en promedio, en órbita alrededor de la estrella, lo que resulta en 100-400000000000 exoplanetas), y muchos más cuerpos de masa planetaria orbitando la galaxia directamente de libre flotación. El exoplaneta conocido más cercano es Alfa Centauri Bb. Casi todos los planetas detectados hasta ahora son dentro de nuestra galaxia la Vía Láctea; Sin embargo, ha habido un pequeño número de posibles detecciones de planetas extragalácticos. Astrónomos de la Centro Harvard-Smithsoniano para Astrofísica (CfA) informó en enero de 2013, que "al menos 17 mil millones" Tamaño de la Tierra exoplanetas se estima que residen en la galaxia de la Vía Láctea.
Durante siglos, supone muchos filósofos y científicos que existían planetas extrasolares, pero no había manera de saber qué tan comunes eran o lo similares que podrían ser de los planetas del Sistema Solar . Varios reclamos de detección, a partir del siglo XIX, fueron finalmente rechazados por los astrónomos. La primera detección confirmada llegó en 1992, con el descubrimiento de varios planetas terrestres orbitando la masa púlsar PSR B1257 + 12. La primera detección confirmada de un exoplaneta orbitando una secuencia principal estrella fue hecha en 1995, cuando un planeta gigante fue encontrado en una órbita de cuatro días alrededor de la estrella cercana 51 Pegasi. Debido a la mejora de las técnicas de observación, la tasa de detecciones ha aumentado rápidamente desde entonces. Algunos exoplanetas han sido fotografiados directamente por los telescopios, pero la gran mayoría se han detectado a través de métodos indirectos, tales como mediciones de velocidad radial. Además de los exoplanetas ", exocomets ", cometas más allá de nuestro sistema solar , también se han detectado y pueden ser comunes en la galaxia de la Vía Láctea .
La mayoría de los exoplanetas conocidos son planetas gigantes se cree para parecerse a Júpiter o Neptuno , pero esto refleja una sesgo de muestreo, como planetas masivos se observan con mayor facilidad. Algunos exoplanetas relativamente ligeros, sólo un par de veces más masivos que la Tierra (ahora conocido con el término Super-Tierra), son conocidos también; estudios estadísticos indican ahora que en realidad superan los planetas gigantes, mientras que los descubrimientos recientes han incluido tamaño de la Tierra y los planetas más pequeños y un puñado que parecen exhibir otra Propiedades similares a la Tierra. Existen también 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 término "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 líquida en la superficie (y por lo tanto también la vida ), se ha intensificado el interés en la búsqueda de vida extraterrestre . Por lo tanto, la búsqueda de planetas extrasolares también incluye el estudio de la habitabilidad planetaria , que considera una amplia gama de factores en la determinación de la idoneidad de un planeta extrasolar por albergar vida.
El 7 de enero de 2013, los astrónomos de la Misión Kepler observatorio espacial anunció 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 detección
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 filósofo italiano Giordano Bruno, uno de los primeros de la de Copérnico teoría 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 están igualmente acompañadas de planetas. Fue quemado en la hoguera por la Inquisición romana en 1600, aunque sus puntos de vista sobre la astronomía 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 comparación con los planetas del Sol, escribió "Y si las estrellas fijas son los centros de sistemas similares, todos ellos serán construidos de acuerdo con un diseño y tema similar al dominio de uno".
En el siglo XIX Bahá'u'lláh, el profeta-fundador de la Fe Bahá'í, que pasó gran parte de su vida en la cárcel o el exilio por sus enseñanzas, declaró: "Cada estrella fija tiene sus propios planetas, y cada planeta sus propias criaturas, cuyo número 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 capitán. WS Jacob en la East India Company 's Madras Observatorio informó que las anomalías orbitales hicieron "muy probable" que había un "cuerpo planetario" en este sistema. En la década de 1890, Thomas JJ Sede de la Universidad de Chicago y la Observatorio Naval de los Estados Unidos declaró que las anomalías orbitales demostraron la existencia de un cuerpo oscuro en el sistema Ophiuchi 70 con una de 36 años período de alrededor de una de las estrellas. Sin embargo, Bosque Ray Moulton publicó un documento que demuestra que un sistema de tres cuerpo con esos parámetros orbitales sería altamente inestable. Durante los años 1950 y 1960, Peter van de Kamp de Swarthmore College hizo otra serie importante de reclamaciones de detección, esta vez para los planetas en órbita Estrella de Barnard. Los astrónomos ahora generalmente consideran todos los primeros informes de detección como errónea.
En 1991 Andrew Lyne, M. Bailes y SL Shemar afirmaron haber descubierto un planeta púlsar en órbita alrededor PSR 1829-10, usando variaciones en la sincronización púlsar. La reclamación recibida brevemente intensa atención, pero Lyne y su equipo pronto se retractó.
Descubrimientos confirmados
El primer descubrimiento publicado para recibir la confirmación posterior se hubiera efectuado en 1988 por los astrónomos canadienses Bruce Campbell, GAH Walker, y Stephenson Yang de Universidad de Victoria y Universidad de Columbia Británica. Aunque eran prudente sobre la reivindicación de una detección planetaria, sus observaciones de velocidad radial sugirieron que un planeta orbita la estrella Gamma Cephei. En parte debido a las observaciones estaban en los límites mismos de capacidades instrumentales de la época, los astrónomos se mostraron escépticos por varios años sobre esta y otras observaciones similares. Se pensaba algunos de los planetas aparentes lugar podría 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 último, en 2003, la mejora de técnicas permitieron la existencia del planeta por confirmar.
El 21 de abril de 1992 radioastrónomos Aleksander Wolszczan y Dale Frail anunció el descubrimiento de dos planetas en órbita alrededor del púlsar PSR 1257 + 12. Este descubrimiento fue confirmado, y generalmente se considera que es la primera detección 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 púlsar, en una segunda ronda de la formación de planetas, o de lo que son los núcleos rocosos restantes de los gigantes de gas que de alguna manera sobrevivieron a la supernova y luego decaído en su actual órbitas.
El 6 de octubre de 1995, Michel Mayor y Didier Queloz del Universidad de Ginebra anunció la primera detección 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, marcó el comienzo de la era moderna de descubrimiento de exoplanetas. Los avances tecnológicos, sobre todo en alta resolución de la espectroscopia , condujeron a la rápida detección de muchos nuevos exoplanetas: astrónomos pudieron detectar exoplanetas indirectamente midiendo su gravitacional influencia en el movimiento de sus estrellas madre. Más planetas extrasolares más tarde fueron detectados mediante la observación de la variación en la luminosidad aparente de una estrella como un planeta en órbita pasa frente a ella.
Inicialmente, los exoplanetas más conocidos eran planetas masivos que orbitaban muy cerca de sus estrellas madre. Los astrónomos se sorprendieron por estos " Júpiter calientes ", ya que las teorías de formación planetaria habían indicado que los planetas gigantes sólo deben formar a grandes distancias de las estrellas. Pero se encontraron con el tiempo más planetas de otros tipos, y ahora está claro que Júpiter calientes son una minoría de los exoplanetas. En 1999, Upsilon Andromedae se convirtió en la primera estrella de la secuencia principal conocida por tener múltiples planetas. Otros sistemas planetarios múltiples fueron encontrados posteriormente.
Al 22 de marzo de 2013, un total de 861 exoplanetas confirmados, están registrados en la Extrasolar Planets Encyclopaedia, incluyendo algunos que eran confirmaciones de reclamos polémicos desde finales de 1980. Esa cantidad incluye 677 sistemas planetarios, de los cuales 128 son múltiples 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 Misión Kepler ha identificado 2.321 candidatos planetarios asociados con 1790 estrellas anfitrionas, basado en los primeros dieciséis 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 tamaño, pero no en la zona habitable en el que puede existir agua líquida.
Los métodos de detección
Los planetas son extremadamente débil en comparación con sus estrellas madre. En longitudes de onda visibles, por lo general tienen menos de una millonésima del brillo de su estrella madre. Es difícil detectar una fuente de luz tenue tal, y además 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 desafío técnico.
Todos los exoplanetas que han sido fotografiados directamente son tanto grandes (más masivo que Júpiter ) y ampliamente separados de su estrella madre. La mayoría de ellos son también muy caliente, por lo que emiten intensa radiación infrarroja; las imágenes a continuación, se han hecho en infrarrojo donde el planeta es más brillante de lo que es en longitudes de onda visibles.
Aunque imagen directa puede ser más importante en el futuro, la gran mayoría de los planetas extrasolares conocidos sólo se han detectado a través de métodos indirectos. Los siguientes son los métodos indirectos que han demostrado ser útiles:
- Velocidad Radial o método Doppler
- Como un planeta orbita alrededor de una estrella, la estrella también se mueve en su propia pequeña órbita 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 líneas espectrales debido a la Efecto Doppler. Extremadamente pequeñas variaciones de velocidad radial se pueden observar, de 1 m / s, o incluso algo menos. Este ha sido, con mucho, el método más productivo de descubrir exoplanetas. Tiene la ventaja de ser aplicable a estrellas con una amplia gama de características. Una de sus desventajas es que no se puede determinar la verdadera masa de un planeta, pero sólo puede fijar un límite 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.
- Método de tránsito
- Si un planeta cruza (o tránsitos) delante del disco de su estrella madre, entonces el brillo observado de la estrella cae por una pequeña cantidad. La cantidad por la que la estrella se atenúa depende de su tamaño y del tamaño del planeta, entre otros factores. Este ha sido el segundo método más productivo de detección, a pesar de que sufre de una tasa importante de falsos positivos y la confirmación de otro método normalmente se considera necesario. El método de tránsito revela el radio de un planeta, y tiene la ventaja de que a veces permite que la atmósfera de un planeta a investigar a través de la espectroscopia .
- Variación Timing Transit (TTV)
- Cuando varios planetas están presentes, cada uno perturba ligeramente las órbitas de los otros. Las pequeñas variaciones en los tiempos de tránsito para un planeta pueden indicar así la presencia de otro planeta, que a su vez puede ser o no el transporte. Por ejemplo, las variaciones en los tránsitos del planeta WASP-3b sugieren la existencia de un segundo planeta en el sistema, la no-tránsito WASP-3c. Si existen varios planetas en tránsito en un solo sistema, a continuación, este método se puede utilizar para confirmar su existencia. En otra modalidad del método, 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 actúa como una lente, magnificando la luz de una lejana estrella de fondo. Los planetas que orbitan alrededor de la estrella lente pueden causar anomalías detectables en la ampliación, ya que varía con el tiempo. Este método ha resultado en sólo 13 detecciones a junio de 2011, pero tiene la ventaja de ser especialmente sensibles a los planetas en grandes separaciones de sus estrellas madre.
- Astrométricos
- Astrométricos consiste en medir con precisión la posición en el cielo de una estrella y la observación de los cambios en esa posición 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 pequeño, sin embargo, este método todavía no ha sido muy productivo. Se ha producido sólo unos pocos detecciones en disputa, aunque se ha utilizado con éxito para investigar las propiedades de los planetas que se encuentran en otras formas.
- Sincronización Pulsar
- La púlsar (el pequeño 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 púlsar, causarán anomalías leves en el calendario de sus pulsos de radio observadas. El primer descubrimiento confirmado de un planeta extrasolar fue hecho usando este método. Pero a partir de 2011, no ha sido muy productivo; cinco planetas se han detectado de esta manera, en torno a tres púlsares 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 radiación infrarroja. Características en los discos pueden sugerir la presencia de planetas, aunque esto no se considera un método de detección definitiva.
La mayoría de los planetas extrasolares confirmados se han encontrado usando telescopios terrestres. Sin embargo, muchos de los métodos pueden trabajar más eficazmente con los telescopios espaciales que eviten la neblina atmosférica y la turbulencia. COROT (lanzado diciembre de 2006) y Kepler (lanzado marzo de 2009) son las dos misiones espaciales actualmente activos dedicados a la búsqueda de planetas extrasolares. Telescopio Espacial Hubble y MÁS también han encontrado o confirmado unos pocos planetas. La Misión Gaia, que será lanzado en octubre de 2013, usará astrometría para determinar las verdaderas masas de 1.000 exoplanetas cercanos.
Definición
El funcionario definición de "planeta" utilizado por el Unión Astronómica Internacional (IAU) sólo cubre el Sistema Solar y por lo tanto no se aplica a los exoplanetas. A partir de abril de 2011, la única declaración de definición emitida por la IAU que se refiere a los exoplanetas es una definición de trabajo publicado en 2001 y modificado en 2003. Esa definición incluye los siguientes criterios:
- Los objetos con verdaderas masas por debajo de la masa límite para la fusión termonuclear del deuterio (calculado actualmente como 13 masas de Júpiter para objetos de metalicidad solar) que orbitan estrellas o remanentes estelares son "planetas" (no importa cómo se formaron). La masa / tamaño mínimo 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 límite para la fusión termonuclear del deuterio son " las enanas marrones ", sin importar cómo se formaron ni donde se encuentran ubicados.
- Objetos que flotan libremente en los cúmulos de estrellas jóvenes con masas por debajo de la masa límite para la fusión termonuclear del deuterio no son "planetas", pero son "sub-enanas marrones" (o el nombre que es el más apropiado).
Este artículo recoge la definición de trabajo anterior. Por lo tanto, sólo se discute planetas que orbitan estrellas o Las enanas marrones. (También ha habido varios descubrimientos comunicados de objetos de masa planetaria que no orbitan alrededor de cualquier órgano del que depende Algunos de estos pueden tener una vez perteneció al sistema planetario de una estrella antes de ser expulsado de él;. el término " planeta errante "se aplica a veces a tales objetos.)
Sin embargo, el Definición de trabajo de la UAI no es universalmente aceptada. Una sugerencia alternativa es que los planetas deben distinguirse de marrón empequeñece sobre la base de la formación. La opinión generalizada es que los planetas gigantes se forman a través de la acreción del núcleo, ya veces ese proceso puede producir planetas con masas superiores al umbral de la fusión de deuterio; pueden ya han observado planetas masivos de ese tipo. Este punto de vista también admite la posibilidad de sub-enanas marrones, que tienen masas planetarias pero forman como estrellas de la caída directa de las nubes de gas.
Además, el punto de corte de 13 masas de Júpiter no tiene significado físico preciso. Fusión 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 composición del objeto. La Extrasolar Planets Encyclopaedia incluye objetos de hasta 25 masas de Júpiter, diciendo: "El hecho de que no hay ninguna característica especial alrededor de 13 MJup en el espectro de masa observado refuerza la opción de olvidar este límite de masa", y el Exoplanetas Data Explorer incluye objetos de hasta 24 masas de Júpiter con el aviso: "La distinción 13 la masa de Júpiter por el Grupo de Trabajo UAI es físicamente desmotivado para planetas con núcleos rocosos y observacionalmente problemático debido al pecado i ambigüedad."
Nomenclatura
Estándar múltiple estrellas
La norma para nombrar exoplanetas es una extensión de la utilizada por el Catálogo de Washington Multiplicidad (WMC) para los sistemas estelares múltiples. Esta sección, por tanto, empezar por discutir brevemente el estándar WMC, que ha sido adoptada por la Unión Astronómica Internacional.
Bajo ese criterio, el miembro más 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 más sufijos con la etiqueta principal, empezando por las letras minúsculas para el segundo nivel jerárquico y luego los números de la tercera . Por ejemplo, si hay un sistema estelar triple en el que dos estrellas orbitan entre sí estrechamente, mientras que una tercera estrella está en una órbita más distante, las dos estrellas que orbitan cerca serían considerados un componente con dos subcomponentes. Ellos recibirían la Aa y Ab denominaciones, mientras que la tercera estrella recibiría la designación B. (Tenga en cuenta que, por razones históricas, 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 estándar formal daría sus designaciones como Alpha Centauri Aa, Ab y B, respectivamente.)
Estándar planeta extrasolar
Luego de una prórroga de la citada norma, el nombre de un exoplaneta normalmente se forma tomando el nombre de su estrella madre y añadiendo una letra minúscula. El primer planeta descubierto en un sistema se le dio la designación "b" y los planetas más tarde se dan cartas posteriores. Si varios planetas en el mismo sistema que se descubren al mismo tiempo, el más cercano a la estrella tiene la siguiente letra, seguido de los otros planetas en orden de tamaño orbital.
Por ejemplo, en el 55 Cancri sistema el primer planeta - 55 Cancri b - fue descubierto en 1996; dos planetas más lejanos adicionales fueron descubiertos simultáneamente en 2002 con la más 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 nombró a 55 Cancri e pesar de estar más cerca de la estrella de 55 Cancri b; y el planeta descubierto más 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 más alta en uso es "j", para el planeta sin confirmar HD 10180 J ( HD 10180 h es el planeta confirmado con la carta más alta).
Si un planeta orbita alrededor de un miembro de una estrella binaria del sistema, a continuación, una letra mayúscula para la estrella será seguido por una letra minúscula 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' después 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 Boötis generalmente se llama simplemente Tau Bootis b.
Si la estrella madre es una sola estrella, entonces todavía puede considerarse que tiene una designación "A", a pesar de la "A" no se escribe normalmente. El primer exoplaneta descubierto orbitando una estrella de este tipo podría 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 mayoría de los exoplanetas están en sistemas de estrellas individuales, lo implícito "A" designación fue simplemente cayó, dejando el nombre exoplaneta con la letra minúscula sólo: 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 minúsculas. Además, el nombre de base del sistema de la estrella en sí puede seguir varios sistemas diferentes. De hecho, algunas estrellas (por ejemplo, Kepler-11) sólo han recibido sus nombres debido a su inclusión en los programas de planetas de búsqueda, que antes sólo se refiere por su coordenadas celestes.
Planetas circumbinarios y 2010 propuesta
Hessman et al. Afirman que el sistema implícito para los nombres de exoplanetas fracasó totalmente con el descubrimiento de planetas circumbinarios. Señalan que los descubridores de los dos planetas alrededor HW Virginis trató de eludir el problema de nomenclatura llamándolos "HW Vir 3" y "HW Vir 4", es decir, el último es el cuarto objeto - estelar o planetaria - descubierto en el sistema. También señalan que los descubridores de los dos planetas alrededor NN Serpentis se enfrenta a múltiples sugerencias de distintas fuentes oficiales y finalmente optó 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 añadiendo los sufijos correspondientes al nombre formal de la estrella madre o el sistema estelar. La jerarquía superior se define por las letras mayúsculas, seguida de letras minúsculas, seguidos de números, etc. El orden de nombres dentro de un nivel jerárquico es para el orden de descubrimiento único. (Esta regla se corresponde con el presente convenio de denominación provisional WMC .)
- Regla 2. Siempre que la designación que lleva mayúscula falta, esto se interpreta como una forma informal con una "A" implícita salvo manifestación explícita. (Esta regla corresponde a la actual exoplaneta uso comunitario de planetas alrededor de estrellas simples.)
Señalan 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 Boötis 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 estándar en la Regla 1, una relación jerárquica se puede expresar mediante la concatenación de los nombres del sistema de orden superior y colocarlos en paréntesis, después de lo cual se añade 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 jerarquía expresada por la nomenclatura debe corresponder a los sistemas dinámicamente distintos (sub) en el orden de su importancia dinámica. Se debe hacer la elección de los niveles jerárquicos para enfatizar las relaciones dinámicas, si se conoce.
Ellos sostienen que el nuevo formulario utilizando paréntesis es la mejor para los planetas circumbinarios conocidos y tiene el efecto deseable de dar estos planetas etiquetas jerárquicas idénticos subnivel y nombres de componentes estelares que conforman el uso de estrellas binarias. Dicen que requiere el cambio de nombre completo de los dos únicos sistemas exoplanetarios: Los planetas alrededor de HW Virginis pasaría a llamarse HW Vir (AB) casa (AB) c, mientras que alrededor de NN Serpentis sería renombrada NN Ser (AB) casa ( AB) c. Además 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)" designación en el que el "(AB)" se quede fuera.
Los descubridores del planeta circumbinarios alrededor Kepler-16 siguió Hessman et al ". S propuesto esquema de nombres para denominar el cuerpo Kepler-16 (AB) -b, o simplemente Kepler-16b cuando no hay ambigüedad.
Otros sistemas de denominación
Otra nomenclatura, a menudo visto en la ciencia ficción, utiliza números 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 "Júpiter IV" para Calisto.) Sin embargo, un sistema de este tipo es poco práctico para uso científico, ya que los nuevos planetas se pueden encontrar cerca de la estrella, el cambio de todos los números.
Por último, varios planetas han recibido nombres no oficiales "reales": sobre todo Osiris ( HD 209458 b), Belerofonte ( 51 Pegasi b), Zarmina ( Gliese 581 g) y Matusalén ( PSR B1620-26 b). W. Lyra de la Instituto Max Planck de Astronomía ha sugerido nombres en su mayoría procedentes de la mitología romana, griega para los 403 candidatos a planetas extrasolares conocidos a partir de octubre de 2009. Pero la Unión Astronómica Internacional (IAU) no tiene actualmente planes para asignar nombres de este tipo de planetas extrasolares, teniendo en cuenta que no es práctico.
Propiedades generales
Número de estrellas con planetas
Programas de Planet-búsqueda han descubierto planetas que orbitan alrededor de una fracción importante de las estrellas que han mirado. Sin embargo, la proporción global de estrellas con planetas es incierto porque no todos los planetas todavía se pueden detectar. El método de velocidad radial y el método de tránsito (que entre ellos son responsables de la gran mayoría de las detecciones) son más sensibles a grandes planetas en órbitas pequeñas. Así, muchos exoplanetas conocidos son "Júpiter calientes": Planetas de Joviano masa o más grandes en pequeñas órbitas con periodos de sólo unos pocos días. 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 tardío F, G, o temprano- K sin una compañera estelar cercana. Además, se calcula que el 3% y el 4,5% de las estrellas similares al Sol poseen un planeta gigante con un período orbital de 100 días o menos, donde "planeta gigante" significa un planeta de al menos 30 veces la masa terrestre.
La proporción de estrellas con planetas más pequeños o más lejanos es menos seguro. Se sabe que los planetas pequeños (de masa más o menos similar a la Tierra o algo mayor) son más comunes que los planetas gigantes. También parece que hay más planetas en grandes órbitas que en órbitas pequeñas. 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 proporción 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 Vía Láctea, la galaxia, los autores de este estudio concluyen que "las estrellas se orbitaban por planetas como regla, no la excepción ".
Sea cual sea la proporción de estrellas con planetas, el número total de exoplanetas debe ser muy grande. Desde nuestra propia galaxia, la Vía Láctea tiene al menos 200 mil millones de estrellas, sino que también debe contener decenas o cientos de miles de millones de planetas.
Características de las estrellas que albergan planetas
La clasificación espectral
La mayoría conocidos exoplanetas orbitan estrellas más o menos similares a la del Sol , es decir, estrellas de secuencia principal de categorías espectrales F, G o K. Una de las razones es que la búsqueda de planetas programas han tendido a concentrarse en esas estrellas. Pero, además, el análisis estadístico indica que las estrellas de menor masa ( las enanas rojas , de categoría espectral M) son menos propensos a tener planetas lo suficientemente masivos para detectar. Estrellas de Categoría espectral A típicamente girar muy rápidamente, lo que hace que sea muy difícil de medir los pequeños desplazamientos Doppler inducidos por planetas en órbita ya que las líneas espectrales son muy amplias. Sin embargo, este tipo de estrella masiva finalmente se convierte en un refrigerador gigante roja que gira más lentamente y por lo tanto se puede medir usando el método de la velocidad radial. A principios de 2011 se habían encontrado unos 30 planetas tipo Júpiter 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 están en órbita alrededor de uno o más planetas del tamaño de Júpiter, frente a 1 en 16 para las estrellas similares al Sol y sólo 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 categoría O, que son mucho más calientes que nuestro Sol, producen una efecto de la foto-evaporación que inhibe la formación planetaria.
Metalicidad
Estrellas ordinarias se componen principalmente de los elementos ligeros de hidrógeno y helio . También contienen una pequeña proporción de elementos más pesados, y esta fracción 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 más probabilidades de ser encontrado metalicidad más alta es la de la estrella; sin embargo, planetas más pequeños están presentes alrededor de estrellas con una amplia gama de metalicidad. También se ha demostrado que las estrellas con planetas son más propensos a ser deficiente en litio .
Parámetros orbitales
astrometría tránsito sincronización | imágenes directas microlente | velocidad radial tiempo púlsar |
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 tamaño, la tectónica de placas es más probable si hay océanos 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.
