Sistemas planetarios más allá del Sistema Solar

Durante los días 27 al 29 de agosto, la Universidad Autónoma de Madrid ha organizado el curso de verano “Sistemas planetarios más allá del Sol” en la residencia “La Cristalera”, localizada en la sierra madrileña. A continuación proporcionamos un resumen de las charlas impartidas por los diversos ponentes, todos ellos reconocidos investigadores en sus respectivos campos.

Carlos Eiroa durante la inauguración del curso.

Formación de Estrellas y Planetas
Ricardo Hueso
Universidad del País Vasco

La primera charla del curso de veranos nos ha mostrado claramente la extraordinaria planetodiversidad que se ha puesto de manifiesto desde los descubrimientos iniciales en 1993 (planetas alrededor de estrellas de neutrones) y 1995 (alrededor de estrellas similares al Sol). El Sistema Solar se nos presenta entonces como un caso particular, con una diferenciación clara entre su parte interna y la parte más externa. Un aspecto interesante es que el isótopo del alumino 26Al, con una vida media para su desintegración radiactiva de unos 0.75 millones de años, se puede utilizar para la datación del Sistema Solar, permitiendo afirmar que la nebulosa inicial a partir de la cual se formó fue enriquecida poco antes por una supernova cercana. En cualquier caso, los discos circunestelares son representan consecuencias necesarias en la formación de una estrella. En ellos, existe una evolución del gas y el polvo que los conforman, así como una condensación de hielos.

Ricardo Hueso al comienzo de su presentación sobre la formación de estrellas y sistemas planetarios.

En el Sistema Solar, los planetas gigantes se formaron a partir de núcleos de material helado, creados durante los primeros 5 millones de años. Con posterioridad, comenzaron a acretar el gas cercano presente en disco circunestelar. La nebulosa de gas se disiparía en los primeros 10 millones de años años. Los planetas telúricos se formaría más tarde, a partir de los planetesimales. Las regiones de formación de planetas gigantes y de tipo terrestres fueron distintas, y parece ser que hubo una migración, bastante lenta en el caso de Urano y Neptuno (en un proceso que duraría unos 100-500 millones de años). Habría habido un gran bombardeo tardío que duró unos 700 millones de años. Las primeras señales de vida en la Tierra aparecerían unos 1000 millones de años después de la formación del Sistema Solar. Con posterioridad ha habido una importante evolución atmosférica y biológica, con impactos cada vez menos frecuentes.

Los primeros cinco millones de años.

Una vez que la temperatura baja lo suficiente como para que los hielos se condensen, se forman pequeñas partículas, que se depositan sobre el plano del disco. Así, el hielo crece por agregación hasta pocos centímetros de diámetro. La agregación sigue, hasta formarse los planetesimales, hasta 10 km, En ese momento, la gravedad empieza a ser relevante, y la agregación comienza a ser más rápida.

A Mercurio, Marte y a los asteroides en el cinturón les falta masa. ¿Qué es lo que ha ocurrido? Es una evidencia de que parte de la masa fue expulsada. Fue debido a la fuerte atracción gravitatoria sobre los planetesimales que estuvieron presentes en las órbitas de Marte y el cinturón. En el caso de Mercurio, es el propio Sol el que causo este efecto.

La formación de planetas gigantes presenta las siguientes características:
- Se forman a partir de planetesimales ricos en agua.
- Agrupamiento hasta protoplanetas de 5-10 la masa de Tierra en unos 5-10 millones de años.
- Acretamiento posterior del gas.

De ser este modelo correcto, en el núcleo de Júpiter debería haber un núcleo de esta masa, esencialmente de hielo. Este modelo predice que la composición de gases nobles, que no se condesan, debería ser la misma que la del Sol. Sin embargo, Galileo midió una abundancia aproximadamente el doble que la solar. Un modelo alternativo implica que la nebulosa protosolar debería tener una masa mucho mayor. El disco, muy masivo, se fragmentaría en una formación similar a la de las estrellas, pero daría lugar a la formación muy rápida de demasiados planetas. Además, no se formarían planetas en el interior. Tal vez no sea adecuado para el Sistema Solar, pero sí para sistemas exoplanetarios con planetas muy masivos.

Migración de planetas: interacción planeta-disco, en un planeta de baja masa, incluyendo:
- Movimientos hacia el interior de manera muy rápida (migración de tipo I).
- Si el planeta es de alta masa, la migración es de tipo II, y vacía gran parte del disco. La migración es muy lenta. Estos huecos pueden ser medidos con la instrumentación actual.
- Un tipo III de migración, desbocada, hacia dentro o fuera.

De planetesimas a planetas en 100 millones de años.-

Las simulaciones que intentan dar cuenta de la formación de planetas telúricos que ocurrirían durante los primeros 100 millones de años, son de gran complejidad. El crecimiento oligárquico, simulaciones son caóticas (estocásticas), que dependen fuertemente de los parámetros iniciales.

El Sistema Solar
Frank Marchis
Departamento de Astronomía, Universidad de California, Berkeley, y SETI Institute

Esta presentación no ilustra sobre las características del Sistema Solar en el contexto exoplanetario, haciendo hincapié en los planetas de tipo terrestres y en Júpiter y Saturno resaltando sus similitudes y diferencias.

Los planetas telúricos, incluyendo ilustraciones correspondientes a sus respectivas atmósferas. Imagen tomada de la presentación de Franck Marchis.

Un aspecto muy importante es la comparación entre los planetas telúricos, incluyendo desde a geología hasta la atmósfera. La evolución de la actividad tectónica es importante para el mantenimiento de vida sobre nuestro planeta. Sin embargo, ¿de dónde viene la diferencia entre las características físicas y químicas de las atmósferas?

Los procesos geológicos y atmosféricos crean el ciclo de agua en nuestro planeta, algo que es verdaderamente único. También existe un ciclo de dióxido de carbono, concentrado en los océanos y las rocas del fondo marino. Así que ambos interactúan fuertemente.

Métodos de detección de planetas extrasolares: propiedades y características
Gael Chauvin
Observatorio de Grenoble

Una muy interesante y completa introducción de la historia de los descubrimientos y de las metodologías (indirectas, tales como velocidad radial, “timing” en púlsares, microlente gravitacionales, tránsitos; e imagen profunda, tales como tránsito secundario y clásico).

La técnica de la velocidad radial

El método de la velocidad radial nos permite indagar sobre las propiedades orbitales y físicas en la parte más interna de los sistemas exoplanearios, hasta unas cinco unidades astronómicas (la distancia media entre la Tierra y el Sol, equivalente a 150 millones de kilómetros). La frecuencia de exoplanetas, en una muestra total de unas 4000 estrellas, es del 7 %, con masas entre 7 veces la masa de la Tierra y 20 veces la masa de Júpiter, y todo tipo de excentricidades en las órbitas.

Gael Chauvin mostrando imágenes obtenidas por la técnica de óptica adaptativa.

Estructura de la atmósfera mediante los tránsitos. Es reseñable la importancia de eliminar las falsas detecciones debido a eclipses parciales de binarias estelares, o por enanas marrones. La combinación de los datos de los tránsitos con la información que nos proporciona la técnica de velocidad radial, nos muestra que las densidades de los exoplanetas (y las estructuras internas) son muy distintas. Además. Este método nos permite recolectar información sobre la posible atmósfera y las propiedades superficiales del exoplaneta, mediante el estudio de los inicios y finales de los eclipses, y también durante los eclipses secundarios (por la emisión térmica el propio planeta) o por los efectos de la irradiación según la fase orbital.

Imágenes profundas

La exploración de la parte más externa por imagen profunda. La óptica adaptativa, junto a la coronografía, han supuesto una verdadera revolución, y han permitido la obtención de la primera imagen de un exoplaneta por imagen directa: 2M1207. Este sistema, formado por una enana marrón y un exoplaneta, nos plantea grandes problemas sobre su propia formación.

Enanas marrones: relación con planetas gigantes
María Rosa Zapatero
Instituto de Astrofísica de Canarias

Las Enanas marrones, objetos subestelares caracterizados por la ausencia de reacciones nucleares, representan en el eslabón intermedio entre las estrellas y los exoplanetas. Así, el estudio de ellos desde una visión global, nos proporciona un tapiz completo con detalles sobre sus propiedades y evolución.

Espectros infrarrojos de dos enanas marrones de tipo espectral T y de varios planetas gigantes y de tipo terrestre pertenecientes al Sistema Solar. Imagen tomada de la presentación de M.R. Zapatero Osorio,

Utilizando un espectro de transmisión de la Tierra, obtenido recientemente durante el eclipse de Luna del pasado día 15, nos ha mostrado diferentes compuestos moleculares que podrían ser utilizados como biomarcadores, como es el caso de oxígeno molecular, ozono, dióxido de carbono y metano.

Discos exoplanetarios: análogos extrasolares del Cinturón de Kuiper y de la Luz Zodiacal
Amaya Moro-Martín
Princeton University

Las estrellas de cierta edad, superiores a los 10 millones de años, pueden poseer unos tenues discos de polvo con una masa similar a la de la Luna y localizados en un toro con radio mínimo de unas 10 unidades astronómicas (UA) y máximo de unas 100 UA. Se suelen detectar como luz dispersa en el óptico e infrarrojo cercano, o por emisión térmica (en el infrarrojo medio hasta milimétrico). Estos discos están formados por material procesado, no por polvo formado durante la evolución inicial de la estrella y de su disco circunestelar (que ha podido dar lugar a la formación de un sistema planetario). Por tanto, la presencia de un disco de este tipo implica la presencia de planetesimales, que son los bloques iniciales en la formación de planetas.

Amaya Moro-Martín durante su presentación.

En el Sistema Solar, la masa del cinturón de Kuiper (de su disco de debris) es de una diez milésima de la masa de la Luna. Así, la cantidad de materia de un cinturón disminuye por la propia erosión (al colisionar entre si inducidas por objetos del tamaño de Plutón) y por eyecciones dinámicas (expulsión más allá del Sistema Solar debida a la migración de planetas). Esto se produjo durante los primeros 700 millones de años (el denominado bombardeo pesado tardío). También hay colisiones entre planetesimales que dan lugar una gran cantidad de polvo. Un ejemplo sería la familia de asteroides Veritas, que sería responsable del 25 % de la luz zodiacal y que tal vez se produjo por colisión hace unos 8 millones de años.

Planetas extrasolares terrestres
Helmut Lammer
Space Research Institute. Graz. Austria

El estudio comparativo de los objetos pertenecientes al Sistema Solar pone de manifiesto que un aspecto muy importante es el hecho que los objetos tipo Tierra también incluyen algunos satélites que orbitan en torno a Júpiter y Saturno, tales como Titán. Este tipo de astros también pueden encontrarse en un sistema exoplanetario, y en principio podría tener las características adecuadas para desarrollar actividad biológica.

Clasificación de los planetas y satélites masivos según sus propiedades y sus condiciones de habitabilidad. Imagen tomada de la presentación de Helmut Lammet.

La zona de habitabilidad clásica es aquella en la cual las condiciones astronómicas, geofísicas y climatologías permiten la presencia de agua líquida en la superficie del planeta o satélite. Sin embargo, puede realizarse una clasificación más sofisticada que el la que diferentes ambientes y posibles biosferas son consideradas (con cuatro posibles ambientes, dependiendo de las condiciones iniciales y de la evolución). De especial importancia es la tectónica de placas, que controla parcialmente la composición y condiciones físicas de la atmósfera, y la actividad magnética, que protege de los efectos de la estrella central, como es el efecto del viento estelar.

Un aspecto importante es la propia evolución de la estrella. En el caso del Sol, el análisis de análogos solares nos muestra aspectos muy importantes de la cantidad de energía emitida con el tiempo, así como la propia actividad estelar.

La evolución de la composición química de la atmósfera terrestre ha sido bastante compleja, a partir de una gran riqueza en dióxido de carbono pasando por un estado intermedio con gran cantidad de metano, hasta el oxigeno, que empezó a aparecer hace unos 2500 millones de años. Esta evolución será muy diferente en posibles planetas terrestres que orbiten en torno a estrellas diferentes (de tipo espectral K o M).

Detección de planetas terrestres: de COROT a Darwin.
Vincent Coude du Foresto
Observatorio de Paris

La pregunta que realmente subyace es: ¿hay vida más allá de la Tierra? Sin embargo, un problema inicial es la propia definición del termino “vida”. Por otra parte, ¿es posible detectar vida de forma remota? La respuesta es positiva, al menos dentro del Sistema Solar. Existen varios ejemplos, como la Gran Barrera de Coral (La estructura viva más fácilmente distinguible desde el espacio) o el experimento realizado por la sonda Galileo durante un vuelo rasante sobre nuestro planeta, a sugerencia de Carl Sagan, antes de ser insertado definitivamente en la órbita de Júpiter. Esto es relativamente sencillo debido al hecho de que la atmósfera terrestre se encuentra muy lejos del equilibrio químico. La propia existencia de grandes cantidades de oxigeno es un claro indicativo de actividad biológica. El desafío ahora es la detección de planetas tipo Tierra fuera del Sistema Solar y la presencia de actividad biológica en los mismos. Misiones como Darwin, que pudiera ser lanzado dentro de unos 20 años, tienen este objetivo.

Perspectiva con los asistentes al curso.

Durante las noches, se realizaron observaciones astronómicas, coordinadas por Carlos Hoyos. El curso se cerró con una activa mesa redonda, con el tema “Hacia la identificación de otros entornos habitables fuera del Sistema Solar”, que incluía como ponentes Vincent Coude du Foresto, Francisco Anguita y David Barrado.

Fuente | weblogs.madridmasd.org