Los planetas extrasolares descubiertos hasta el momento pueden clasificarse en cuatro grupos:

• Análogos a Júpiter

• Gigantes excéntricos

• Júpiteres calientes

• Poco masivos

EXOPLANETAS ANÁLOGOS A JÚPITER

 Son exoplanetas gigantes gaseosos con excentricidades menores que 0,2, periodos superiores a 10 días y masas minimas semejantes a las de Júpiter. Por ejemplo 47 UMa b con M·sen i = 2,41·M_J, a = 2,10 UA, T = 1 095 días y ε = 0,096.

  Lo que se sabe sobre los nueve planetas de nuestro propio sistema solar ha servido de base para la teoría corrientemente aceptada de la formación planetaria, según la cual los planetas se forman a partir de un disco plano de gas y de polvo que se encuentra en rotación y que ocupa el plano ecuatorial de las estrellas. La materia del disco describiría órbitas circulares en el mismo plano y en la misma dirección en que lo hacen actualmente nuestros nueve planetas. Este enfoque impide que se formen planetas tanto en las zonas muy próximas a la estrella como en las muy alejadas, debido a la escasez de materiales para ello, que además se encuentran a temperaturas inadecuadamente altas o bajas, según sea el caso. Así, estos exoplanetas, pueden ser explicados con la misma teoría que explica la formación de nuestro sistema solar.

EXOPLANETAS GIGANTES EXCÉNTRICOS

Son gigantes gaseosos con una excentricidad superior a 0,2, un periodo superior a 10 días y una masa mínima de 0,1 veces la masa de Júpiter. Por ejemplo 70 Vir b que posee una excentricidad de ε = 0,4.

Las órbitas excéntricas han hecho cavilar a los astrónomos y les han obligado a revisar sus teorías. No habían pasado dos meses del descubrimiento del primer exoplaneta cuando ya los teóricos habían alumbrado nuevas ideas y modificado la teoría clásica de la formación de planetas. Por ejemplo, los astrónomos Pawel Artymowicz, de la Universidad de Estocolmo, y Patrick M. Cassen, del Centro de Investigación Ames de la NASA, recalcularon las fuerzas gravitatorias que intervienen mientras los planetas emergen de los discos de gas y de polvo que se observan en turbulento giro alrededor de estrellas jóvenes semejantes al Sol. Tales cálculos indican que las fuerzas gravitatorias ejercidas por los protoplanetas (planetas en proceso de formación) sobre los discos gaseosos y polvorientos crean "ondas de densidad" alternantes y en espiral, semejantes a los "brazos" de las galaxias espirales, que empujan a su vez a los planetas en formación, alejándolos del movimiento circular. No sería difícil que los planetas fuesen pasando de tener órbitas circulares a tenerlas elípticas y excéntricas a lo largo de millones de años.

Hay otra teoría que también da cuenta de las grandes excentricidades orbitales. Supóngase, por ejemplo, que Saturno hubiera crecido hasta un tamaño mucho mayor que el que tiene. No es absurdo pensar que las esferas de los cuatro planetas gigantes de nuestro sistema solar (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno) hubiesen sido más grandes si el disco protoplanetario original hubiera tenido más masa o hubiera seguido existiendo durante más tiempo. El sistema solar contendría entonces cuatro superplanetas, cada uno de los cuales ejercería fuerzas gravitatorias sobre los otros, con perturbaciones recíprocas de sus órbitas, que pudieran llegar a entrecruzarse.

Los resultados pudieran ser que algún superplaneta se viese atraído hacia el interior del sistema planetario, algún otro desplazado hacia su periferia y hasta puede que algún desgraciado resultase expulsado de él. Como bolas rebotando en una mesa de billar, los dispersos planetas gigantes podrían adoptar órbitas extremadamente excéntricas. Es interesante que este nuevo modelo del billar implique que tendría que ser posible detectar los grandes exoplanetas responsables de las órbitas excéntricas. Pudieran ser exoplanetas en órbitas más externas que las de los detectados hasta ahora. Una variante de este tema consiste en que fuese una estrella acompañante de la estrella central la encargada de dispersar gravitatoriamente las órbitas planetarias.

JÚPITERES CALIENTES

Són gigantes gaseosos que poseen órbitas muy pequeñas (~ 0,1 UA) y poco excéntricas, sus periodos son menores de 10 días y su masa mínima es superior a una décima parte de la masa de Júpiter (M·sen i > 0,1 · M_J). Como por ejemplo 51 Peg b, con a = 0,051 2 UA, T = 4,23 días y ε = 0,013.

Los más extraños de los nuevos planetas son los llamados Júpiteres calientes, que muestran semiejes mayores inferiores a 0,5 UA. Estas órbitas son pequeñas, con periodos de varios días, pese a lo cual los planetas son tan grandes como el mayor de los de nuestro sistema solar e incluso más. Sus corrimientos Doppler indican que describen órbitas circulares.

Los Júpiteres calientes desafían la teoría corriente de formación planetaria, según la cual los planetas gigantes como Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno tienen que formarse en las porciones más externas y frías de los discos protoplanetarios y a una distancia mínima de cinco veces la que hay entre la Tierra al Sol (5 UA). Entre los teóricos circula una teoría modificada de la formación planetaria que trata de explicar esas anomalías. Los astrónomos Douglas N.C. Lin y Peter Bodenheimer, ambos de la Universidad de California en Santa Cruz, y Derek C. Wilson, de la Universidad de Washington, amplían el modelo clásico arguyendo que un joven protoplaneta que se desgajase de un pesado disco protoplanetario grabaría en él un surco que lo dividiría en una sección interior y otra exterior. El disco interior disiparía energía a causa de la fricción dinámica, haciendo que tanto su material como el propio protoplaneta se acercasen a la estrella siguiendo órbitas espirales y terminasen por precipitarse sobre ella.

La salvación del planeta proviene de la rápida rotación de las estrellas jóvenes, que giran sobre sí mismas cada cinco o diez días. Al acercarse a su estrella, un planeta producirá en ella mareas ascendentes, como las que produce la Luna sobre la Tierra. Con la estrella girando sobre sí misma más rápidamente de lo que el protoplaneta describe la órbita en su derredor, la estrella tenderá a desarrollar un abombamiento cuya gravedad tirará del planeta hacia delante. Este efecto tenderá a lanzarlo hacia una órbita mayor, deteniendo así su mortífera espiral hacia dentro.

Tal recurso hace que el protoplaneta mantenga precariamente la estabilidad de su órbita, logrando un delicado equilibrio entre el rozamiento del disco y el tirón hacia adelante de la estrella giratoria. Incluso antes del descubrimiento de los Júpiteres calientes, Lin había predicho que Júpiter tendría que haber caído sobre el Sol durante su formación. Si así fuera, ¿cómo sobrevivió? Quizá nuestro sistema solar contuviera otros "Júpiter" que realmente describieron sus espirales hasta caer en el Sol, dejando a nuestro Júpiter como único superviviente.

Tal vez Júpiter se formase hacia el final de la vida de nuestro disco protoplanetario o quizás éste no contuviera gas y polvo suficientes para ejercer la fuerza de marea necesaria para arrastrarlo. Puede que los discos protoplanetarios presenten gran variedad de masas, desde unas pocas hasta varios centenares de veces la de Júpiter, en cuyo caso la diversidad de los nuevos planetas pudiera corresponder a diferentes masas o a diferentes períodos de vida de los discos, quizás incluso a diferentes entornos, incluyendo la presencia y la ausencia de estrellas próximas emisoras de radiación.

EXOPLANETAS POCO MASIVOS

Son exoplanetas cuya masa no supera una décima parte de la de Júpiter. Por ejemplo 55 Cancri e con a = 0,038 UA, T = 2,81 días, ε = 0,17 y M ·sen i= 0,044 7·M_J.

Se conocen pocos exoplanetas de este tipo debido a la dificultat que aún existe para su detección. Cabe esperar que en los próximos años su número aumente al entrar en funcionamiento nuevos equipos. Entre ellos deberan estar los planetas con posibilidad de vida extraterrestre semejantes a la Tierra.