Cómo ve un artista el exoplaneta Proxima b . Se cree que es hostil para la vida debido a que no tiene atmósfera debido a las propiedades de su estrella madre. Este es, como dicen los astrónomos, el mundo de la "mirada": un lado del planeta mira constantemente a la estrella, se fríe con su luz y el otro se congela. Quizás estos sean los planetas que más hay en el Universo.
Existe un mito popular en astronomía de que el Sol es una estrella típica. Si estamos hablando del hecho de que el Sol no se destaca en nada especial, entonces sí, lo es. Consta de los mismos ingredientes que el resto de estrellas. Es 70% de hidrógeno, 28% de helio, 1-2% de otros elementos. Recibe energía de la fusión nuclear que se produce en el núcleo. En cierto sentido, esta es una estrella "típica", incluida en la gran mayoría de aproximadamente 10 24estrellas contenidas dentro del universo observable.
Sin embargo, en realidad, el Sol es más brillante y masivo, y su vida útil es más corta que la del 95% de las estrellas del Universo. Si elige cualquier estrella al azar, entonces, con una probabilidad del 80%, será una enana roja: será más pequeña, más fría, más tenue y con menos masa que nuestro Sol. La mayoría de las estrellas no son como nuestro Sol.
¿Y los planetas? Si tenemos en cuenta solo los que hemos encontrado hasta la fecha, y esto ya es más de 4000, podemos concluir que la mayoría de las veces hay planetas un poco más grandes que la Tierra. Sin embargo, lo más probable es que este no sea el caso. Si no tiene cuidado, el universo puede engañarnos fácilmente; sin embargo, tenemos suficiente información para evitarlo. Y así es como sabemos qué tipo de planetas en el Universo son más.
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Cuando comenzamos a estudiar exoplanetas, los primeros planetas encontrados fuera de nuestro sistema solar no se parecían a nada que hayamos visto antes. El primer lote de tales planetas se encontró en la década de 1990. Eran planetas excepcionalmente grandes y masivos, enormes incluso en comparación con Júpiter, el planeta más masivo de nuestro sistema solar. Además, no estaban ubicados tan lejos de su estrella como nuestros gigantes gaseosos; estaban extremadamente cerca y solo les llevó unos pocos días completar una revolución alrededor de la estrella. Los primeros planetas como estos que se encontraron orbitaron incluso más rápido que Mercurio, nuestro planeta más interno.
Hizo estos supuestos. ¿"Júpiter calientes" al tipo más común de planetas? Para nada. Pero había algo especial en ellos: fue a tales planetas a los que se adaptaron nuestros primeros métodos para detectarlos. La primera de las técnicas exitosas para detectar planetas fuera del sistema solar, la llamamos método del "temblor estelar": dado que una estrella atrae gravitacionalmente a un planeta que gira a su alrededor, el planeta a su vez lo atrae con una fuerza igual y opuesta. De hecho, los planetas no se mueven en una elipse alrededor de sus estrellas madre: ambos miembros del sistema planeta-estrella giran alrededor de un centro de masa común.
El método de velocidad radial, también conocido como método de temblor estelar para buscar exoplanetas, se basa en medir el movimiento de la estrella madre bajo la influencia gravitacional de los planetas que giran a su alrededor. Dado que el planeta y la estrella giran alrededor de un centro de masa común, la estrella no se detiene, sino que "tiembla". Los cambios periódicos de rojo y azul de la luz de la estrella permiten calcular la masa y el período orbital de un exoplaneta.
Estas estrellas están demasiado lejos y se mueven muy poco lateralmente (de lado a lado) para que podamos detectar este movimiento. Pero se puede detectar movimiento en la dirección radial, a lo largo de la línea de visión. Las propiedades de la luz que emana de la estrella dependen de su movimiento.
A medida que una estrella se mueve hacia nosotros, la longitud de onda de su luz cambia a frecuencias más altas, longitudes de onda más cortas, energías más altas y azules. A medida que una estrella se aleja de nosotros, la longitud de onda de su luz cambia a frecuencias más bajas, longitudes de onda más largas, energías más bajas y rojos.
Si observa una estrella alrededor de la cual gira un planeta compañero masivo durante mucho tiempo, verá periódicamente cómo la estrella se mueve en su dirección, luego se aleja de usted, luego regresa a usted, etc. Si tiene varios planetas, se superpondrán varias señales. El término original, "fluctuación estelar", ha pasado de moda y ahora lo llamamos método de "velocidad radial". Comenzamos a encontrar planetas solo cuando nuestras capacidades espectroscópicas se volvieron lo suficientemente precisas. Dividimos la luz en diferentes longitudes de onda para buscar elementos específicos, así como características de absorción y emisión.
Spectrum echelle (rejilla escalonada): así es como se mostraba la luz en el espectrógrafo de Hamilton en la década de 1990. El sistema permitió medir la velocidad radial con una precisión de 15-20 m / s, mucho más precisa que los métodos anteriores. En ese momento, gracias a este avance, se descubrieron varios exoplanetas, incl. y Júpiter calientes.
Y esta es la primera lección de estadística. Encontramos estos "Júpiter calientes" no porque sean el tipo de planeta más común en el universo. Los encontramos porque los planetas de este tipo eran más fáciles de detectar con un método específico. Cuando utilice el método de velocidad radial, debe hacerse la pregunta: ¿qué tipo de sistema dará el efecto más visible? Resulta que en este caso, tres factores juegan el papel más importante.
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Por lo tanto, este método tiende a encontrar los planetas más cercanos a la estrella con una gran masa y una órbita ubicada de borde a nosotros. Como era de esperar, la mayoría de los primeros planetas descubiertos resultaron ser "Júpiter calientes".
Campo de visión de la primera búsqueda del telescopio Kepler en el contexto de la Vía Láctea (cono amarillo). La mayoría de las observaciones de Kepler observaron continuamente la misma parte del cielo, estudiando simultáneamente 100.000 estrellas. Durante el tránsito del planeta a través del disco de la estrella, "Kepler" observó la desintegración periódica de su luz.
Por supuesto, la revolución exoplanetaria moderna comenzó tan pronto como el telescopio Kepler se involucró y comenzó a recopilar datos. En lugar de la velocidad radial, el método principal para encontrar planetas se hizo un método altamente sensible método de tránsito . Algunos de los sistemas cuyas órbitas planetarias están de borde a borde están tan bien alineados que sus planetas pasan justo entre nosotros y su estrella. En estos momentos, bloquean un pequeño porcentaje de la luz de la estrella.
Con una posición orbital ideal, el brillo de la estrella se desvanecerá regularmente, ya que la estrella generalmente emite de manera relativamente uniforme, pero cuando un planeta más frío pasa frente a ella, parte de la luz se bloqueará.
El esquema del trabajo de Kepler fue ingenioso: el telescopio miró el lugar en el cielo donde se encuentra un gran campo estelar, que se extiende a lo largo del engrosamiento más cercano del brazo espiral de la Galaxia. Y en una región de varios miles de años luz de diámetro, pudo observar simultáneamente más de 100.000 estrellas, rastreando disminuciones y variaciones regulares en el brillo. Aunque se conocen más de 4.000 exoplanetas confirmados en la actualidad (más de la mitad de los cuales fueron encontrados por Kepler), el descubrimiento de un planeta similar a Mercurio orbitando una estrella similar a nuestro Sol está más allá de nuestra tecnología actual. Desde el punto de vista de Kepler, Mercurio sería 285 veces más pequeño que el Sol, lo que lo haría aún más difícil de notar que desde la Tierra, por lo que su tamaño aparente es 1/194 del Sol.
Después de que Kepler hizo su trabajo, aumentamos nuestra colección de exoplanetas conocidos de un poco más de 100 a más de 4000. La mayor parte del tiempo Kepler observó las mismas 100.000 estrellas durante tres años y encontró planetas tan grandes como Júpiter y menos que la Tierra. En la gráfica de los planetas que descubrió, se puede ver que el pico de detecciones está en el intervalo que pertenece al llamado. "Super-Tierras". Pero cuanto más aprendemos sobre los exoplanetas, más probable es que en realidad no sean super-Tierras, sino mini-Neptunes, planetas con un gran contenido de gas inestable.
Es muy tentador concluir que el tipo de planeta más común en el universo sería una súper-Tierra. Por supuesto, después de que Kepler nos dio candidatos planetarios, confirmamos su existencia midiendo la velocidad radial. Pero como Kepler nos dijo dónde, cuándo y con qué precisión observar la estrella, tenemos la oportunidad de verificar todos los candidatos que encontró. A partir de los datos obtenidos, sería posible concluir que el tipo de planetas más común en el Universo no será "Júpiter caliente", sino súper-Tierras. En el gráfico: la relación entre el radio de los planetas y el brillo de la estrella. A la izquierda están las estrellas brillantes, a la derecha las tenues. Más arriba en el gráfico están los planetas más grandes. Naranja - Candidatos de Kepler. Azul: planetas descubiertos por el método de tránsito desde la Tierra.
La mayoría de los planetas descubiertos por Kepler resultan ser más grandes que la Tierra y giran alrededor de estrellas más tenues que la nuestra. Sin embargo, los planetas grandes son raros en estrellas débiles.
Sin embargo, esta conclusión probablemente sea incorrecta. Aunque no está sujeto a error radial, la misión Kepler en particular y el método de tránsito en general tienen sus propias distorsiones que limitan fundamentalmente sus capacidades. Imagínese que estamos mirando el sistema solar desde lejos. ¿Cuáles son las posibilidades de que un planeta esté tan bien orientado que pase directamente frente al Sol? ¿Y cuál es la configuración más probable?
La primera distorsión es simple: cuanto más cerca está un planeta de una estrella, es más probable que pase frente a él. Los planetas interiores, incluso con órbitas muy inclinadas, todavía pueden tener un paso a lo largo del disco de una estrella, y para que los planetas exteriores pasen a través del disco, su órbita debe estar alineada con mucha precisión.
Órbitas de los planetas del sistema solar, vista superior. Se puede ver con qué precisión debe alinearse el plano orbital para que el planeta atraviese el disco de la estrella. En el caso de Mercurio, una ligera inclinación aún le permitirá atravesar el disco solar. Pero cuanto más lejos de la estrella, más precisa debe ser la posición de la órbita.
Para una estrella del tamaño del Sol, la órbita de un planeta del tamaño de la órbita de Mercurio puede desviarse 1,37 ° de la posición ideal de borde, y Mercurio aún puede atravesar el disco de la estrella con una probabilidad del 0,76%. La órbita del mismo planeta, ubicada a una distancia de la estrella comparable a la distancia del Sol a la Tierra, no puede desviarse más de 0,53 °, y las posibilidades de que pase a través del disco son del 0,30%. A distancia, como del Sol a Júpiter, la deflexión cae a una magnitud de 0.101 ° y la probabilidad de atravesar el disco es de 0.056%. En el caso de Neptuno, esto ya será 0.0177 ° y 0.0098%.
Por lo tanto, deberíamos esperar una detección más frecuente de planetas cercanos a la estrella, y cuanto más lejos esté el planeta de la estrella, más difícil será encontrarlo. Durante un período de observación de tres años, la gran mayoría de los planetas descubiertos girarán en órbitas más cercanas y se moverán a lo largo de ellas más rápido que los planetas de nuestro sistema solar.
El tránsito principal del exoplaneta a lo largo de la estrella KOI-64 (L) y la salida del planeta detrás de la estrella madre ®. La primera caída en el brillo permite determinar aproximadamente el tránsito y la información adicional ayuda a los científicos a conocer las diversas propiedades del planeta, además del radio y el período orbital. Tenga en cuenta que la detección de un planeta requiere una señal no inferior a 100 ppm de la línea de base (ppm).
Y luego está el problema del tamaño físico. Un planeta necesita bloquear una parte significativa de la luz de la estrella para ingresar al conjunto de datos de Kepler. Y aquí surge un pequeño compromiso: un planeta más pequeño que pasa por el disco de su estrella 30 veces puede bloquear solo una décima parte de la luz (lo que la hace aproximadamente 3,2 veces más pequeña) en comparación con un planeta que pasa por el disco de la estrella solo 3 veces ...
Resulta que tenemos dos distorsiones trabajando en pares: tendemos a detectar planetas ubicados más cerca de las estrellas progenitoras, porque las posibilidades de la ubicación correcta de su órbita en relación a nosotros son mayores, así como planetas cuyos tamaños son mayores en comparación con sus estrellas madre. Por lo tanto, analizando los datos de Kepler, encontraremos que la distribución de los planetas será diferente para estrellas de diferentes tipos.
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Por ejemplo, las capacidades de Kepler no serán suficientes para encontrar un planeta del tamaño de la Tierra orbitando una estrella del tamaño del Sol o más grande. Las estrellas grandes tienen discos enormes: se necesitarían 12.000 planetas del tamaño de la Tierra para cubrir el disco del Sol, y Kepler no puede detectar una disminución de 1/12 000 en el brillo. En estrellas del tamaño del Sol, solo podemos encontrar planetas más grandes que nuestra Tierra: super-Tierras. En la órbita de estrellas gigantes, solo podemos encontrar gigantes gaseosos.
Si queremos encontrar planetas del tamaño de la Tierra o más pequeños, que probablemente sean rocosos y con una atmósfera pequeña, tendremos que buscarlos en las órbitas de las estrellas más pequeñas: estrellas de clase M, enanas rojas. Los planetas más pequeños generalmente giran alrededor de tales estrellas, pero como son muy débiles, será difícil para nosotros medir los cambios en su brillo. Pero:
Comparación del sistema TRAPPIST-1 y los planetas internos del sistema solar, así como las lunas de Júpiter. Aunque la clasificación de estos planetas puede parecer fortuita, existe una conexión inmutable entre la formación y el desarrollo de todos estos cuerpos celestes y sus propiedades físicas actuales. Los sistemas planetarios de las enanas rojas son muy similares a las contrapartes magnificadas de Júpiter o Saturno con sus lunas.
Es importante comprender que gran parte de lo que vemos a través de los telescopios hoy en día no es equivalente a gran parte de lo que existe en el universo. En cualquier ciencia, y especialmente en astronomía, siempre nos inclinamos hacia aquellos fenómenos que están optimizados para ser detectados por nuestros detectores, instrumentos y capacidades actuales. Los resultados más fáciles de obtener no reflejan necesariamente la imagen real.
Durante mucho tiempo, el tipo de planeta más común fue "Júpiter caliente". Ahora, parece que los mundos del tamaño de Neptuno son más comunes y los mini-Neptunes son aún más comunes. No hemos encontrado mundos del tamaño de la Tierra y más pequeños en cantidades suficientes, pero esto tiene más que ver con las limitaciones de los telescopios que hemos creado que con cualquier otra cosa. Extrapolando nuestro conocimiento, podemos decir que el tipo más típico de planetas serán los planetas rocosos del tamaño de la Tierra o más pequeños, orbitando enanas rojas. Resulta que el Sol no es una estrella típica y nuestro planeta no es un planeta típico. Hasta que creamos herramientas adecuadas para encontrarlos, como la misión LUVOIR en desarrollo . - No podremos verificar y confirmar o refutar nuestras sospechas con la precisión que corresponde a los estándares científicos.