Estrella que alberga planetas

Una estrella que alberga planetas es aquella que , gravitacionalmente, atrae a planetas y otros cuerpos celestes ( con o sin masa planetaria ) a su alrededor , formando así un sistema planetario con dicha estrella como cuerpo principal . Existen correlaciones entre las características de las estrellas y las de los planetas que orbitan a su alrededor.

La mayoría de las estrellas están acompañadas de planetas, aunque la proporción exacta sigue siendo incierta debido a las limitaciones actuales en la detección de exoplanetas distantes. La investigación actual calcula que hay, en promedio, al menos un planeta por estrella. ^{[ 1 ] [ 2 ]} Se espera que una de cada cinco estrellas similares al Sol ^{[ a ]} ​​tenga un planeta del tamaño de la Tierra ^{[ b ]} en la zona habitable . El método de velocidad radial y el método de tránsito (los dos métodos responsables de la gran mayoría de los planetas detectados) son más sensibles a los planetas grandes en órbitas pequeñas. Por lo tanto, muchos exoplanetas conocidos son " Júpiter calientes ", planetas de masa joviana o mayor en órbitas muy pequeñas con períodos de solo unos pocos días. Un estudio de 2005 sobre planetas detectados por velocidad radial encontró que alrededor del 1,2 % de las estrellas similares al Sol tienen un "Júpiter caliente", donde "estrella similar al Sol" se refiere a cualquier estrella de la secuencia principal de clases espectrales F tardía , G o K temprana sin un compañero estelar cercano. ^{[ 3 ]} Este 1,2% es más del doble de la frecuencia de "Júpiter calientes" detectados por la nave espacial Kepler, para lo cual una posible razón es que el campo de visión de Kepler está cubriendo una región diferente de la Vía Láctea donde la metalicidad de las estrellas es diferente. ^{[ 4 ]} Se estima además que entre el 3% y el 4,5% de las estrellas similares al Sol poseen un planeta gigante con un período orbital de 100 días o menos, donde "planeta gigante" significa un planeta de al menos 30 masas terrestres. ^{[ 5 ]}

Se sabe que los planetas pequeños (de masa similar a la de la Tierra o ligeramente mayor) son más comunes que los planetas gigantes. ^{[ 6 ]} También parece que hay más planetas en órbitas grandes que en órbitas pequeñas. Con base en esto, se estima que alrededor del 20% de las estrellas similares al Sol tienen al menos un planeta gigante, mientras que al menos el 40% pueden tener planetas de menor masa. ^{[ 5 ] [ 7 ] [ 8 ]} Un estudio de 2012 de datos de microlente gravitacional recopilados entre 2002 y 2007 concluye que la proporción de estrellas con planetas es mucho mayor y estima un promedio de 1,6 planetas orbitando entre 0,5 y 10 UA por estrella en la Vía Láctea . Los autores de este estudio concluyen que "las estrellas son orbitadas por planetas como regla, en lugar de la excepción". ^{[ 2 ]} En noviembre de 2013, se anunció queEl 22% ± 8% de las estrellas similares al Sol ^{[ a ]} ​​tienen un planeta del tamaño de la Tierra ^{[ b ]} en la zona habitable ^{[ c ]} . ^{[ 9 ] [ 10 ]}

Independientemente de la proporción de estrellas con planetas, el número total de exoplanetas debe ser muy grande. Dado que la Vía Láctea tiene al menos 100 mil millones de estrellas, también debería contener decenas o cientos de miles de millones de planetas.

La mayoría de los exoplanetas conocidos orbitan estrellas similares al Sol , es decir, estrellas de la secuencia principal de las categorías espectrales F, G o K. Una razón es que los programas de búsqueda de planetas han tendido a concentrarse en dichas estrellas. Además, los análisis estadísticos indican que las estrellas de menor masa ( enanas rojas , de categoría espectral M) tienen menos probabilidades de tener planetas lo suficientemente masivos como para ser detectados por el método de velocidad radial . ^{[ 5 ] [ 11 ]} Sin embargo, el telescopio espacial Kepler ha descubierto muchos planetas alrededor de enanas rojas mediante el método de tránsito , que puede detectar planetas más pequeños.

Las estrellas de categoría espectral A suelen rotar muy rápidamente, lo que dificulta la medición de los pequeños desplazamientos Doppler inducidos por los planetas en órbita, ya que las líneas espectrales son muy anchas. ^{[ 12 ]} Sin embargo, este tipo de estrella masiva evoluciona con el tiempo hacia una gigante roja más fría que rota más lentamente y, por lo tanto, puede medirse mediante el método de velocidad radial. ^{[ 12 ]} Se han encontrado algunas decenas de planetas alrededor de gigantes rojas.

Las observaciones realizadas con el Telescopio Espacial Spitzer indican que las estrellas extremadamente masivas de categoría espectral O, que son mucho más calientes que el Sol, producen un efecto de fotoevaporación que inhibe la formación planetaria . ^{[ 13 ]} Cuando la estrella de tipo O se convierte en supernova, cualquier planeta que se hubiera formado quedaría a la deriva debido a la pérdida de masa estelar, a menos que el impulso inicial del remanente resultante lo empuje en la misma dirección que un planeta que escapa. ^{[ 14 ]} Los discos de materia que no lograron escapar de la órbita durante una supernova pueden formar planetas alrededor de estrellas de neutrones y agujeros negros . ^{[ 15 ]}

Los estudios Doppler alrededor de una amplia variedad de estrellas indican que aproximadamente 1 de cada 6 estrellas con el doble de la masa del Sol son orbitadas por uno o más planetas del tamaño de Júpiter, frente a 1 de cada 16 para estrellas similares al Sol y solo 1 de cada 50 para enanas rojas . Por otro lado, los estudios de microlente indican que se encuentran planetas de masa de Neptuno de largo período alrededor de 1 de cada 3 enanas rojas. ^{[ 16 ]} Las observaciones del Telescopio Espacial Kepler de planetas con períodos de hasta un año muestran que las tasas de ocurrencia de planetas del tamaño de la Tierra a Neptuno (de 1 a 4 radios terrestres) alrededor de estrellas M, K, G y F son sucesivamente más altas hacia estrellas más frías y menos masivas. ^{[ 17 ]}

En el extremo de baja masa de la formación estelar se encuentran los objetos subestelares que no fusionan hidrógeno: las enanas marrones y las subenanas marrones , de clasificación espectral L, T e Y. Se han descubierto planetas y discos protoplanetarios alrededor de enanas marrones, y se han encontrado discos alrededor de subenanas marrones (por ejemplo, OTS 44 ).

Los planetas errantes expulsados ​​de su sistema podrían conservar un sistema de satélites. ^{[ 18 ]}

Las estrellas ordinarias están compuestas principalmente por los elementos ligeros hidrógeno y helio . También contienen una pequeña proporción de elementos más pesados, y esta fracción se denomina metalicidad de la estrella (aunque los elementos no sean metales en el sentido tradicional), ^{[ 3 ]} denotada [m/H] y expresada en una escala logarítmica donde cero es la metalicidad del Sol. Las estrellas con mayor metalicidad tienen más probabilidades de tener planetas, especialmente planetas gigantes, que las estrellas con menor metalicidad.

Un estudio de 2012 de los datos del telescopio espacial Kepler encontró que los planetas más pequeños, con radios menores que el de Neptuno, se encontraron alrededor de estrellas con metalicidades en el rango −0,6 < [m/H] < +0,5 (aproximadamente cuatro veces menor que la del Sol a tres veces mayor), ^{[ d ]} mientras que los planetas más grandes se encontraron principalmente alrededor de estrellas con metalicidades en el extremo superior de este rango (con metalicidad solar o superior). En este estudio, los planetas pequeños aparecieron aproximadamente tres veces más frecuentemente que los planetas grandes alrededor de estrellas con metalicidad mayor que la del Sol, pero aparecieron aproximadamente seis veces más frecuentemente para estrellas con metalicidad menor que la del Sol. La falta de gigantes gaseosos alrededor de estrellas de baja metalicidad podría deberse a que la metalicidad de los discos protoplanetarios afecta la velocidad con la que se pueden formar los núcleos planetarios y si acumulan una envoltura gaseosa antes de que el gas se disipe. Sin embargo, Kepler solo puede observar planetas muy cercanos a su estrella y los gigantes gaseosos detectados probablemente migraron desde más lejos, por lo que una menor eficiencia de migración en discos de baja metalicidad también podría explicar en parte estos hallazgos. ^{[ 19 ]}

Un estudio de 2014 reveló que no solo los planetas gigantes, sino los planetas de todos los tamaños, tienen una mayor probabilidad de aparecer alrededor de estrellas ricas en metales en comparación con las estrellas pobres en metales. Sin embargo, cuanto mayor es el planeta, mayor es este aumento a medida que aumenta la metalicidad. El estudio dividió los planetas en tres grupos según su radio: gigantes gaseosos , enanas gaseosas y planetas terrestres, con los límites en 1,7 y 3,9 radios terrestres. Para estos tres grupos, las probabilidades de aparición de planetas son 9,30, 2,03 y 1,72 veces mayores para las estrellas ricas en metales que para las estrellas pobres en metales, respectivamente. Existe un sesgo en contra de la detección de planetas más pequeños, ya que las estrellas ricas en metales tienden a ser más grandes, lo que dificulta la detección de planetas de menor tamaño. Esto significa que estos aumentos en las probabilidades de aparición representan límites inferiores. ^{[ 20 ]}

También se ha demostrado que las estrellas similares al Sol con planetas tienen muchas más probabilidades de ser deficientes en litio , aunque esta correlación no se observa en absoluto en otros tipos de estrellas. ^{[ 21 ]} Sin embargo, esta supuesta relación se ha convertido en un punto de controversia en la comunidad de astrofísica planetaria, siendo frecuentemente negada ^{[ 22 ] [ 23 ]} pero también respaldada. ^{[ 24 ] [ 25 ]}

Un estudio de 2025 encontró que los planetas pequeños de período corto con altas inclinaciones mutuas son más comunes alrededor de estrellas ricas en metales. ^{[ 26 ]}

La multiplicidad estelar aumenta con la masa estelar: la probabilidad de que las estrellas se encuentren en sistemas múltiples es de aproximadamente un 25 % para las enanas rojas, de aproximadamente un 45 % para las estrellas similares al Sol, y asciende a cerca de un 80 % para las estrellas más masivas. De las estrellas múltiples, aproximadamente el 75 % son binarias y el resto son sistemas de orden superior. ^{[ 27 ]}

Se han descubierto más de cien planetas orbitando un miembro de un sistema estelar binario (por ejemplo, 55 Cancri , posiblemente Alpha Centauri Bb ) ^{[ 28 ]} , y varios planetas circumbinarios que orbitan alrededor de ambos miembros de una estrella binaria (por ejemplo, PSR B1620-26 b , Kepler-16b ). Se conocen unas pocas docenas de planetas en sistemas estelares triples (por ejemplo, 16 Cygni Bb ) ^{[ 29 ]} y uno en el sistema cuádruple Kepler 64 ^{[ 30 ]} .

Los resultados de Kepler indican que los sistemas planetarios circumbinarios son relativamente comunes (hasta octubre de 2013, la nave espacial había encontrado siete planetas circumbinarios de entre aproximadamente 1000 binarias eclipsantes analizadas). Un hallazgo desconcertante es que, si bien la mitad de las binarias tienen un período orbital de 2,7 días o menos, ninguna de las binarias con planetas circumbinarios tiene un período inferior a 7,4 días. Otro hallazgo sorprendente de Kepler es que los planetas circumbinarios tienden a orbitar sus estrellas cerca del radio crítico de inestabilidad (los cálculos teóricos indican que la separación estable mínima es aproximadamente dos o tres veces mayor que la separación entre las estrellas). ^{[ 31 ]}

En 2014, a partir de estudios estadísticos de búsquedas de estrellas compañeras, se infirió que alrededor de la mitad de las estrellas anfitrionas de exoplanetas tienen una estrella compañera, generalmente dentro de 100 UA. ^{[ 32 ] [ 33 ]} Esto significa que muchas estrellas anfitrionas de exoplanetas que se pensaba que eran simples son binarias, por lo que en muchos casos no se sabe a cuál de las estrellas orbita realmente un planeta, y los parámetros publicados de planetas en tránsito podrían ser significativamente incorrectos porque el radio del planeta y la distancia a la estrella se derivan de los parámetros estelares. Se necesitan estudios de seguimiento con imágenes (como imágenes de moteado ) para encontrar o descartar compañeras (y se requerirían técnicas de velocidad radial para detectar binarias muy cercanas entre sí) y esto aún no se ha hecho para la mayoría de las estrellas anfitrionas de exoplanetas. Ejemplos de estrellas binarias conocidas en las que no se sabe a cuál de las estrellas orbita un planeta son Kepler-132 y Kepler-296 , ^{[ 34 ]} aunque un estudio de 2015 encontró que los planetas de Kepler-296 probablemente orbitaban la estrella más brillante. ^{[ 35 ]}

La mayoría de las estrellas se forman en cúmulos abiertos , pero se han encontrado muy pocos planetas en ellos, lo que llevó a la hipótesis de que el entorno de los cúmulos abiertos dificulta la formación de planetas . Sin embargo, un estudio de 2011 concluyó que no se han realizado suficientes estudios de cúmulos para formular dicha hipótesis. ^{[ 36 ]} La falta de estudios se debió a que existen relativamente pocos cúmulos abiertos adecuados en la Vía Láctea. Los recientes descubrimientos de planetas gigantes ^{[ 37 ]} y planetas de baja masa ^{[ 38 ]} en cúmulos abiertos son consistentes con tasas de ocurrencia de planetas similares en cúmulos abiertos que alrededor de estrellas de campo.

El cúmulo abierto NGC 6811 contiene dos sistemas planetarios conocidos: Kepler-66 y Kepler-67 .

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