![\"\"](\"https:\/\/www.madrimasd.org\/blogs\/astrofisica\/files\/2020\/06\/Artist\u2019s_Impression_of_a_Baby_Star_Still_Surrounded_by_a_Protoplanetary_Disc.jpg\" "\\"Artist\u2019s_Impression_of_a_Baby_Star_Still_Surrounded_by_a_Protoplanetary_Disc\\"")
<\/a>con un disco circunestelar a su alrededor del que se \u00abalimenta\u00bb. Fuente: ESO\/L. Calcada<\/figcaption><\/figure>\n
Un un estudio que publicamos hoy en la revista Astronomy & Astrophysics liderado desde el Centro de Astrobiolog\u00eda (CSIC-INTA) presentamos la confirmaci\u00f3n de los primeros planetas rocosos (como la Tierra, Mercurio, Venus o Marte; en contraposici\u00f3n de los planetas gaseosos como J\u00fapiter, Saturno, Urano o Neptuno) alrededor de una estrella joven. Cuando pensamos en algo que podemos calificar como \u00abjoven\u00bb, en escalas humanas, estamos pensando en algo de unos pocos a\u00f1os. En escalas astron\u00f3micas, decimos que una estrella o un sistema planetario es joven si su edad es inferior a mil millones de a\u00f1os. El Universo en el que vivimos tiene una edad estimada de unos trece mil millones de a\u00f1os. Si consideramos que la vida de una persona media son 80 a\u00f1os, estamos hablando de estrellas con una edad equivalente en escala humana inferior a 6 a\u00f1os. Es decir, hablamos de estrellas muy j\u00f3venes, en edad de guarder\u00eda o parbulario. Durante los primeros millones de a\u00f1os de vida (equivalente a los primeros d\u00edas de vida de una persona) la estrella est\u00e1 rodeada de un disco de gas y polvo del que se alimenta, engullendo todo el material que puede hasta que pasados unos 10 millones de a\u00f1os el material se dispersa. Durante ese tiempo, en ese disco de material se forman los planetas. Al disiparse el disco, los planetas quedan solos, orbitando alrededor de su estrella reci\u00e9n nacida en un baile c\u00f3smico que durar\u00e1 miles de millones de a\u00f1os. Adem\u00e1s, de los pocos planetas que se conoc\u00edan alrededor de estas estrellas j\u00f3venes (una veintena en total), todos eran planetas gigantes gaseosos, como nuestro J\u00fapiter. Esto no quer\u00eda decir que no hubiera planetas como la Tierra en estrellas j\u00f3venes (obviamente los tiene que haber si los encontramos en estrellas m\u00e1s adultas) sino que no pod\u00edamos detectarlos con las t\u00e9cnicas que emple\u00e1bamos. Y es que resulta que las estrellas j\u00f3venes, como los humanos y en general cualquier especie animal, son bastante revoltosas y activas a estas edades tan tempranas. Esta actividad, como hablamos la semana pasada en el art\u00edculo sobre Pr\u00f3xima Centauri, contamina las se\u00f1ales que nos llegan de la estrella y dificultan la detecci\u00f3n de los posibles planetas a su alrededor, especialmente de planetas peque\u00f1os como la Tierra. Por eso, es necesario un seguimiento muy detallado para poder encontrarlos.<\/p>\n Esto es lo que hizo la misi\u00f3n espacial K2 entre 2014 y 2018, que estuvo observando 19 localizaciones distintas de nuestro cielo constantemente en busca de tr\u00e1nsitos planetarios en cientos de miles de estrellas (es decir, buscando disminuciones del brillo de una estrella producidas por un planeta al pasar por delante de ella). Entre muchos otros, encontr\u00f3 dos sistemas planetarios m\u00faltiples (con m\u00e1s de un planeta) de caracter\u00edsticas muy interesantes denominados K2-32 y K2-233. En el primer caso, 4 planetas con tama\u00f1os muy dispares eclipsaban a su estrella. En el caso de K2-233, eran tres los planetas que la eclipsaban, dos de ellos con tama\u00f1os similares a la Tierra. Desgraciadamente, la misi\u00f3n K2 s\u00f3lo nos permite conocer el tama\u00f1o de los planetas eclipsantes, de modo que necesitamos aplicar t\u00e9cnicas alternativas para poder conocer su masa. Esto es muy importante porque s\u00f3lo sabiendo su masa podemos confirmar que los objetos que est\u00e1n eclipsando a la estrella son realmente planetas.<\/p>\n Adem\u00e1s, conocer la masa de los planetas es crucial para entender su composici\u00f3n y poder as\u00ed saber si son rocosos (como la Tierra) o gaseosos (como J\u00fapiter o Saturno). As\u00ed, empleamos la t\u00e9cnica de la velocidad radial para medir la masa de esos planetas, observando estos dos sistemas durante varios a\u00f1os desde el Observatorio de La Silla (ESO, Chile) para medir el bamboleo de la estrella provocado por la presencia de los planetas a su alrededor.<\/p>\n Estas observaciones son las que nos han permitido entender bien estos dos sistemas y comprender su relevancia. En el caso de K2-233, la estrella tiene una edad de 600 millones de a\u00f1os (el equivalente a unos 4 a\u00f1os de una persona) y dos de sus planetas (los m\u00e1s cercanos a la estrella) son similares en tama\u00f1o y masa a la Tierra, con una composici\u00f3n rocosa como la nuestra. El tercer planeta orbita algo m\u00e1s lejos, pero todos ellos est\u00e1n a una distancia de su estrella inferior a una quinta parte de la distancia Tierra-Sol. Por primera vez, hemos sido capaces de medir la masa de dos planetas rocosos en una estrella tan joven. Esto es de vital importancia para entender c\u00f3mo se forman y se desarrollan este tipo de planetas en los primeros momentos de su vida. Adem\u00e1s, como eclipsan a su estrella, podremos estudiar sus atm\u00f3sferas cuando en 2021 se lance el telescopio espacial James Webb que nos abrir\u00e1 la puerta al estudio de la habitabilidad de los exoplanetas a trav\u00e9s del estudio de sus atm\u00f3sferas. Por \u00faltimo, medir la edad de las estrellas es una tarea muy compleja durante su edad adulta. Sin embargo, en estas edades tan tempranas, podemos determinarla con m\u00e1s precisi\u00f3n. Esto es clave para entender los diferente procesos astrobiol\u00f3gicos que se pueden estar desarrollando en los planetas a su alrededor, pues como vimos en nuestro anterior art\u00edculo sobre las posibilidades del desarrollo de vida y vida inteligente en un planeta como la Tierra, determinar la edad de un sistema planetario es crucial para entender las probabilidades de que all\u00ed se desarrolle. En el caso de K2-233, sus planetas rocosos se encuentran demasiado cerca de la estrella como para que puedan albergar vida tal y como la conocemos. Pero en futuros estudios podremos buscar planetas en \u00f3rbitas m\u00e1s alejadas con condiciones m\u00e1s favorables para la vida.<\/p>\n El otro sistema planetario, K2-32, contiene un planeta como la Tierra en su zona m\u00e1s cercana a la estrella, seguido de un gigante gaseoso y dos planetas como nuestro Neptuno (ver la infograf\u00eda en la imagen de arriba). Y todos ellos girando alrededor de su estrella a distancias inferiores a la mitad de la \u00f3rbita de Mercurio (un quinto de la distancia Tierra-Sol). Esto hace que K2-32 sea una versi\u00f3n compacta de nuestro Sistema Solar, en el que los planetas rocosos est\u00e1n situados en la zona interna del sistema planetario mientras que en las zonas exteriores encontramos los gigantes gaseosos seguidos de planetas de tama\u00f1os intermedios. Esta \u00abarquitectura\u00bb de los sistemas planetarios (entendida como la configuraci\u00f3n de sus \u00f3rbitas y propiedades f\u00edsicas) es clave para entender los procesos de evoluci\u00f3n y formaci\u00f3n planetaria, c\u00f3mo los planetas se han movido de sus \u00f3rbitas, c\u00f3mo han viajado, debido a diferentes procesos. En definitiva, en este trabajo hemos confirmado los siete planetas en estos dos sistemas planetarios: por un lado, los primeros planetas rocosos en una estrella joven y por otro uno de los pocos sistemas planetarios con una arquitectura tan similar a nuestro Sistema Solar.<\/p>\n Jorge Lillo Box <\/p>\n \u201cMasses for the seven planets in K2-32 and K2-233. Four diverse planets in resonant chain and the first young rocky worlds<\/strong>\u201d <\/p>\n<\/a>
alrededor. La estrella y el planeta se mueven alrededor del centro de masas del sistema. Al moverse la estrella, su luz se ve m\u00e1s roja o m\u00e1s azul seg\u00fan la posici\u00f3n en la \u00f3rbita por el efecto Doppler. Esto es lo que empleamos para medir la masa del planeta. Fuente: Alysa Obertas<\/figcaption><\/figure>\n<\/a>
\nInvestigador Centro de Astrobiolog\u00eda<\/p>\n
\nJ. Lillo-Box, T.A. Lopez, A. Santerne, L.D. Nielsen, S.C.C. Barros, M. Deleuil, L. Acu\u00f1a, O. Mousis, S.G. Sousa, V. Adibekyan, D.J. Armstrong, D. Barrado, D. Bayliss, D.J.A. Brown, O.D.S. Demangeon, X. Dumusque, P. Figueira, S. Hojjatpanah, H.P. Osborn, N.C. Santos y S. Udry.<\/p>\n