{"id":99775,"date":"2008-08-30T12:43:00","date_gmt":"2008-08-30T12:43:00","guid":{"rendered":"http:\/\/weblogs.madrimasd.org\/\/astrofisica\/archive\/2008\/08\/30\/99775.aspx"},"modified":"2017-02-26T20:24:50","modified_gmt":"2017-02-26T19:24:50","slug":"sistemas-planetarios-mas-alla-del-sistema-solar","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/www.madrimasd.org\/blogs\/astrofisica\/2008\/08\/30\/99775","title":{"rendered":"Sistemas planetarios m\u00e1s all\u00e1 del Sistema Solar"},"content":{"rendered":"
\n

David Barrado y Carlos Eiroa<\/p>\n

Durante los d\u00edas 27 al 29 de agosto, la Universidad Aut\u00f3noma de Madrid ha organizado el curso de verano \u00abSistemas planetarios m\u00e1s all\u00e1 del Sol\u00bb<\/a> en la residencia \u00abLa Cristalera\u00bb<\/a>, localizada en la sierra madrile\u00f1a. A continuaci\u00f3n proporcionamos un resumen de las charlas impartidas por los diversos ponentes, todos ellos reconocidos investigadores en sus respectivos campos.<\/p>\n<\/div>\n

<\/p>\n

\"\"
\nCarlos Eiroa durante la inauguraci\u00f3n del curso.<\/em><\/div>\n

Formaci\u00f3n de Estrellas y Planetas<\/strong>
\nRicardo Hueso
\nUniversidad del Pa\u00eds Vasco<\/p>\n

La primera charla del curso de veranos nos ha mostrado claramente la extraordinaria planetodiversidad<\/a> que se ha puesto de manifiesto desde los descubrimientos iniciales<\/a> en 1993 (planetas alrededor de estrellas de neutrones) y 1995 (alrededor de estrellas similares al Sol). El Sistema Solar<\/a> se nos presenta entonces como un caso particular, con una diferenciaci\u00f3n clara entre su parte interna y la parte m\u00e1s externa. Un aspecto interesante es que el is\u00f3topo del alumino 26Al, con una vida media para su desintegraci\u00f3n radiactiva de unos 0.75 millones de a\u00f1os, se puede utilizar para la dataci\u00f3n del Sistema Solar, permitiendo afirmar que la nebulosa inicial a partir de la cual se form\u00f3 fue enriquecida poco antes por una supernova cercana. En cualquier caso, los discos circunestelares son representan consecuencias necesarias en la formaci\u00f3n de una estrella. En ellos, existe una evoluci\u00f3n del gas y el polvo que los conforman, as\u00ed como una condensaci\u00f3n de hielos.<\/p>\n

\"\"
\nRicardo Hueso al comienzo de su presentaci\u00f3n sobre la formaci\u00f3n de estrellas y sistemas planetarios<\/em>.<\/p>\n

En el Sistema Solar, los planetas<\/a> gigantes se formaron a partir de n\u00facleos de material helado, creados durante los primeros 5 millones de a\u00f1os. Con posterioridad, comenzaron a acretar el gas cercano presente en disco circunestelar. La nebulosa de gas se disipar\u00eda en los primeros 10 millones de a\u00f1os a\u00f1os. Los planetas<\/a> tel\u00faricos se formar\u00eda m\u00e1s tarde, a partir de los planetesimales<\/a>. Las regiones de formaci\u00f3n de planetas gigantes y de tipo terrestres fueron distintas, y parece ser que hubo una migraci\u00f3n, bastante lenta en el caso de Urano y Neptuno (en un proceso que durar\u00eda unos 100-500 millones de a\u00f1os). Habr\u00eda habido un gran bombardeo tard\u00edo que dur\u00f3 unos 700 millones de a\u00f1os. Las primeras se\u00f1ales de vida en la Tierra aparecer\u00edan unos 1000 millones de a\u00f1os despu\u00e9s de la formaci\u00f3n del Sistema Solar. Con posterioridad ha habido una importante evoluci\u00f3n atmosf\u00e9rica y biol\u00f3gica, con impactos cada vez menos frecuentes.<\/p>\n

Los primeros cinco millones de a\u00f1os.-<\/span><\/p>\n

Una vez que la temperatura baja lo suficiente como para que los hielos se condensen, se forman peque\u00f1as part\u00edculas, que se depositan sobre el plano del disco. As\u00ed, el hielo crece por agregaci\u00f3n hasta pocos cent\u00edmetros de di\u00e1metro. La agregaci\u00f3n sigue, hasta formarse los planetesimales<\/a>, hasta 10 km, En ese momento, la gravedad empieza a ser relevante, y la agregaci\u00f3n comienza a ser m\u00e1s r\u00e1pida.<\/p>\n

A Mercurio, Marte y a los asteroides en el cintur\u00f3n les falta masa. \u00bfQu\u00e9 es lo que ha ocurrido? Es una evidencia de que parte de la masa fue expulsada. Fue debido a la fuerte atracci\u00f3n gravitatoria sobre los planetesimales<\/a> que estuvieron presentes en las \u00f3rbitas de Marte y el cintur\u00f3n. En el caso de Mercurio, es el propio Sol el que causo este efecto.<\/p>\n

La formaci\u00f3n de planetas gigantes presenta las siguientes caracter\u00edsticas:
\n– Se forman a partir de planetesimales<\/a> ricos en agua.
\n– Agrupamiento hasta protoplanetas de 5-10 la masa de Tierra en unos 5-10 millones de a\u00f1os.
\n– Acretamiento posterior del gas.<\/p>\n

De ser este modelo correcto, en el n\u00facleo de J\u00fapiter deber\u00eda haber un n\u00facleo de esta masa, esencialmente de hielo. Este modelo predice que la composici\u00f3n de gases nobles, que no se condesan, deber\u00eda ser la misma que la del Sol. Sin embargo, Galileo midi\u00f3 una abundancia aproximadamente el doble que la solar. Un modelo alternativo implica que la nebulosa protosolar deber\u00eda tener una masa mucho mayor. El disco, muy masivo, se fragmentar\u00eda en una formaci\u00f3n similar a la de las estrellas, pero dar\u00eda lugar a la formaci\u00f3n muy r\u00e1pida de demasiados planetas. Adem\u00e1s, no se formar\u00edan planetas en el interior. Tal vez no sea adecuado para el Sistema Solar, pero s\u00ed para sistemas exoplanetarios con planetas muy masivos.<\/p>\n

Migraci\u00f3n de planetas: interacci\u00f3n planeta-disco, en un planeta de baja masa, incluyendo:
\n– Movimientos hacia el interior de manera muy r\u00e1pida (migraci\u00f3n de tipo I).
\n– Si el planeta<\/a> es de alta masa, la migraci\u00f3n es de tipo II, y vac\u00eda gran parte del disco. La migraci\u00f3n es muy lenta. Estos huecos pueden ser medidos con la instrumentaci\u00f3n actual.
\n– Un tipo III de migraci\u00f3n, desbocada, hacia dentro o fuera.<\/p>\n

De planetesimas a planetas en 100 millones de a\u00f1os.-<\/span><\/p>\n

Las simulaciones que intentan dar cuenta de la formaci\u00f3n de planetas tel\u00faricos que ocurrir\u00edan durante los primeros 100 millones de a\u00f1os, son de gran complejidad. El crecimiento olig\u00e1rquico, simulaciones son ca\u00f3ticas (estoc\u00e1sticas), que dependen fuertemente de los par\u00e1metros iniciales.<\/p>\n

El Sistema Solar<\/strong>
\nFrank Marchis
\nDepartamento de Astronom\u00eda, Universidad de California, Berkeley, y SETI Institute<\/p>\n

Esta presentaci\u00f3n no ilustra sobre las caracter\u00edsticas del Sistema Solar en el contexto exoplanetario, haciendo hincapi\u00e9 en los planetas de tipo terrestres y en J\u00fapiter y Saturno resaltando sus similitudes y diferencias.<\/p>\n

\"\"
\nLos planetas tel\u00faricos, incluyendo ilustraciones correspondientes a sus respectivas atm\u00f3sferas. Imagen tomada de la presentaci\u00f3n de Franck Marchis.<\/em><\/p>\n

Un aspecto muy importante es la comparaci\u00f3n entre los planetas<\/a> tel\u00faricos, incluyendo desde a geolog\u00eda hasta la atm\u00f3sfera. La evoluci\u00f3n de la actividad tect\u00f3nica es importante para el mantenimiento de vida sobre nuestro planeta. Sin embargo, \u00bfde d\u00f3nde viene la diferencia entre las caracter\u00edsticas f\u00edsicas y qu\u00edmicas de las atm\u00f3sferas?<\/p>\n

Los procesos geol\u00f3gicos y atmosf\u00e9ricos crean el ciclo de agua en nuestro planeta, algo que es verdaderamente \u00fanico. Tambi\u00e9n existe un ciclo de di\u00f3xido de carbono, concentrado en los oc\u00e9anos y las rocas del fondo marino. As\u00ed que ambos interact\u00faan fuertemente.<\/p>\n

M\u00e9todos de detecci\u00f3n de planetas extrasolares: propiedades y caracter\u00edsticas <\/strong>
\nGael Chauvin
\nObservatorio de Grenoble<\/p>\n

Una muy interesante y completa introducci\u00f3n de la historia de los descubrimientos y de las metodolog\u00edas (indirectas, tales como velocidad radial, \u00abtiming\u00bb en p\u00falsares, microlente gravitacionales, tr\u00e1nsitos; e imagen profunda, tales como tr\u00e1nsito secundario y cl\u00e1sico).<\/p>\n

La t\u00e9cnica de la velocidad radial<\/span><\/p>\n

El m\u00e9todo de la velocidad radial nos permite indagar sobre las propiedades orbitales y f\u00edsicas en la parte m\u00e1s interna de los sistemas exoplanearios, hasta unas cinco unidades astron\u00f3micas (la distancia media entre la Tierra y el Sol, equivalente a 150 millones de kil\u00f3metros). 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 J\u00fapiter, y todo tipo de excentricidades en las \u00f3rbitas.<\/p>\n

\"\"
\nGael Chauvin mostrando im\u00e1genes obtenidas por la t\u00e9cnica de \u00f3ptica adaptativa.<\/em><\/p>\n

Estructura de la atm\u00f3sfera mediante los tr\u00e1nsitos. Es rese\u00f1able la importancia de eliminar las falsas detecciones debido a eclipses parciales de binarias estelares, o por enanas marrones<\/a>. La combinaci\u00f3n de los datos de los tr\u00e1nsitos con la informaci\u00f3n que nos proporciona la t\u00e9cnica de velocidad radial, nos muestra que las densidades de los exoplanetas (y las estructuras internas) son muy distintas. Adem\u00e1s. Este m\u00e9todo nos permite recolectar informaci\u00f3n sobre la posible atm\u00f3sfera y las propiedades superficiales del exoplaneta, mediante el estudio de los inicios y finales de los eclipses, y tambi\u00e9n durante los eclipses secundarios (por la emisi\u00f3n t\u00e9rmica el propio planeta<\/a>) o por los efectos de la irradiaci\u00f3n seg\u00fan la fase orbital.<\/p>\n

Im\u00e1genes profundas<\/span><\/p>\n

La exploraci\u00f3n de la parte m\u00e1s externa por imagen profunda. La \u00f3ptica adaptativa, junto a la coronograf\u00eda, han supuesto una verdadera revoluci\u00f3n, y han permitido la obtenci\u00f3n de la primera imagen de un exoplaneta por imagen directa: 2M1207. Este sistema, formado por una enana marr\u00f3n y un exoplaneta, nos plantea grandes problemas sobre su propia formaci\u00f3n.<\/p>\n

Enanas marrones: relaci\u00f3n con planetas gigantes<\/strong>
\nMar\u00eda Rosa Zapatero
\nInstituto de Astrof\u00edsica de Canarias<\/p>\n

Las\u00a0 Enanas marrones<\/a>, objetos subestelares caracterizados por la ausencia de reacciones nucleares, representan en el eslab\u00f3n intermedio entre las estrellas y los exoplanetas. As\u00ed, el estudio de ellos desde una visi\u00f3n global, nos proporciona un tapiz completo con detalles sobre sus propiedades y evoluci\u00f3n.<\/p>\n

\"\"
\nEspectros infrarrojos de dos enanas marrones<\/a> de tipo espectral T y de varios planetas gigantes y de tipo terrestre pertenecientes al Sistema Solar. Imagen tomada de la presentaci\u00f3n de M.R. Zapatero Osorio,<\/em><\/p>\n

Utilizando un espectro de transmisi\u00f3n de la Tierra, obtenido recientemente durante el eclipse de Luna del pasado d\u00eda 15, nos ha mostrado diferentes compuestos moleculares que podr\u00edan ser utilizados como biomarcadores, como es el caso de ox\u00edgeno molecular, ozono, di\u00f3xido de carbono y metano.<\/p>\n

Discos exoplanetarios: an\u00e1logos extrasolares del Cintur\u00f3n de Kuiper y de la Luz Zodiacal<\/strong>
\nAmaya Moro-Mart\u00edn
\nPrinceton University<\/p>\n

Las estrellas de cierta edad, superiores a los 10 millones de a\u00f1os, pueden poseer unos tenues discos de polvo con una masa similar a la de la Luna y localizados en un toro con radio m\u00ednimo de unas 10 unidades astron\u00f3micas (UA) y m\u00e1ximo de unas 100 UA. Se suelen detectar como luz dispersa en el \u00f3ptico e infrarrojo cercano, o por emisi\u00f3n t\u00e9rmica (en el infrarrojo medio hasta milim\u00e9trico). Estos discos est\u00e1n formados por material procesado, no por polvo formado durante la evoluci\u00f3n inicial de la estrella y de su disco circunestelar (que ha podido dar lugar a la formaci\u00f3n de un sistema planetario). Por tanto, la presencia de un disco de este tipo implica la presencia de planetesimales<\/a>, que son los bloques iniciales en la formaci\u00f3n de planetas.<\/p>\n

\"\"
\nAmaya Moro-Mart\u00edn durante su presentaci\u00f3n.<\/em><\/p>\n

En el Sistema Solar, la masa del cintur\u00f3n de Kuiper (de su disco de debris) es de una diez mil\u00e9sima de la masa de la Luna. As\u00ed, la cantidad de materia de un cintur\u00f3n disminuye por la propia erosi\u00f3n (al colisionar entre si inducidas por objetos del tama\u00f1o de Plut\u00f3n) y por eyecciones din\u00e1micas (expulsi\u00f3n m\u00e1s all\u00e1 del Sistema Solar debida a la migraci\u00f3n de planetas). Esto se produjo durante los primeros 700 millones de a\u00f1os (el denominado bombardeo pesado tard\u00edo). Tambi\u00e9n hay colisiones entre planetesimales<\/a> que dan lugar una gran cantidad de polvo. Un ejemplo ser\u00eda la familia de asteroides Veritas, que ser\u00eda responsable del 25 % de la luz zodiacal y que tal vez se produjo por colisi\u00f3n hace unos 8 millones de a\u00f1os.<\/p>\n

Planetas extrasolares terrestres<\/strong>
\nHelmut Lammer
\nSpace Research Institute. Graz. Austria<\/p>\n

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 tambi\u00e9n incluyen algunos sat\u00e9lites que orbitan en torno a J\u00fapiter y Saturno, tales como Tit\u00e1n. Este tipo de astros tambi\u00e9n pueden encontrarse en un sistema exoplanetario, y en principio podr\u00eda tener las caracter\u00edsticas adecuadas para desarrollar actividad biol\u00f3gica.<\/p>\n

\"\"
\nClasificaci\u00f3n de los planetas y sat\u00e9lites masivos seg\u00fan sus propiedades y sus condiciones de habitabilidad. Imagen tomada de la presentaci\u00f3n de Helmut Lammet.<\/em><\/p>\n

La zona de habitabilidad<\/a> cl\u00e1sica es aquella en la cual las condiciones astron\u00f3micas, geof\u00edsicas y climatolog\u00edas permiten la presencia de agua l\u00edquida en la superficie del planeta o sat\u00e9lite. Sin embargo, puede realizarse una clasificaci\u00f3n m\u00e1s sofisticada que el la que diferentes ambientes y posibles biosferas son consideradas (con cuatro posibles ambientes, dependiendo de las condiciones iniciales y de la evoluci\u00f3n). De especial importancia es la tect\u00f3nica de placas, que controla parcialmente la composici\u00f3n y condiciones f\u00edsicas de la atm\u00f3sfera, y la actividad magn\u00e9tica, que protege de los efectos de la estrella central, como es el efecto del viento estelar.<\/p>\n

Un aspecto importante es la propia evoluci\u00f3n de la estrella. En el caso del Sol, el an\u00e1lisis de an\u00e1logos solares nos muestra aspectos muy importantes de la cantidad de energ\u00eda emitida con el tiempo, as\u00ed como la propia actividad estelar.<\/p>\n

La evoluci\u00f3n de la composici\u00f3n qu\u00edmica de la atm\u00f3sfera terrestre ha sido bastante compleja, a partir de una gran riqueza en di\u00f3xido de carbono pasando por un estado intermedio con gran cantidad de metano, hasta el oxigeno, que empez\u00f3 a aparecer hace unos 2500 millones de a\u00f1os. Esta evoluci\u00f3n ser\u00e1 muy diferente en posibles planetas terrestres que orbiten en torno a estrellas diferentes (de tipo espectral K o M).<\/p>\n


\nDetecci\u00f3n de planetas terrestres: de COROT a Darwin. <\/strong>
\nVincent Coude du Foresto
\nObservatorio de Paris<\/p>\n

La pregunta que realmente subyace es: \u00bfhay vida m\u00e1s all\u00e1 de la Tierra? Sin embargo, un problema inicial es la propia definici\u00f3n del termino \u00abvida\u00bb. Por otra parte, \u00bfes 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 m\u00e1s f\u00e1cilmente distinguible desde el espacio)<\/a> 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 \u00f3rbita de J\u00fapiter. Esto es relativamente sencillo debido al hecho de que la atm\u00f3sfera terrestre se encuentra muy lejos del equilibrio qu\u00edmico. La propia existencia de grandes cantidades de oxigeno es un claro indicativo de actividad biol\u00f3gica. El desaf\u00edo ahora es la detecci\u00f3n de planetas tipo Tierra fuera del Sistema Solar y la presencia de actividad biol\u00f3gica en los mismos. Misiones como Darwin, que pudiera ser lanzado dentro de unos 20 a\u00f1os, tienen este objetivo.<\/p>\n

\"\"
\nPerspectiva con los asistentes al curso.<\/em><\/p>\n

Durante las noches, se realizaron observaciones astron\u00f3micas, coordinadas por Carlos Hoyos. El curso se cerr\u00f3 con una activa mesa redonda, con el tema \u00abHacia la identificaci\u00f3n de otros entornos habitables fuera del Sistema Solar\u00bb, que inclu\u00eda como ponentes Vincent Coude du Foresto, Francisco Anguita y David Barrado.<\/p>\n


\nENLACES: <\/strong><\/p>\n