PLANETAS EXTRASOLARES

¿Cómo son los exoplanetas?


Pocas características se conocen de los planetas extrasolares ya que las técnicas de observación actuales no permiten la obtención de muchos datos. Sin embargo se han podido determinar los parámetros más básicos de sus órbitas y una cota inferior para sus masas. Casi todos los exoplanetas (ver catálogo) de cuya existencia se tiene firme constancia han sido descubiertos por el método de las velocidades radiales.   Orbitan alrededor de estrellas normales de la secuencia principal que están consumiendo hidrógeno, de tipo espectral G, F y K. Las masas de la mayoría de estas estrellas son parecidas a la del Sol, variando entre 0,7 veces para la estrella HD 160691 hasta 1,35 veces la masa del Sol de la estrella OGLE-TR-132. Están situadas a una distancia de la Tierra entre 40 y 300 años luz (en la escala logarítmica de la figura adjunta entre log 40 = 1,6 y log 300 = 2,5). Las más alejadas son las cuatro OGLE-TR situadas a unos 1 500 pc.

 

Figura 1. Órbita del exoplaneta 51 Peg b, muy cercana a su estrella 51 Peg y más interna que la órbita de Mercurio.

Figura 2. Gráfico de períodos en días, escala logaritmica, en función de la masa mínima, también en escala logaritmica, de los exoplanetas conocidos.

Figura 3. Gráfico de masas mínimas, escala logarítmica, respecto a semiejes mayores, en escala logarítmica, de los exoplanetas.

Figura 4. Comparación de la órbita excéntrica del exoplaneta HD 141937 b con las órbitas de los planetas internos de nuestro sistema solar.

Figura 5. Gráfico donde se representa el semieje mayor en escala logarítmica respecto a la excentricidad de las órbitas. Como referencia se ha situado la posición de varios planetas de nuestro sistema solar.

Figura 6. Diagrama donde se representa la masa de los exoplanetas respecto a su semieje mayor. Obsérvese que la mayoría que se han descubierto son exoplanetas masivos cercanos a la estrella.

 

PERIODOS

El descubrimiento del primer exoplaneta, el 51 Pegasi b, lo realizaron Michel Mayor y Didier Queloz en 1995. Se trata de un exoplaneta que orbita alrededor de la estrella 51 Pegasi, ligeramente más masiva que el Sol (1,06·MS) y miles de millones de años más vieja. Sus características no son nada comunes si lo comparamos con los planetas de nuestro sistema solar. Es un exoplaneta más pequeño que Júpiter, pero mayor que Saturno. Su masa es por lo menos igual al 47 % de la masa de Júpiter. Pero lo más curioso es que su periodo orbital es de sólo 4,23 días, menos de una vigésima parte del de Mercurio, que es de 88 días.

En la figura 1 se ha representado su órbita comparada con la de Mercurio. Obsérvese la proximidad a la estrella de la órbita del planeta. Este periodo tan corto conducen a un movimientos muy rápido. Así 51 Peg b se mueve a una velocidad de 482 637 km/h = 134 km/s, mientras que la Tierra se desplaza a una velocidad de casi 30 km/s.

Unos 25 exoplanetas (alrededor del 19 % del total), la mayoría del tamaño de Júpiter, tienen un periodo orbital que no supera la semana: debido a su gran masa y a su proximidad a la estrella, se les llama " Júpiteres calientes". El record de menor periodo lo ostenta actualmente el planeta OGLE-TR-56 b con 1,2 días, es decir, sólo 36 horas! Estos periodos tan cortos no son nada habituales en nuestro sistema solar. Sin embargo resulta que son fácilmente detectables con los medios actuales y es por ello que se han detectado ellos primero antes que otros planetas con mayores periodos.

  En el gráfico de la figura 2 se observa que prácticamente la mitad de los exoplanetas (un 52 %) tienen un periodo inferior al año terrestre (1 año = 365 días) y el 66 % inferior al de Marte (1,88 años = 686 días).

Hasta el momento sólo se conocen dos exoplanetas cuyo periodo orbital rebasa el de Júpiter (11,83 años = 4 318 días), uno de ellos és el 55 Cancri d, con un periodo de 14,7 años (5 360 días) y el exoplaneta 2M1207 b con un periodo superior a 2 450 años. También el exoplaneta ε Eridani c podría superar los 280 años, pero no se ha confirmado. Sin embargo estos exoplanetas son más difíciles de detectar que los que tienen periodos cortos. Los de periodos cortos producen perturbaciones en la estrella fáciles de detectar siguiéndola durante varios meses o años. Cabe esperar, pues, que en un futuro próximo se descubran muchos más exoplanetas de periodo largo.

SEMIEJES MAYORES

En cuanto a las distancias medias a la estrella (semiejes mayores, ver gráfico de la figura) también sorprenden los valores, ya que son muy bajas comparadas con las de nuestro sistema solar. Un ejemplo es la órbita del exoplaneta 51 Peg b representada en la figura 1.

El 60 % de los exoplanetas descubiertos tienen semiejes mayores menores que el de la Tierra (1 UA) y el 75 % menores que el de Marte (1,5 UA). Podemos decir que la mayoría de planetas extrasolares detectados hasta el momento se hallan a distancias entre 0,04< UA (Mercurio se halla a 0,39 UA, 10 veces más lejos) y 5,00 UA, por tanto más cerca que Júpiter que está a 5,20 UA.

Este hecho es un importante escollo a la hora de explicar su formación ya que según los modelos vigentes, extraídos de las características de nuestro sistema solar, los planetas masivos no deberían hallarse tan cerca de su estrella. Para explicar su ubicación se supone que se han formado en regiones más alejadas y, posteriormente y por diferentes causas, han migrado hacia órbitas más próximas a la estrella.

Por otra parte no debemos pensar que los sistemas extrasolares son muy diferentes al nuestro. Los planetas detectados son los que puede detectar la tecnología actual y sistemas solares como el nuestro, con planetas gigantes alejados, con planetas pequeños y rocosos, con bajas excentricidades,... también se descubriráncon el tiempo.

EXCENTRICIDADES

En cuanto a las excentricidades también los exoplanetas nos sorprenden con valores elevados respecto a las bajas excentricidades de los planetas de nuestro sistema solar. Así, por ejemplo, el planeta HD 141937 b tiene una excentricidad ε = 0,41. Como se observa en la figura 4 si este planeta orbitara el Sol tendría un perihelio entre la órbita de Venus y la de la Tierra, mientras que su afelio estaría situado más allá de la órbita de Marte. Para valores de las excentricidades de los planetas del sistema solar ver tabla en ¿Qué es un planeta?.

Es conocido que los valores de la excentricidades para las elipses son mayores que 0 y menores que 1 (0 < ε < 1). La circunferencia tiene un valor de 0  y la parábola 1 (Ver la 1ª ley de Kepler). Los exoplanetas conocidos presentan toda la gama de valores posibles. Se observa en en gráfico de la figura 5 que al aumentar el semieje mayor aumentan también< los valores de las excentricidades. Así los exoplanetas más cercanos presentan órbitas más circulares que los que están más alejados. En nuestro sistema solar el planeta Mercurio, el más interno, es el segundo en excentricidad (0,206) después de Plutón (0,249).

Los exoplanetas con órbitas que se alejan de la circunferencia, exoplanetas gigantes excéntricos, producen sistemas planetarios inestables, que con el paso del tiempo pueden provocar la caída de los planetas hacia la estrella o su alejamiento. Todo lo contrario de nuestro sistema solar, muy estable, con valores de excentricidades e ~ 0 (Ver tabla).

MASAS MÍNIMAS

Las masas mínimas de los exoplanetas tienen su cota inferior en el exoplaneta HD 160691 d. Su masa mínima es 0,042 veces la masa de Júpiter, por tanto algo menor que Urano que posee una masa de 0,046 veces la masa de Júpiter.Esto corresponde a una 13 veces la masa de la Tierra. Son los exoplanetas poco masivos.

La cota superior de masas mínimas corresponde al límite permitido por la definición de planeta, unas 13 veces la masa de Júpiter. Los cuerpos que superan este valor son considerados enanas marrones.

Abundan entre los exoplanetas las masas elevadas como se aprecia en el gráfico de la figura 6. Todos ellos son exoplanetas gigantes gaseosos semejantes a los planetas más masivos de nuestro sistema solar (Júpiter, saturno, Urano y Neptuno). Sin embargo se supone que también abundarán los más pequeños, rocosos como la Tierra o Marte, aunque todavía son difíciles de detectar debido a que presentan deben presentar masas muy pequeñas y producen perturbaciones muy difíciles de detectar en su estrella. No cabe duda que estos exoplanetas poco masivos son los más interesantes ya que son los únicos que pueden albergar vida.

Debe señalarse que estos valores corresponden a una cota mínima y todos los valores aquí señalados serán mayores cuando pueda determinarse la inclinación de la órbita respecto a la línea de observación.

EL EXOPLANETA HD 209458 b

Figura 7. Posición de la estrella HD 209458 en la constelación del Pegaso.  

Figura 8. Comparación de la órbita del exoplaneta HD 209458 b con las órbitas más internas del sistema solar. Obsérvese que HD 209458 b está mucho más cerca que Mercurio de su estrella. Este hecho ocasiona un periodo muy corto de sólo 3,53 días (Mercurio lo tiene de 88 días) y la expulsión del hidrógeno de su atmósfera debido a la elevada temperatura.

 

Figura 9. Recreación artística del exoplaneta HD 209458 b perdiendo atmósfera debido a su proximidad a la estrella que orbita.

El planeta HD 209458 b,un Júpiter caliente, fue descubierto mediante la técnica de las velocidades radiales. Sin embargo es el primer exoplaneta que ha podido ser observado por el método de tránsitos. Ello ha permitido conocer un mayor número de características. Así se ha calculado que posee un radio algo superior al de Júpiter (R = 1,27 ± 0,02·RJ ) y la inclinación de la órbita según la dirección de observación vale i = 87,1 ± 0,2º.

Este dato permite deducir su masa a partir del valor de la masa mínima obtenida por el método de las velocidades radiales: M = 0,69·MJ/ sen i = 0,69·MJ/sen 87,1º ≈ 0,69·MJ, es decir una masa correspondiente al 69 % de la masa de Júpiter o 2,3 veces la masa de Saturno.

Con estos datos es posible calcular su densidad que resulta ser ρ ≈ 0,38 g/cm3, un valor significativamente más bajo que el correspondiente a Saturno (ρ = 0,70 g/cm3), el planeta más ligero del sistema solar. También puede determinarse la aceleración de la gravedad en su superficie (g ~ 9,7 m/s2), semejante a la de la Tierra y algo superior a la de Saturno (g = 8,96 g/cm3).

Durante la observación de los tránsitos  del exoplaneta por delante de la estrella HD 209458 b, una pequeña fracción de la luz de la estrella pasó a través de la atmósfera del exoplaneta. Cuando se analizó el espectro obtenido de la luz estelar, se detectó la huella del sodio, Na. La estrella tiene sodio en sus partes externas, pero el espectroscopio del Telescopio Espacial H ubble HST detectó un diminuto valor agregado de sodio: el de la atmósfera del exoplaneta. Ahora bien, cuando se realizaron las mediciones de sodio que arrojaban las tomas espectrales, se pudo determinar la menor existencia de sodio de la esperada para un exoplaneta semejante, en tamaño, a Júpiter. Lo anterior, no fue una sorpresa inesperada pero sí muy interesante, ya que permite suponer que su atmósfera se está desprendiendo del objeto y, además, que sus nubes de gran altura bloqueen parte de la luz estelar.

Así el exoplaneta HD 209458 b es el primero en el que se halla una atmósfera. También con la ayuda del telescopio espacial Hubble, los astrónomos pudieron llegar a la conclusión que el exoplaneta HD 209458 b, con una órbita tan cercana a su estrella anfitriona, expele su atmósfera hacia el espacio en una cantidad estimada en 10 000 toneladas de hidrógeno por segundo, una pérdida de masa "tan grande" que lleva a pensar que podría terminar desapareciendo engullido por su propia anfitriona. Las observaciones que fueron captadas por el HST, demuestran que la atmósfera de hidrógeno, caliente y dilatada, se está evaporando, formando una "gigantesca estela", que se extiende por más de 200 000 km, y que se asemeja muchísimo a la cola de un cometa. Esa atmósfera del exoplaneta debe de estar a unos 1 100° C de temperatura, debido a la proximidad a su estrella HD 209458.

Pero HD 209458 b tenía una primicia más que mostrar. Este exoplaneta, con una lista asombrosa de originales detecciones astronómicas primarias entre los planetas extrasolares que se han descubierto como ser, el primero que se le detecta transitando frente a su estrella; el primero que se le descubrió una atmósfera; el primero que se le encontró hidrógeno evaporándose desde su atmósfera, tenía que agregar una más a su historial: el primero al cual se le halla oxígeno y carbono en su atmósfera.

El mismo equipo de científicos que se ha concentrado en el estudio de este exoplaneta ha procedido a rebautizarlo con el nombre de Osiris, el dios egipcio que al perder parte de su cuerpo –como sucede con HD 209458  b– su hermano procedió a darle muerte y cortarlo en pedazos con el objeto de impedir su vuelta a la vida.



Departament de física i química


Antoni Salvà i Tomàs
EXOPLANETAS