¿Que son las Super Tierras?

En astronomía, la súper Tierra se define como un planeta rocoso extrasolar con una masa entre 1,9-5 y 10 masas terrestres (M⊕); esta clase de planetas es, por lo tanto, un término medio entre los gigantes gaseosos con una masa similar a la de Urano y Neptuno y los planetas rocosos con un tamaño similar al de la Tierra.

Nuestro sistema solar no contiene planetas que puedan clasificarse en esta categoría, porque el planeta rocoso más grande es la Tierra y el planeta con mayor masa, Urano, es un gigante gaseoso con una masa equivalente a unas 14 veces la de la Tierra.

El término «super Tierra» se refiere exclusivamente a la masa del planeta, y no considera otras propiedades como las condiciones de la superficie o la habitabilidad.

Para evitar posibles ambigüedades, también se han acuñado otros términos, de uso menos generalizado, para destacar algunas características probables de ciertas super Tierras identificadas: nano gaseoso, para los planetas más masivos de esta categoría y probablemente compuestos de grandes cantidades de gas; super Venus o super Plutón, para destacar las temperaturas superficiales muy altas o viceversa muy bajas que caracterizarían al planeta en cuestión. Los primeros planetas pertenecientes a esta categoría fueron descubiertos en 1992 alrededor de un púlsar; sin embargo, fue en 2005 cuando se empezaron a identificar super Tierras alrededor de las estrellas de la secuencia principal, con el descubrimiento de Gliese 876 d.

En general, la definición de super Tierra se basa exclusivamente en la masa, y no incluye otras características, como la temperatura, la composición, los parámetros orbitales o el medio ambiente, similares a las de la Tierra. Mientras que las fuentes generalmente están de acuerdo en indicar 10 masas terrestres (~69% de la masa de Urano) como el límite superior para que una súper Tierra sea considerada como tal, el límite inferior varía entre 1-1,9 y 5 M⊕. Según otros autores, el término debería limitarse a los planetas sin una envoltura atmosférica significativa. Los planetas que superan los 10 M⊕ están entre los gigantes gaseosos.

En 2019, la falta de los llamados planetas intermedios (brecha de Fulton, del nombre del astrónomo que detectó el fenómeno), es decir, con un radio entre 1,5 y el doble del de la Tierra, se explica, además de una base estadística insuficiente, por la posibilidad de que existan más escenarios en la evolución de la formación exoplanetaria.

El descubrimiento de las primeras súper Tierras coincide con el de los primeros planetas extrasolares: en 1992 Aleksander Wolszczan y Dale Frail descubrieron tres planetas alrededor del púlsar de milisegundos PSR B1257+12 cuya masa estaba entre 0,025 y 4,3 veces la masa de la Tierra: valores demasiado bajos para considerarlos gigantes gaseosos.

Dado que hasta entonces la existencia de exoplanetas sólo era objeto de discusión y especulación, el descubrimiento despertó un gran interés en la comunidad científica, ya que eran los primeros exoplanetas confirmados y además orbitaban alrededor de un púlsar, un hecho sorprendente para la época porque se suponía que sólo las estrellas de la secuencia principal podían tener planetas.

Sin embargo, habrá que esperar hasta el año 2005 para que se encuentre la primera super-Tierra alrededor de una estrella de secuencia principal: se trata de Gliese 876 d, descubierta por un grupo dirigido por el investigador Eugenio Rivera en órbita alrededor de la enana roja Gliese 876 (anteriormente se habían descubierto en el sistema dos gigantes gaseosos de tamaño similar al de Júpiter). Tiene una masa estimada entre 5,8 y 7,5 masas terrestres y un período orbital de sólo dos días; la gran cercanía del planeta a su estrella madre hace que su temperatura superficial sea bastante alta, entre 430 y 650 K. En 2006 se descubrieron otras dos súper Tierras: OGLE-2005-BLG-390L b, con una masa 5,5 veces la de la Tierra, descubierta gracias al efecto de la lente gravitacional, y HD 69830 b, con una masa igual a 10 veces la de la Tierra.

En abril de 2007 un grupo suizo, dirigido por Stéphane Udry, anunció el descubrimiento de dos super Tierras alrededor de la enana roja Gliese 581, llamadas Gliese 581 c y d y ambas consideradas en el límite de la zona habitable del sistema. En el momento del descubrimiento se creía que Gliese 581 c, que tiene una masa igual a 5 veces la de la Tierra y está en promedio a 0,073 au (11 millones de km) de la estrella madre, estaba situado en el borde más interno y cálido de la zona habitable.

Por lo tanto, inicialmente se creyó que la temperatura del planeta variaba entre un mínimo de -3 °C (270 K), con un albedo comparable al de Venus, y un máximo de 40 °C (313 K), con un albedo comparable al de la Tierra. Sin embargo, investigaciones posteriores han demostrado que Gliese 581 c sería mucho más interno que la zona habitable del sistema y también sufriría un importante efecto invernadero, similar al que aflige a Venus.

Gliese 581 d, con una masa 7,7 veces mayor que la de la Tierra, orbita en cambio dentro de la zona habitable, en su límite exterior. En junio de 2008 se descubrió una de las super Tierras de menor masa, MOA-2007-BLG-192Lb; identificada gracias al efecto de la lente gravitacional, el planeta tiene una masa de alrededor de 3,3 M⊕ y orbita alrededor de una enana marrón. En el mismo mes se anunció el descubrimiento de tres súper Tierras que orbitan una estrella ligeramente más pequeña que el Sol, HD 40307.

El primer planeta tiene una masa de 4,2 masas terrestres, el segundo 6,7 y el tercero 9,4. Los tres planetas se identificaron mediante el método de velocidad radial calculado con el espectrógrafo HARPS situado en Chile en el observatorio de La Silla.

El mismo equipo anunció el descubrimiento de un planeta adicional con 7,5 masas terrestres alrededor de la estrella HD 181433, alrededor del cual orbita un planeta similar a Júpiter ya conocido con un período de tres años.

En febrero de 2009 se anunció el descubrimiento del CoRoT-7 b, con una masa estimada de 4,8 M⊕ y un período orbital de sólo 0,853 días; la densidad estimada parece indicar una composición muy similar a la de los planetas del sistema solar interno, por lo tanto con una prevalencia de los silicatos. CoRoT-7 b, descubierta justo después de HD 7924 b, es la primera súper Tierra detectada alrededor de una estrella de secuencia principal que no es una enana roja.

El 21 de abril de 2009 se anunció el descubrimiento de otra súper Tierra alrededor de Gliese 581: Gliese 581 e. Con una masa de alrededor de 1,9 M⊕, es el exoplaneta más pequeño detectado hasta ahora alrededor de una estrella de secuencia principal; orbita su estrella en 3,15 días a una distancia media de 0,03 au. Se cree que el planeta experimenta un calentamiento de marea al menos 100 veces mayor que el experimentado por el satélite Júpiter. En diciembre de 2009 se anunció el descubrimiento de GJ 1214 b, 2,7 veces más masivo que la Tierra, cuya densidad es compatible con la asumida para un planeta oceánico.

De las 32 súper Tierras descubiertas en 2009, 24 fueron descubiertas usando el instrumento HARPS montado en los telescopios Keck. En enero de 2010 se descubrió el planeta HD 156668 b; su masa mínima de 4,15 masas terrestres lo convierte en el segundo planeta menos masivo que se ha descubierto utilizando el método de velocidad radial, después de Gliese 581 e.

El 24 de agosto se anunció el descubrimiento de un sistema planetario compuesto por al menos siete planetas, no todos confirmados, que orbitan alrededor de la enana amarilla HD 10180; uno de los planetas no confirmados, HD 10180 b, tendría una masa de 1,35±0,23 M⊕, lo que lo convertiría, de confirmarse, en el exoplaneta menos masivo descubierto alrededor de una estrella de secuencia principal; sin embargo, hay un 98,6% de probabilidad de que el planeta exista realmente.

El 29 de septiembre se anunció el descubrimiento de una cuarta súper Tierra alrededor de Gliese 581 midiendo la velocidad radial; llamada Gliese 581 g o, amistosamente, Zarmina, el planeta tiene una masa 3,1 veces la de la Tierra y orbita según una trayectoria casi circular a una distancia media de la estrella de 0,146 au, lo que lo sitúa en la zona habitable.

El descubrimiento del planeta, junto con el descubrimiento contemporáneo de Gliese 581 f, fue cuestionado por un análisis posterior de los datos, de los cuales no hubo una confirmación precisa de la presencia real de estos dos últimos planetas; la Enciclopedia de Planetas Extrasolares los clasifica, en diciembre de 2011, como no confirmados.

El 29 de septiembre se anunció el descubrimiento, a través de la medición de la velocidad radial, de una cuarta súper Tierra alrededor de Gliese 581; llamada Gliese 581 g o, amistosamente, Zarmina, el planeta tiene una masa 3,1 veces la de la Tierra y orbita según una trayectoria casi circular a una distancia media de la estrella de 0,146 au, lo que lo sitúa en la zona habitable.

El descubrimiento del planeta, junto con el descubrimiento contemporáneo de Gliese 581 f, fue cuestionado por un análisis posterior de los datos, de los cuales no hubo una confirmación precisa de la presencia real de estos dos últimos planetas; la Enciclopedia de Planetas Extrasolares los clasifica, en diciembre de 2011, como no confirmados.

El 2 de febrero de 2011, el Telescopio Espacial Kepler transmitió una lista de 1235 posibles planetas extrasolares, que incluye 68 posibles planetas de tamaño similar al de la Tierra (R < 1,25 R⊕) y otras 288 posibles super Tierras (1,25 R⊕ < R < 2 R⊕).

Además, se han identificado 54 planetas probables en la zona habitable de su sistema; seis de ellos tienen menos del doble del tamaño de la Tierra: KOI 326,01 (R = 0,85 R⊕), KOI 701,03 (R = 1,73 R⊕), KOI 268,01 (R = 1,75 R⊕), KOI 1026,01 (R = 1,77 R⊕), KOI 854,01 (R = 1,91 R⊕), KOI 70,03 (R = 1,96 R⊕).

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Cabe destacar también un sistema constituido por seis planetas, denominados de la «b» a la «g», en órbita alrededor de Kepler-11, una enana amarilla muy similar al Sol. Los seis planetas, cuyas masas están entre 2,3 y 13,5 M⊕, están pasando por la superficie de la estrella, debido a su inclinación con respecto a nuestra línea de visión bajo el grado. Esta propiedad ha permitido medir directamente los diámetros y períodos orbitales simplemente monitoreando los eclipses de la estrella por los planetas.

El sistema es el más compacto que se conoce: las órbitas de los planetas desde la «b» hasta la «f» se encuentran a una distancia inferior a la que separa a Mercurio del Sol, mientras que la órbita de la «g» es un 20% más amplia que la de Mercurio. Basándose en estos últimos descubrimientos, los astrónomos tienen la hipótesis de que puede haber al menos 30.000 planetas probablemente habitables en un radio de mil años luz de la Tierra, al menos 50.000 millones de planetas rocosos sólo en la Vía Láctea, 500 millones de los cuales probablemente orbitan alrededor de la zona habitable de su sistema.

El descubrimiento de otras cuatro súper Tierras (Gliese 370 b y las tres órbitas alrededor del sistema HD 20794) por el espectrógrafo HARPS de ESO fue anunciado el 17 de agosto de 2011; entre ellas, Gliese 370 b se encontraría en el límite interior de la zona habitable del sistema y sería potencialmente habitable si tuviera una cobertura de nubes que cubriera más del 50% de la superficie planetaria. Otras 10 súper Tierras, de los 41 nuevos exoplanetas descubiertos, fueron confirmadas el 12 de septiembre.

El 5 de diciembre de 2011 se anunció y confirmó el descubrimiento, a través del telescopio Kepler, de la primera súper Tierra que orbita inequívocamente la zona habitable de su sistema planetario: es el Kepler-22 b, un planeta con un radio de 2,4 veces el de la Tierra, que orbita a una distancia de su estrella (una enana amarilla ligeramente más pequeña que el Sol) de alrededor de 0,89 au.

En septiembre de 2012 se anunció el descubrimiento de dos planetas que orbitan alrededor de Gliese 163, uno de los cuales, Gliese 163 c, con una masa igual a 6,9 veces la masa de la Tierra y que probablemente orbita alrededor de la zona habitable del sistema. En octubre del mismo año se anunció el probable descubrimiento de una supertierra también alrededor de α Centauri B, parte del sistema estelar más cercano al Sol, mientras que en diciembre se anunciaron cinco super Tierras en órbita alrededor de la cercana τ Ceti, una de las cuales, y, estaría dentro de la zona habitable.

En enero de 2013 se anunció entonces el descubrimiento, tras el análisis de los datos proporcionados por el telescopio espacial Kepler, de un posible planeta, llamado KOI-172.02, muy similar a la Tierra (R =1,5 r⊕) que orbita alrededor de la zona habitable del sistema de una enana amarilla similar al Sol; este planeta se considera un posible candidato a albergar formas de vida extraterrestre.

En abril del mismo año se anunció el descubrimiento de cinco planetas que orbitan dentro de la zona habitable de la estrella Kepler-62, a 1.200 años luz del sistema solar. Se han identificado tres super Tierras más alrededor de la enana roja Gliese 667 C y forman parte de un sistema más grande que incluye otros cuatro planetas.

Debido a su mayor masa que la Tierra, las características físicas de las súper Tierras difieren sustancialmente de las de nuestro planeta. La principal característica de las súper Tierras es el alto valor de la gravedad superficial, generalmente mayor que la de Neptuno y Saturno (y en algunos casos incluso la de Júpiter), que depende estrechamente de la masa y el tamaño de estos planetas.

Un grupo de astrónomos ha desarrollado modelos físico-matemáticos para deducir las dimensiones de catorce tipos diferentes de planetas que se cree que existen en nuestra Galaxia; entre ellos, planetas compuestos de sustancias puras como agua y/o hielo (planetas oceánicos), carbono, hierro, silicatos, monóxido de carbono, carburo de silicio y mezclas de estas sustancias.

El grupo ha calculado cómo la gravedad comprime estos planetas, lo que permite predecir un valor preciso del diámetro en función de su composición y masa. Por ejemplo, un planeta de masa terrestre compuesto de agua y/o hielo tendría un diámetro de unos 15700 km, mientras que un planeta ferroso de igual masa tendría un diámetro de sólo 4800 km; a modo de comparación, la Tierra, compuesta principalmente de silicatos con un núcleo ferroso, tiene un diámetro ecuatorial de 12756 km.

Por lo tanto, se puede deducir que los planetas con predominio de agua y hielo son los menos densos, mientras que los planetas ferrosos son los de mayor densidad; sin embargo, hay que tener en cuenta que, con la misma composición, un planeta masivo es más denso que uno menos masivo.

Un estudio realizado en el planeta Gliese 876 d[1] ha dado a conocer que sería teóricamente posible deducir la composición de una super Tierra calculando la densidad a partir del radio, medible durante el tránsito en la superficie de la estrella, y de la masa del planeta, deducible mediante mediciones astrométricas. 1]

En el caso concreto, dado que Gliese 876 d no es un planeta en tránsito y que el único valor conocido es su masa (5,88±0,99 M⊕), su radio teórico calculado está entre 9200 km (1,4 r⊕), suponiendo que es un planeta de silicato con un gran núcleo ferroso, y 12500 km (2,0 r⊕), suponiendo que es un planeta oceánico.

La gravedad superficial estimada para un planeta cuyo radio está dentro de este rango sería de entre 1,9 y 3,3 g (19 y 32 m/s²). La estructura de una súper Tierra refleja la forma en que se formó. Según la región del sistema planetario en que se formó el planeta, es posible reconocer dos tipos principales de super Tierras: las super Tierras ricas en agua y hielo, que se formaron más allá de la línea de congelación del sistema y darán lugar a los planetas oceánicos, y las super Tierras pobres en agua, aproximadamente similares a los planetas del sistema solar interno y formadas dentro de la línea de congelación.

La formación de una súper Tierra pobre en agua sigue básicamente la formación de los planetas rocosos del sistema solar. La colisión y agregación de los planetesimales, fragmentos de roca rica en hierro y silicatos presentes en el disco circunestelar que queda del nacimiento de la estrella madre, determina la formación de un cierto número de protoplanetas que, en virtud de la enorme fricción causada por las múltiples colisiones, aparecen como esferas muy calientes de roca fundida que irradian calor al espacio circundante. El enfriamiento de la parte más superficial del magma determina la formación de estructuras cristalinas de silicatos de hierro, de las cuales se originarán los minerales.

Dependiendo de la cantidad de oxígeno en los silicatos, es posible que una parte del hierro no se incorpore a los minerales nacientes; esta fracción libre de hierro, debido a su mayor densidad que el resto del magma silicatado, se hunde hacia el centro del planeta naciente, formando un núcleo rodeado por un manto magmático predominantemente silicatado; el interior del planeta en formación asume así un aspecto multicapa, similar al de la Tierra.

Lo que diferencia el núcleo de una súper Tierra del de la Tierra es el hecho de que el primero, a pesar de las altísimas temperaturas (~10000 K), sería completamente sólido debido a las altas presiones que pesan sobre él; el núcleo de la Tierra está en cambio compuesto por una fracción sólida, llamada núcleo interior, rodeada por una envoltura fluida, el núcleo exterior, atravesado por corrientes convectivas que serían responsables del campo geomagnético.

Entre las super Tierras pobres en agua están los hipotéticos planetas de carbono, que orbitarían alrededor de estrellas originadas en nebulosas particularmente ricas en este elemento y pobres en oxígeno. Su estructura interna incluye un núcleo ferroso, rodeado por un manto interno de carburos y un manto externo de grafito, a su vez coronado por una fina corteza y, en algunos casos, una atmósfera secundaria, rica en compuestos de carbono. Se cree que si se alcanzaran las condiciones de presión adecuadas en la capa exterior, algunas capas de grafito, incluso de varios kilómetros de espesor, podrían cristalizar en diamante.

Notablemente diferente es la formación de planetas ricos en agua, representados por planetas oceánicos: como ya se ha mencionado, estos planetas se forman más allá de la línea de congelación, que corresponde a una distancia de la estrella tal que la temperatura es lo suficientemente baja como para permitir que los compuestos volátiles que contienen hidrógeno, como el agua, el amoníaco y el metano, alcancen el estado de hielo.

Su estructura es muy peculiar: estos planetas se caracterizan de hecho por grandes cantidades de agua, que dan lugar a un océano superficial de varios cientos de kilómetros de profundidad. En las capas inferiores de este inmenso océano el agua, por efecto de la gran presión, alcanza el estado sólido: esto crea un segundo manto, más superficial que la roca, formado por hielo. Sin embargo, no es el hielo común visible en las regiones frías de nuestro planeta, el hielo Ih, sino las formas cristalinas cálidas conocidas como hielo VII, X y XI, que se forman como resultado de presiones muy altas.

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