FORMACIÓN DEL SISTEMA SOLAR

Transcripción

1 FORMACIÓN DEL SISTEMA SOLAR Una exposición de los modelos y teorías sobre la formación de nuestro Sistema Solar y una mirada a los aspectos orbitales y mecánico celestes de sus planetas y satélites. Curso de Iniciación a la Astronomía en Eureka! Zientzia Museoa

2 Índice Introducción... 2 Contenidos... 2 Estructura actual del Sistema Solar Principios de mecánica celeste... 4 Nebulosa protosolar y origen del Sistema Solar Formación de los planetas del Sistema Solar Formación de los exoplanetas Otros sistemas planetarios Bibliografía

3 El experimentador que no sabe lo que está buscando no comprenderá lo que encuentra. Claude Bernard Introducción El propósito de esta jornada es presentar a los asistentes a este cursillo una visión general de la estructura y dinámicas que rigen los cuerpos del sistema solar, así como una presentación de los modelos plausibles de formación de un sistema planetario como el nuestro, y también como pueden advertirse planetas extrasolares. Contenidos 1.- Estructura actual del Sistema Solar. 2.- Principios de mecánica celeste Ley de Titius-Bode. Leyes de Kepler. Resonancias orbitales en el Sistema Solar. Puntos de Lagrange. 3.- Nebulosa protosolar y origen del Sistema Solar. 4.- Formación de los planetas del Sistema Solar. 5.-Formación de los exoplanetas 6.-Otros sistemas planetarios. 7.-Bibliografía 2

4 Estructura actual del Sistema Solar. Antes de adentrarnos en las teorías de formación del Sistema Solar y de conocer las características de los cuerpos más importantes que lo componen, vamos a examinar su estructura actual para hacernos una idea general del tipo de cuerpos que podemos encontrar. Comenzaremos nuestro viaje desde su centro, es decir, desde el Sol. El Sol es una estrella de tamaño mediano que constituye la fuente de radiación electromagnética del Sistema Solar. Gracias a él, nuestro planeta recibe la energía necesaria para sustentar la vida. A 0,387 UA del Sol nos encontramos con el primer planeta telúrico: Mercurio, un cuerpo azotado por las continuas embestidas del viento solar. Un poco más lejos, a 0,72 UA de nuestra estrella, se encuentra Venus, un planeta castigado por un fuerte efecto invernadero que le hace alcanzar temperaturas inmensas en su superficie. Y a 1 UA del Sol, nos encontramos nosotros habitando el planeta Tierra, único cuerpo conocido hasta el momento que sustenta vida. A 1,52 UA del Sol, se halla Marte, el último planeta telúrico. Conocido como el planeta rojo, es uno de los objetivos de estudio astrobiológico de la NASA y ESA. Entre Marte y Júpiter, y separando los planetas telúricos de los gigantes gaseoso, nos encontramos con el Cinturón Principal de Asteroides. Su escasa masa no les permite tener una forma regular, y se encuentran distribuidos a una distancia del Sol de entre 2,06 y 3,65 UA. Júpiter, el planeta gigante gaseoso más grande del Sistema Solar se encuentra a 5,20 UA del Sol. Este planeta posee numerosas lunas, algunas de ellas con características muy especiales como Io o Europa. El señor de los anillos dista del Sol a 9,54 UA. Es otro planeta gigante gaseoso, y posiblemente el más bello de nuestro Sistema Solar. Continuando con los gigantes gaseosos, nos encontramos a 19,19 UA del Sol a Urano, el planeta azul. Y terminando con los gigantes gaseosos, a 30,06 UA del Sol, Neptuno es un planeta que tiene gran relevancia para 3

5 nuestro Sistema Solar, ya que su dinámica es la que ha permitido alcanzar a nuestro Sistema su estructura actual. Tras Neptuno, nos encontramos con los objetos transneptunianos. Dependiendo de su distancia al Sol y de los parámetros de sus órbitas, los TNOs se clasifican en tres grandes grupos: - El Cinturón de Kuiper, que contiene cuerpos que distan del Sol a una distancia entre 30 y 55 U.A, y orbitan sobre el plano de la eclíptica, aunque sus inclinaciones pueden ser bastante elevadas. -Disco disperso: El disco disperso (también conocido como disco difuso) es una región del Sistema Solar cuya parte más interna se solapa con el cinturón de Kuiper (a 30 UA del Sol) hasta una distancia desconocida que podría ser de unos cuantos centenares de UA. También se extiende por encima y por debajo de la eclíptica. Está poblado por un número incierto de cuerpos celestes (de momento se han descubierto unos 90) conocidos con el nombre de objetos dispersos, o simplemente objetos del disco disperso (en inglés scattered-disk objects o SDO), y que forman parte de la familia de los objetos transneptunianos. Son cuerpos helados, algunos de más de Km de diámetro, el primero de los cuales fue descubierto el año El miembro más grande del grupo es el planeta enano Eris, descubierto en Nube de Oort: La nube de Oort (también llamada nube de Öpik-Oort) es una nube esférica de cometas y asteroides hipotética (es decir, no observada directamente) que se encuentra en los límites del Sistema Solar, extendiéndose a casi un año luz del Sol, es decir, aproximadamente a un cuarto de la distancia a Próxima Centauri, la estrella más cercana a nuestro Sistema Solar. Según algunas estimaciones estadísticas, la nube podría albergar entre uno y cien billones de cometas, siendo su masa unas cinco veces la de la Tierra. Ahora que ya nos hemos hecho una idea de la forma actual del Sistema Solar, vamos a analizar los procesos que han tenido lugar para su constitución. Con qué herramientas cuentan los astrónomos para sus investigaciones? No sólo son importantes los diferentes instrumentos ópticos. También la intuición de los científicos y las herramientas matemáticas nos pueden dar determinadas claves para resolver estos enigmas. Principios de mecánica celeste Ley de Titius-Bode. Es una de las aportaciones más importantes al orden que guardan los planetas en el Sistema Solar. Relaciona la distancia de un planeta con respecto a su estrella con una ecuación matemática sencilla: 4

6 R = 0,4 + 0,3.2 n Y predice la situación a la que puede encontrarse un planeta dando diferentes valores a n. El descubrimiento de Urano reforzó la validez de esta ecuación aunque no es exacta del todo. Pero con Neptuno, los resultados diferían bastante. Por qué? Otro dato importante que se dedujo a partir de esta ecuación fue la existencia de un hueco sin planeta entre Marte y Júpiter. Por ello los científicos se afanaron en su búsqueda, pero en vez de un cuerpo, lo que encontraron fue un Cinturón de Asteroides. Leyes de Kepler. En el estudio del Sistema Solar son varias las leyes que han permitido avanzar en su estudio. Por ejemplo, recordemos las tres leyes de Kepler que describen matemáticamente el movimiento de los planetas alrededor del Sol: Primera ley: Todos los planetas se desplazan alrededor del Sol describiendo órbitas elípticas. El Sol se encuentra en uno de los focos de la elipse. Segunda ley: el radio vector que une un planeta y el Sol barre áreas iguales en tiempos iguales, es decir, cuando el planeta está más alejado del Sol (afelio) su velocidad es menor que cuando está más cercano al Sol (perihelio). 5

7 Tercera ley: para cualquier planeta, el cuadrado de su período orbital es directamente proporcional al cubo de la longitud del semieje mayor de su órbita elíptica. Estas leyes se aplican a otros cuerpos astronómicos que se encuentran en mutua influencia gravitatoria, como el sistema formado por la Tierra y la Luna. Resonancias orbitales en el Sistema Solar. En mecánica celeste, se dice que hay resonancia orbital cuando las órbitas de dos cuerpos tienen períodos cuya razón es una fracción de números enteros simples. Ello significa que se ejercen una influencia gravitatoria regular. Las resonancias tienen un doble efecto: en algunos casos estabilizan y en otros desestabilizan las órbitas. Vamos a ver algunos ejemplos estabilizadores: -Júpiter y Saturno tienen los periodos orbitales en una resonancia 5:2. Ello significa que cada 5 vueltas al Sol que da Júpiter, Saturno da 2. -Las lunas de Júpiter Ganímedes, Europa, e Ío están en una resonancia orbital 1:2:4. Entre los satélites de Saturno hay 6 cuyos periodos están relacionados: El periodo de Mimas es 1:2 del de Tetis. El periodo de Encélado es 1:2 del de Dione. El periodo de Hiperión es 4:3 del de Titán. Muchos de los satélites presentan una rotación síncrona; es decir, tardan el mismo tiempo en girar sobre sí mismos que alrededor del planeta. Se dice que están en resonancia 1:1. Esto significa que el satélite presenta al planeta siempre la misma cara. El ejemplo más conocido es el de la Tierra y la Luna, pero la inmensa mayoría de los satélites están en esta situación. Entre ellos podemos encontrar a los grandes satélites de Júpiter y Saturno. La causa de este movimiento es la fuerza de marea que ha parado el giro del satélite respecto a su planeta. Por estar cerca del Sol, el periodo de rotación del planeta Mercurio es 2/3 del periodo de traslación alrededor del Sol. Qué efectos desestabilizadores conocemos? -La resonancia de Júpiter es responsable de los huecos de Kirkwood o ausencia de asteroides a determinadas distancias del cinturón de asteroides que guardan una relación conmensurable 6

8 con el periodo orbital de Júpiter. Los principales huecos se hallan a distancias en que los asteroides tardarían en orbitar 1/3, 2/5, 3/7 y 1/2 de lo que tarda en hacerlo Júpiter. -En los anillos de los planetas, y fundamentalmente en los anillos de Saturno, que es el más denso, cerca de las distancias radiales del planeta en las que las partículas del disco tendrían un período orbital conmensurado con el de uno de los satélites del planeta (1/2, 1/3, 2/5 o en general n/m) la amplificación del efecto gravitatorio del satélite durante largos períodos hace que se pierden partículas en una banda situada a la distancia radial correspondiente a una resonancia. La explicación estriba en que cada n-órbitas del satélite natural, la partícula del anillo da m- vueltas exactas, por lo que al cabo del tiempo en que el satélite natural da n-vueltas se halla a la mínima distancia de la partícula, causando un tirón gravitacional que hace que las órbitas de las partículas dejen de ser circulares. Esto provoca un aumento de la probabilidad de que las partículas choquen con sus vecinas menos perturbadas. Qué ocurre entonces? Se pierden partículas en una banda situada a la distancia radial correspondiente a una resonancia. La banda suele abarcar una anchura natural de unas decenas de kilómetros. El cuerpo principal del sistema de anillos de Saturno incluye, por su proximidad al planeta, los brillantes anillos B y A. 7

9 Entre ambos está la división de Cassini, de kilómetros de ancho. Las partículas de la proximidad del borde exterior del anillo B (borde interior de la División de Cassini) describen órbitas en torno a Saturno en 11h 24m, aproximadamente dos veces por cada órbita completa del satélite Mimas, tres veces por cada órbita completa del satélite Encélado y cuatro veces por cada órbita completa del satélite Tetis. Estas resonancias son las responsables de la división de Cassini. Puntos de Lagrange. Los puntos de Lagrange son las cinco posiciones en un sistema orbital donde un objeto pequeño, sólo afectado por la gravedad, puede estar teóricamente estacionario respecto a dos objetos más grandes, como es el caso de un satélite artificial con respecto a la Tierra y la Luna, o un asteroide con respecto a Júpiter y el Sol. Los puntos de Lagrange marcan las posiciones donde la atracción gravitatoria combinada de las dos masas mayores proporciona la fuerza centrípeta necesaria para rotar sincrónicamente con la menor de ellas. Por ejemplo, un satélite colocado en un punto de Lagrange con respecto a la Tierra y el Sol, se encontrará en un órbita fija con respecto a nuestro planeta. Existen cinco puntos de Lagrange, tres inestables, y dos estables. Los puntos de Lagrange inestables conocidos como L1, L2 y L3 se encuentran a lo largo de la línea que conectan las dos masas más grandes. Los puntos de Lagrange estables L4 y L5 forman el ápice de dos triángulos equiláteros cuyos vértices están constituidos por las masas más grandes. En el Sistema Solar podemos encontrar varios ejemplos de cuerpos situados en estos puntos. Los asteroides troyanos son asteroides que comparten órbita con un planeta en torno a los puntos de Lagrange estables L4 y L5, los cuales están situados 60 delante y 60 detrás del planeta en su órbita. Los asteroides troyanos se encuentran distribuidos en dos regiones alargadas y curvadas alrededor de estos puntos y, en el caso de Júpiter, con un semieje mayor 8

10 de 5,2 UA. Nuestro planeta Tierra también posee un asteroide troyano, que lo acompaña en su viaje alrededor del Sol, y que mide alrededor de 300 metros de diámetro. Ha sido bautizado con el nombre de 2010 TK7. Generalmente el término troyano se refiere a los asteroides troyanos de Júpiter, que constituyen la gran mayoría de estos cuerpos localizados, aunque también se han hallado algunos en las órbitas de Marte y de Neptuno. La luna de Saturno Tethys tiene dos lunas más pequeñas en sus puntos L4 y L5 llamadas Telesto y Calypso. La luna de Saturno Dione también tiene dos satélites lagrangianos coorbitales, Helena en su punto L4 y Pollux en L5. Los científicos e ingenieros han utilizado los puntos de Lagrange de la Tierra para colocar satélites artificiales; de esta forma se ahorra el combustible necesario para que orbiten junto a nuestro planeta. En el punto L1 del sistema Tierra-Sol hay una vista ininterrumpida del Sol por lo que actualmente se encuentra en esa ubicación el satélite de observación solar SOHO. En el punto L2 del sistema Tierra-Sol se encuentran las naves espaciales WMAP y Herschel. 9

11 Nebulosa protosolar y origen del Sistema Solar. El Sol, los ocho planetas conocidos y el resto de cuerpos que forman el Sistema Solar tienen su origen en una nebulosa primordial que debido a ciertos fenómenos que desconocemos perdió su estabilidad. Esto provocó que esta nebulosa se fragmentara dando lugar al nacimiento de varias estrellas con sus sistemas, siendo uno de estos astros el Sol. El proceso de formación del Sistema Solar comenzó hace unos millones de años. El modelo más aceptado por la comunidad científica, denominado hipótesis nebular, se ha visto recientemente modificado gracias al descubrimiento de muchos sistemas exoplanetarios, cuya estructura no predice esta teoría. La hipótesis nebular explica que hace unos millones de años una gran nube compuesta principalmente de hidrógeno y helio comenzó a colapsar debido a la acción de una fuerza externa, posiblemente una explosión de supernova. Una vez saltada la chispa, la fuerza de gravedad hace el resto. La nebulosa empieza a girar cada vez más rápido. Las colisiones entre las partículas provocan un achatamiento en la nebulosa, inicialmente esférica, que hace que cada vez se parezca más a un disco. También comienza a calentarse debido a los choques entre las partículas. La atracción gravitatoria concentra la masa en el interior de la nebulosa, haciendo que su núcleo crezca cada vez más. A este núcleo central se le denomina protoestrella y, con el tiempo, dará lugar al Sol. El gas y el polvo condensan formando granos con distinta composición química dependiendo del lugar donde se formen. Las regiones del interior del 10

12 disco están muy calientes y las exteriores más frías. Los granos de polvo empiezan a agregarse, formando lo que se denominan planetesimales que van aumentando su tamaño conforme se agrupan unos con otros. Del mismo modo que alrededor del protosol se forman protoplanetas, también se pueden formar protolunas alrededor de los protoplanetas más grandes. La nube primordial a partir de la cual nació el Sistema Solar poseía poco más que la masa del Sol (entre 1,001 y 1,1 masas solares) y abarcaba un diámetro de entre y UA. Formación de los planetas del Sistema Solar. De 0 a años, la estrella se forma en el centro del disco y comienza la fusión nuclear. Hay que tener en cuenta, que cuanto más cerca nos encontremos del joven Sol, más caliente se encontrarán los escombros. Esto determinará en gran medida la evolución de los futuros planetas. En las regiones más internas y calientes, los granos de polvo se hallan en forma de vapor; y en las más exteriores y frías, estas partículas de polvo sobreviven y crecen a medida que el vapor se condensa sobre ellas. Los fuertes vientos solares emitidos por una estrella recién nacida también toman una parte activa en la génesis planetaria al expulsar de las vecindades del astro muchos de los elementos más ligeros. planetesimales habrán barrido casi todo el polvo original. El gas presente entre los granos de polvo del disco protoplanetario agita estos de tal forma que provocan que choquen entre sí. En algunos casos se adhieren formando un único cuerpo y en otro se destruyen. Cuando los granos consiguen agruparse en cuerpos que miden unos kilómetros de diámetro se les denomina planetesimales. Al final de esta fase de formación planetaria, los De a 2 millones de años, los granos de polvo se agrupan en embriones planetarios cuya masa oscila entre la masa lunar y terrestre. Al principio, el crecimiento de un cuerpo se autorrefuerza. Cuanto mayor sea un planetesimal, mayor será la atracción gravitatoria que ejercerá y la velocidad a la que atrapará a sus compañeros más pequeños. Para cuando alcance una masa equiparable a la de la Luna, es decir, cuando ya alcance el tamaño de lo que se denomina protoplaneta, su gravedad será tan intensa, 11

13 que agitará todo el material que encuentre a su alrededor dispersándolo antes de que choque contra él. De esta manera, los objetos protoplanetarios ponen un límite a su propio crecimiento y aparece una población de embriones planetarios que compiten entre sí por los planetesimales que quedan. La zona de avituallamiento de cada embrión corresponde a la que marca su propia órbita en torno a la estrella, por lo que es lógico deducir, que cuanto más alejado esté del Sol, mayor área barrerá, y con ello, mayor posibilidad de apropiarse de más planetesimales. Al final nos quedan un número considerable de protoplanetas en el Sistema Solar. De este excedente de aspirantes, sólo unos pocos lograrán su objetivo de formar planetas. 2 millones de años: se forman los primeros gigantes de gas, que barren la primera generación de asteroides. Tras la línea de hielo, los materiales volátiles que el viento solar ha empujado se acumulan propiciando el nacimiento del primer planeta gigante gaseoso. En el caso de nuestro Sistema Solar, estamos hablando de Júpiter. Mucho antes de constituirse los planetas terrestres, como resultado de la acreción de planetesimales externos, el núcleo de Júpiter se consolidó con una masa entre 5 y 10 masas terrestres a una distancia del Sol mayor que la actual. Este proto- Júpiter acretó grandes cantidades del gas nebular que todavía no había sido barrido por la radiación solar. La segunda generación de planetas gaseosos surge a partir del material que ha acumulado el primer planeta. Saturno se formó poco tiempo después a partir de los materiales sobrantes de Júpiter. Por ello, ambos planetas están compuestos principalmente por los mismos elementos, hidrógeno y helio. 10 millones de años: los gigantes de gas propician la génesis de otros gigantes así como de los planetas telúricos. La mayor parte del gas se ha perdido. 12

14 Urano y Neptuno, al formarse más tarde que Júpiter y Saturno, acretaron menos material que los dos anteriores, por ello su tamaño es inferior. Además su composición difiere: no son gigantes gaseosos, sino gigantes de hielo. Los llamados planetas interiores - Mercurio, Venus, Tierra y Marte- se pueden considerar cuerpos hermanos, rocosos y con un componente gaseoso mínimo. Estos cuerpos difieren en gran medida de los gigantes de gas exteriores. Estos mundos están compuestos por hierro y silicatos, lo que indica que se formaron en el interior de la línea de hielo. Mercurio, Venus y La Tierra poseen un orden creciente de tamaño a medida que nos alejamos del Sol, entonces, por qué Marte no sigue esta secuencia? los científicos creen que la fuerte atracción gravitatoria de Júpiter arrebató parte del material que el planeta rojo podría haber acretado. Llegado este punto, resumamos el estado en el que nos encontramos en el Sistema Solar; el Sol es una joven estrella que ha comenzado la fusión nuclear y que emite energía al espacio; a su alrededor giran ocho planetas con sus lunas ya formados, y cuyas órbitas aún no han alcanzado la completa estabilidad. La mayor parte del material de la nebulosa primigenia se ha esparcido, pero todavía quedan presentes restos de materiales que no han acabado constituyendo los planetas: protoplanetas, planetesimales, asteroides, cometas. 700 millones de años: Gran Bombardeo Tardío. El bombardeo intenso tardío (conocido también como cataclismo lunar, último bombardeo intenso o LHB) ocurrió durante un período de hace unos millones de años, en el que la Luna y otros cuerpos del Sistema Solar interior sufrieron muy frecuentes impactos, y muy violentos, de grandes asteroides. Este período es el causante de la mayor parte de los cráteres que actualmente se observan tanto en la Luna como en Mercurio. Esta teoría es una explicación tanto del lento enfriamiento terrestre como de la edad de los impactos lunares. 13

15 El Modelo de Niza trata de explicar el Bombardeo Intenso Tardío mediante la teoría de la migración planetaria de los gigantes gaseosos del Sistema Solar. Este modelo además también explica la estructura del Cinturón de Kuiper, la existencia de la Nube de Oort y de los asteroides troyanos, por lo que cuenta con gran aceptación en la comunidad científica. Después de la formación del Sistema Solar, las órbitas de todos los planetas gigantes continuaron variando lentamente, influenciados por la interacción con un número grande de planetesimales restantes. Después de millones de años (hace aproximadamente 4 mil millones años) Júpiter y Saturno entraron en una resonancia 2:1; Saturno daba una vuelta al Sol mientras que Júpiter daba dos vueltas alrededor de nuestra estrella. Esta resonancia creó un empujón gravitatorio que causó un desplazamiento hacia fuera de Urano y especialmente de Neptuno. La interacción de estos planetas exteriores con el cinturón de Kuiper causó que la mayoría de los pequeños cuerpos se desplazasen hacia el interior del Sistema Solar. Este proceso continuó hasta que los planetesimales interaccionaron con Júpiter cuya inmensa gravedad los envió a órbitas muy elípticas hacia el Sistema Solar interno, o incluso los acabase expulsando del Sistema Solar. Esto causó a su vez que Júpiter se moviera ligeramente hacia una zona más cercana al Sol. A diferencia de los planetas externos, no se cree que los planetas internos hayan emigrado significativamente millones de años: primeras señales de vida en la Tierra. Formación de los exoplanetas Hipótesis nebular. Alrededor de la estrella existe un disco de gas y polvo en rotación. Esta nube molecular inicial, de muy baja densidad, se condensa. Este proceso es inestable por lo que se produce la fragmentación de la nube primigenia en otras más pequeñas a partir de las cuales se forman las estrellas y los planetas. La condensación de una de estas pequeñas nubes producirá que en el centro de la nube se alcancen densidades tan altas como para que se puedan iniciar las reacciones nucleares capaces de detener el colapso gravitatorio degenerando una fuerza de presión hacia el exterior. En ese momento la estrella ha nacido. 14

16 La rotación inicial de la protoestrella hace que el gas restante de su formación la rodee formando un disco coplanario que gira en la misma dirección. Los granos de polvo interestelares que componen el disco protoplanetario pueden crecer por coagulación, pegándose unos a otros mediante colisiones, constituyendo así los planetesimales o embriones planetarios, que mediante el mismo sistema de colisiones dará lugar a los planetas. Fragmentación de la nebulosa protoplanetaria. Parte del gas del disco colapsa dando lugar a la formación de exoplanetas. Colapso de la nube primigenia. Los planetas se forman por el colapso de pequeñas cantidades de gas de la nube molecular primigenia, para posteriormente ser atrapados por la gravedad de una de las estrellas del cúmulo o vagar como planetas solitarios por la galaxia. Otros sistemas planetarios. 15

17 Desde que en 1995 se descubriera el primer exoplaneta, se ha avanzado mucho en esta rama de la astrofísica. En un principio los científicos sólo podían estudiar los discos protoplanetarios ya que los instrumentos no alcanzaban la suficiente resolución como para poder distinguir la presencia de planetas. Entre los diferentes discos protoplanetarios estudiados destacaremos los siguientes: Discos protoplanetarios en la nebulosa de Orión: en el año 2009 el telescopio espacial Hubble reveló la existencia de 42 discos protoplanetarios en la nebulosa de Orión. Los astrónomos han dividido los discos protoplanetarios en dos grupos dependiendo de las regiones donde se han formado. El primero de ellos se encuentra cerca de un cúmulo de estrellas; y el segundo grupo corresponde a los que están más alejados. El primer grupo, al estar cerca del cúmulo se calientan, lo que hace que brillen, mientras que los más alejados, sólo pueden ser detectados como siluetas oscuras; aún así, estos son precisamente los discos que permiten a los astrónomos estudiar las características de las propiedades de los granos de polvo que se cree que se unen para formar planetas como el nuestro. Beta Pictoris (β Pic) es una estrella de tipo espectral A5V, situada en la constelación de Pictor y distante unos 60 años luz (19.28 pársecs) de la Tierra, con una edad que no llega a los 20 millones de años; su masa es 1.8 veces la masa del Sol y su temperatura superficial es de 8500 K. Posee un disco protoplanetario que fue descubierto en Es de especial interés para los astrónomos porque se considera que, en la actualidad, está en la misma fase que atravesó el Sistema Solar en las primeras etapas de su desarrollo. Fomalhaut es una estrella de magnitud aparente +1,16, la más brillante de la constelación Piscis Austrinus («El Pez Austral») y una de las estrellas más brillantes en el cielo nocturno. Está rodeada por un disco de polvo en forma de toroide con un borde interior muy agudo a una distancia radial de 133 unidades astronómicas (UA). El polvo está distribuido en un cinturón de 25 UA de ancho, y el centro geométrico del disco está desplazado a unas 15 UA de Fomalhaut. El disco 16

18 también es conocido como el Cinturón de Kuiper de Fomalhaut. Se cree que el disco que rodea a Fomalhaut es un disco protoplanetario que emite una considerable cantidad de radiación infrarroja. Discos similares se han descubierto en Vega, β Pictoris y Denébola (β Leonis). El 13 de noviembre de 2008 se anunció el descubrimiento de un planeta extrasolar, denominado Fomalhaut b, en órbita en el límite interior del anillo circumestelar. Hoy en día ya existe la tecnología suficiente como para detectar la existencia de sistemas con varios planetas; destacaremos los siguientes: La estrella Gliese 581 es una enana roja situada a 20,5 años luz del planeta Tierra. Es una de las 100 estrellas más cercanas al Sistema Solar. En comparación con la masa del Sol, es un tercio más pequeña, lo que hace que sea menos luminosa y más fría. Gliese 581 tiene, a su alrededor, 6 planetas. El planeta Gliese 581 g está en el centro de la zona de habitabilidad, mientras que Gliese 581 c orbita en el límite interior de dicha zona; Gliese 581 d, ocupa el borde exterior. Estos exoplanetas serían los primeros planetas en los que se han descubierto condiciones que hacen pensar que alcanzan los requisitos fundamentales para albergar vida. Upsilon Andromedae fue la primera estrella de la secuencia principal en la que se encontró más de un planeta extrasolar. Hasta ahora, cuatro planetas han sido descubiertos en este sistema planetario; se cree que los cuatro son gigantes gaseosos. 17

19 Verónica Casanova Departamento de Astronomía de la Sociedad de Ciencias Aranzadi Bibliografía OLUCION%20DEL%20SISTEMA%20SOLAR.pdf Atmósferas planetarias: Simulación del Modelo de Niza 18