Resumen

En este trabajo se aborda de manera introductoria las hipótesis más aceptadas para explicar el origen de los sistemas planetarios desde el punto de vista de las ciencias planetarias. Se introducen algunos modelos teóricos utilizados para explicar la formación y la dinámica de discos protoplanetarios, así como en la formación de planetas, en ambos casos, elaborados a partir de las observaciones. También presentamos las evidencias observacionales geoquímica, en particular del estudio de las condritas carbonáceas del sistema solar. También se revisa el caso de algunos sistemas planetarios de interés.

1. Introducción

La formación y evolución de los sistemas planetarios es un tema bastante interesante que engloba varias preguntas como ¿cuánto tarda en formarse un sistema planetario?, ¿cómo se formó el sistema solar?, ¿alrededor de qué estrellas es posible formar planetas? La solución a estas preguntas no es nada trivial y por lo mismo es actualmente un problema abierto. Además se requiere el aporte de varias disciplinas (geociencias, geofísica, astrofísica, etcétera) para poder arrojar luz a este problema.

Históricamente se han desarrollado múltiples hipótesis sobre la formación del sistema planetario más conocido, nuestro sistema solar. Algunas hipótesis han partido de lo divino o filosófico, otras han surgido de observaciones del movimiento de la naturaleza y posteriormente de algo más refinado como la mecánica celeste y geología. Desde filósofos como René Descartes a científicos como Newton se encuentra una miscelánea de formulaciones sobre el evento que da origen a nuestro sistema planetario. De entre las primeras hipótesis, basada en creencias personales e influencia divina, se encuentra la hipótesis del vortex, perteneciente a Descartes, en la cual se formula una red de vórtices alrededor del Sol primitivo. Esta teoría antecede la formulación de las leyes de Newton, por lo cual fue desechada al no respetar dichas leyes. Otra hipótesis, formulada un siglo después de Descartes por el conde de Buffon, fue la del cometa que pasó cerca del Sol y repartió el material necesario para la formación de los planetas. Aunque esta hipótesis no tuvo muchos seguidores, puso las bases para la hipótesis de la panspermia. De manera simultanea con Buffon, el filósofo Immanuel Kant propuso la idea de la condensación de un gran disco de gas y polvo que se debió a un colapso.

Figura 1: Concepción artística de la formación de nuestros sistema solar. Creditos: NASA. de una nube de material interestelar. De esta idea de Kant surgieron las bases de la teoría que hoy conocemos para la formación del sistema solar, ver la concepción artística de la formación del sistema solar de la Figura 1.

En este articulo se revisan algunos resultados recientes desde el punto de vista de la astrofísica, las ciencias planetarias y la meteorítica para explicar algunas de las peculiaridades que nuestro sistema solar presenta comparado con otros sistemas planetarios que han sido descubiertos en los últimos años. En este trabajo se analizan algunos hechos del sistema solar y se comparan con otros sistemas, por lo que abordamos las siguientes temáticas:

1. Formación de sistemas planetarios:

Etapas tempranas

Procesos de acreción en el disco protoplanetario

Formación de planetas tipo súper Tierra y Júpiter Caliente

2. Etapa final del sistema planetario:

Sistemas de enanas blancas

Sistemas binarios

3. Estudio de exoplanetas:

Exoplaneta y zona habitabilidad

Los métodos de detección más exitosos

Algunos ejemplos de sistemas planetarios

Nuestro sistema solar

El primer tema introduce la relación de la actividad temprana de la estrella con los procesos que acontecen posteriormente en el disco de acreción. En particular es de interés encontrar evidencia dentro del sistema planetario sobre la expulsión de jets (chorros bipolares) al inicio de la vida de la estrella y la relación entre este fenómeno con los vientos estelares que soplan en etapas tempranas de formación planetaria. Posteriormente se revisarán los dos procesos principales de formación planetaria que toman lugar en etapas tempranas en el disco protoplanetario: acreción de meteoroide y acreción de planetesimales. Es de interés en esta parte revisar las consecuencias que tienen las condiciones iniciales con las posteriores masas de los planetas, la presencia de atmósfera en ellos en los planetas y la distancia a la estrella, es decir, determinar zonas de habitabilidad. Después se revisan las condiciones que permiten la formación de planetas de tipo súper Tierra y Júpiters calientes, de principal interés para comprender nuestro Sistema Solar. Como siguiente punto se encuentra estudiar los sistemas planetarios en estrellas enanas blancas dada su importancia para entender las etapas tardías de evolución de los sistemas planetarios, de igual manera se estudiarán los sistemas con estrellas binarias con el objetivo de estudiar las diferencias que podrían existir en relación con el sistema solar. Finalmente se revisan parte de la información que se tiene sobre el sistema solar, principalmente la evidencia geocronológica que se ha obtenido a partir del estudio de meteoritos.

Antes de entrar en el tema, es importante aclarar a los lectores que las escalas de distancia empleadas serán los años luz. Esto es importante porque en astronomía es común encontrar diversas escalas de medición de distancia, las cuales dependen que tan grandes o pequeñas son las distancias. Por ejemplo, para medir la distancia del Sol a la Tierra se usa la Unidad Astronómica (UA), equivalente a 8 minutos luz. Es evidente que ya no se usan directamente los centímetros ni los kilómetros. Para poner otro ejemplo, la estrella más cercana a nosotros, después del Sol, está a 4.2 años luz (1 año luz es la distancia que recorre un fotón de luz durante 1 año, es decir, 1 año luz es igual a 9.461 Å~ 1012 km). Imagina que si el avión más rápido pudiera viajar una distancia de 39 años luz, ¡entonces el avión tardaría alrededor de 21 millones de años en llegar! En escalas de la vida del ser humano esto es mucho tiempo, mas o menos es el mismo lapso de tiempo desde que se desarrollaron los primeros simios hasta nuestros días.

2. Formación de sistemas planetarios

2.1. Etapas tempranas

Según el modelo de la teoría nebular, la formación de sistemas planetarios comienza en las grandes nubes moleculares, sitios de incubación estelar. Estas nubes están formadas de hidrógeno y helio en un 98% y un 2% de elementos más pesados (para más información acerca de modelos deterministas de sistemas planetarios se sugiere consultar la referencia de Miguel, 2011). A pesar de ser objetos muy masivos tienen temperatura y densidad muy 3 bajas, de unos 250° bajo cero y densidades de 1 Å~ 10−3 moléculas por centímetro cúbico. Su extensión puede ser de unos 100 años-luz y poseen cierta velocidad alrededor de un centro.

Al principio estas nubes se encuentran en un estado de equilibrio, sin embargo, una pequeña perturbación causada por la atracción gravitacional desencadena un aumento en la temperatura, en conjunto con la presencia de campos magnéticos de partículas cargadas eléctricamente provenientes del medio interestelar contribuyen al comienzo del colapso de la nube. Dentro de esta se comenzarán a formar regiones de mayor densidad y de tamaño importante, los cuales, pasan a una etapa de contracción gravitatoria que formará una protoestrella. Al principio, estas regiones son fragmentos fríos y densos sin muestras de colapso, el cual puede durar hasta un millón de años. Cuando la nube comienza a colapsar los elementos más ligeros empiezan a aglutinarse por la acción de la fuerza gravitacional, dando origen a las estrellas. Estas regiones densas comienzan a colapsar individualmente pasando a formar los núcleos preestelares. Al irse haciendo más pequeña, la nube aumenta su velocidad radial y debido a la viscosidad del material que se encuentra a lo largo del eje de rotación cae sobre la estrella. Mientras tanto, el material que está presente en el plano de rotación forma un disco debido a la fuerza centrípeta. La existencia de estos discos es determinante para el tamaño de la estrella, ya que según su tamaño y turbulencia pueden formar diversas estructuras, las cuales veremos mas adelante.

El aumento en la temperatura y densidad en los núcleos provoca que se disocie el H2 en H, aumentando la cantidad de partículas y se reduce la energía entre ellas. Cuando esto sucede el núcleo preestelar se convierte en una protoestrella. Al formarse la protoestrellas, se crea un disco acampanado que aumenta conforme se aleja del núcleo. Este disco permite la acreción de masa y libera el exceso de energía de rotación. Mientras la protoestrella busca un equilibrio, ésta se contrae y aumenta la presión en su interior elevando la temperatura y liberando mucha energía. En el momento en que la temperatura y la presión son suficientemente altas para permitir la producción de reacciones de fusión, se puede decir, que se ha formado una estrella.

En cuanto al disco, inicialmente es muy inestable (hay turbulencia y caos) y su evoluciónestá determinada por la viscosidad, la acreción, masa e intensidad de la radiación de la protoestrella y la dinámica entre el polvo en el disco. En el disco protoplanetario el polvo y el gas permanecen mezclados de manera uniforme, poco a poco las partículas se van diferenciando, ver Figura 2. El contenido de polvo en un disco es alrededor de un 10% del total del material, la química de los componentes es importante, ya que de ello dependerá el proceso de formación de planetas (Correa-Otto y col. (2013)). El material gaseoso se mantiene en equilibrio entre las fuerzas de presión del gas y la gravedad de la estrella, en otras palabras, mientras más cerca de la estrella hay mayor presión. Este efecto causa un ensanchamiento en el interior del disco, el polvo y el gas se combinan por lo que el medio se vuelve mas denso y a su vez el exterior es mas delgado. El disco evoluciona y se dispersa y con ello la formación de planetas sucederá de manera simultánea.

En la Figura 2 se muestra un boceto de la secuencia entre la formación de la estrella y disco para luego formar los planetas (Williams y L.A., 2011). La Figura a) es la representación de la etapa temprana en donde la nueva estrella es alimentada por el disco de acreción y a la par va barriendo a la nube primigenia debido a radiación fotoionizante (principalmente fotones en la región del ultravioleta, UV) de las reacciones termonucleares. Posteriormente en la Figura b) al igual que en a) pero con el crecimiento de los planetesimales. En c) el disco interno es fotoevaporado y se detienen la acreción y los planetesimales crecen para formar los planetas.

Figura 2: Secuencia en las interacciones entre la formación de la estrella junto con el disco circundante y la formación de planetas y planetesimales. Crédito de Williams y L.A., 2011.

2.2. Procesos de acreción dentro del disco protoplanetario

Después de haber comenzado con la acreción en la nube primigenia se forma el disco de acreción. De acuerdo al modelo actual Lynden-Bell y Pringle (1974), los discos protoplanetarios son estructuras rotantes y aplanadas (ver Figura 2.b) que están constituidos por polvo y gas que rodean a la mayoría de las estrellas de baja masa y son una consecuencia de la conservación del momento angular durante el colapso gravitacional de la nube primigenia.

Estos discos duran algunos pocos millones de años, etapa que coincide con un periodo donde se observa acreción de masa hacia el centro de la estrella. Una de esta parte de material se aglutina en partículas de la escala de centímetros, que acretan para formar asteroides y a su vez sistemas planetarios enteros.

Figura 3: Esquema de las diferentes rocas espaciales y su relativo tamaño.

Para explicar el proceso de formación de planetas dentro del disco de acreción (ver Figura 2.c) se han presentado varios mecanismos, pero que hasta este momento no dan una respuesta completamente satisfactoria, ya que no explican por si mismos el proceso completo de formación de un planeta o simplemente fallan al momento de ser comparados con las observaciones para predecir el tamaño o su localización (Youdin y Johansen, 2006).

Se piensa, de forma muy general, que al chocar las partículas de polvo quedan unidas entre si por las fuerzas de atracción molecular para formar meteoroides, que son algo así como pequeñas canicas rocosas (o también llamadas pebbles por su nombre en inglés). Paulatinamente se da un colapso gravitacional y aumentan las colisiones de los meteoroides para formar asteroides y finalmente planetesimales. Para dar una idea de las diferentes rocas espaciales que se forman y de sus tamaños, en la Figura 3 se hace un esbozo desde los granos de polvo con tamaños de nanómetros a milímetros y sucesivamente las rocas mas grandes se llaman meteoroides, asteroides, planetesimales y planetas. Después, el polvo restante es acretado por estos planetesimales, para finalmente formar los núcleos de los planetas Crida y Kley, 2008. Los nuevos planetas, debido a las múltiples interacciones gravitacionales, migran hacia el interior del disco y se vuelve a hacer un reajuste de sus órbitas. En el caso de nuestro sistema solar, se dio un reajuste de órbitas entre los planetas Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno lo cual provocó que aumentara el número de impactos hace 290 millones de años, dato estimado a partir del estudio de los cráteres en la Luna de Andrews, 2019; Bartels, 2019.

Las diferentes rocas espaciales han impactado a la Tierra, pero debido a la constante erosión de la superficie y el movimiento de las placas tectónicas esta evidencia ha sido borrada. Sin embargo, dependiendo de la altura a la que se encuentren estas rocas respecto a la superficie de la Tierra recibirán su nombre, se les llamará meteoritos si se encuentran en la superficie, meteoros si se encuentra entrando en la atmósfera, meteoroides si están afuera de la atmósfera y si son mas grandes que 50 m de diámetro son llamados asteroides o cometas, tal como lo muestra la Figura 4. Por otro lado, si estas rocas son atrapadas por los planetas cambiarían su nombre y se llamarían lunas o anillos.

Figura 4: Nombre de las rocas respecto a la distancia a la superficie de la Tierra. El problema con el modelo de acreción por planetesimales es principalmente la escala de tiempo (Kretke y col., 2016). El periodo requerido para formar al menos el núcleo del planeta supera por mucho el tiempo de vida esperado para el disco, nuevas simulaciones numéricas de fluidos muestran que este problema puede ser resuelto al considerar fenómenos como la viscosidad, el cual es un parámetro que indica cuanto se resisten las partículas a moverse al estar en contacto con si mismos, por ejemplo, el agua tiene menor viscosidad que la miel, pero en este caso, el polvo y gas tienen diferente viscosidad. Pero, en general la acreción de planetesimales resulta ser bastante mas eficiente que la acreción de polvo, esto debido a que los planetesimales no son sensibles al arrastre de gas, mientras que el polvo si lo es. Este gas orbita a la estrella a velocidades menores a las que las leyes de Kepler predicen debido a un gradiente de presión producido por una fuerza virtual que se opone a la fuerza de gravedad.

Los planetesimales no están sujetos a este gradiente de presión, de forma que la diferencia de presión provoca una deriva radial de estas partículas. El aumento de masa durante la formación planetaria según Pessah y Gressel, 2017 puede distinguirse en dos etapas; la primera se caracteriza por la atracción de los planetesimales en algo denominado masa de aislamiento, que es algo así como el núcleo primordial de los planetas, por lo que esta primera etapa consiste únicamente en la atracción de partículas de poca masa. Posteriormente la masa de aislamiento es bombardeada por cuerpos de cada vez mayor tamaño. Estos choques son importantes ya que la energía cinética de los cuerpos en disipada en forma de calor dentro del interior del planeta en crecimiento. Como la escala temporal de disipación térmica es comparable con la vida media del gas en el disco, el tiempo de formación del planeta al exterior del disco coincide con la vida media del disco. En caso interior, la tasa de acreción es mayor, lo que causa que ambos procesos se desacoplen con lo que gran cantidad de partículas de polvo sean acretadas por la estrella, el gas se evapore y sobrevivan solamente los cuerpos muy masivos.

Las estrellas, principalmente cuando son jóvenes, expulsan material a altas velocidades con lo que su atmósfera se extiende mas allá de la superficie. A este fenómeno se le conoce como viento estelar. Se puede examinar la importancia de los vientos estelares como agente de transporte de material hacia el interior del sistema solar a partir de la observación de discos jóvenes y simulaciones numéricas de formación estelas y evolución de discos protoplanetarios.

2.3. Formación de Júpiters calientes y de súper Tierras

Históricamente, los métodos de detección, explicados en la siguiente sección, estaban sesgados a descubrir exoplanetas gigantes, similares a Júpiter y con órbitas muy próximas (menores a 0.2 UA) a la estrella. A esta tipo de exoplanetas se les apodó Júpiter Caliente. Desde el punto de vista de formación los exoplanetas gigantes crecen mucho más rápido debido a que su propia gravedad atrae al gas y rocas de su vecindad. También se han identificado planetas ligeramente más grandes que la Tierra girando alrededor de algunas estrellas, con periodos orbitales muy cortos, es decir, también se encuentran a distancias orbitales muy cercanas a la estrella. Estamos hablando de la Súper Tierras que al estimar su la masa con la tercera ley de Kepler y calculando su volumen (muy próximo al de una esfera del diámetro del planeta) entonces podemos calcular su densidad promedio, la cual ha resultado ser muy baja. Lo anterior sugiere que el planeta está conformado por un núcleo rocoso y lo recubre una gruesa atmósfera o capa de hielo. Estos cuerpos son de especial interés en la evolución planetaria, ya que pueden ser vistos como una transición entre los pequeños planetas interiores que perdieron toda su atmósfera, como Mercurio, y los planetas que continuaron acretando gas hasta convertirse en gigantes gaseosos, como Júpiter Pessah y Gressel, 2017.

¿Qué hace crecer a algunos planetas tan grandes con Júpiter o algunos tan pequeños como Mercurio?. Para tratar de responder es importante entender el proceso de acreción, el cual se divide en dos etapas Pessah y Gressel, 2017. Primero, el gas migra hacia el núcleo por acción gravitacional sin intercambiar calor con sus alrededores. Seguido de esto, el gas de la atmósfera se enfría. Los pequeños núcleos rocosos al estar inmersos en un ambiente con abundante gas, característico en las etapas tempranas de las estrellas, pueden atrapar parte de este gas. En este punto, la tasa con la que el gas se acreta tiene particular relevancia, ya que si es muy alta, el planeta adquirirá una atmósfera con una masa comparable con el núcleo y se terminará formándose un gigante gaseoso. Por el contrario, si es muy lenta, los planetas no llegan a adquirir una atmósfera significativa y eventualmente esta llega a evaporarse o perderse como consecuencia del impacto de cuerpos menores con el planeta o incluso el viento de la estrella puede fotoevaporarla.

Contrario a lo que se podría creer, la tasa de acreción no depende de la densidad de la nebulosa (cantidad de gas disponible), mas bien de la velocidad con la que el gas puede disipar su energía gravitacional para adherirse al núcleo. Esto demuestra que las atmósferas, incluso de gran tamaño, pueden ser acretadas en discos que contienen pocas cantidad de gas, siempre y cuando la tasa de acreción sea elevada.

En forma muy general, si una atmósfera comienza a enfriarse dejará de crecer, pero, si es capaz de mantener su temperatura entonces la acreción continuará. Se han propuesto al menos dos mecanismos que determinan el futuro del planeta que se está formando: el impacto por planetesimales y las fuerzas de marea. Expliquemos primero la parte que involucra a los planetesimales.

Al principio los planetesimales son atraídos por los núcleos planetarios en formación, posteriormente estas grandes masas que se han acretado chocan entre si, disipando energía térmica y calentando el interior del planeta, mientras la atmósfera es enfriada, por lo tanto deja de crecer. Por otro lado, las fuerzas de marea son capaces de continuar calentando el planeta y así propiciar el crecimiento de la atmósfera y por lo tanto dando las condiciones necesarias para el nacimiento de gigantes gaseosos. Pero cuando las orbitas son muy excéntricas, esto puede ser ocasionado por inestabilidades dentro del disco de acreción, las fuerzas de marea pueden contribuir al enfriamiento de los planetas y frenar el crecimiento de la atmósfera Pessah y Gressel, 2017.

Terminada esta etapa, la abundancia de gas dentro del disco protoplanetario disminuye y las atmósferas dejan de crecer. Con esto la evaporación y el enfriamiento pasan a dominar la evolución de las atmósferas planetarias. La evaporación de la atmósfera puede ser causada por fotoionización procedente de alguna fuente de radiación estelar de altas energías como podrían ser vientos estelares muy intensos. Otra factor que puede provocar la evaporación de una atmósfera planetaria es la interacción con la superficie del planeta, en caso de que esta sea muy caliente, provocará que la atmósfera se caliente, la velocidad media de las partículas aumente y por consiguiente, la atmósfera comience a escapar del planeta Pessah y Gressel, 2017.

Los impactos masivos poseen la capacidad de modificar la composición del planeta entero y en algunos casos borrar la atmósfera que pudiese existir en su totalidad ya que cuando estos impactos suceden una onda de choque se genera en la atmósfera, causando que una parte de esta o incluso toda se aceleré hasta alcanzar velocidades mayores a la velocidad de escape. De estudiar estos mundos peculiares se puede obtener, principalmente información sobre los mecanismos de acreción, pero también sobre fenómenos que suceden posteriormente, particularmente, el impacto de cuerpos mayores y la interacción con vientos estelares.

4. Etapas finales de los sistemas planetarios

Dependiendo de la masa de la estrella, de acuerdo al modelo de evolución estelar, estas pueden morir en diferentes maneras. A continuación dos casos interesantes.

3.1. Sistemas planetarios de enanas blancas

El destino de las estrellas semejantes al Sol es morir como una joya (metafóricamente hablando), sus nebulosas generarán grandes velos en el medio interestelar y en el centro quedan los restos de lo que alguna vez fue una estrella, pero esto es parte de otra historia extensa que no contaremos aquí, pero que se disfruta en la imagen 5, la nebulosa planetaria “Hélice”. Se le llama enana blanca al remanente de lo que fue una estrella que ha agotado su combustible y perdido gran parte de su masa inicial, recalcando que no todas las estrellas terminan de esta forma, debido a que su destino depende de cuan masiva es la estrella. En este caso y a grandes rasgos, cuando las estrellas con masas parecidas a la del Sol terminen de quemar su hidrógeno, comenzaran a expandir su atmósfera como una gigante roja y se comenzará a enfriar paulatinamente debido a que ya no se genera energía por fusión nuclear de hidrógeno. En este proceso de enfriamiento el núcleo se colapsa paulatinamente, aumentando la presión y por lo tanto la temperatura del gas debido a la atracción gravitacional. Si se dan las condiciones adecuadas de densidad, presión y temperatura la estrella se vuelve a activar la termofusión, quemar el helio, generando de nuevo energía al convertir helio en carbono. Al iniciar la quema de helio lo hace de manera violenta, lo cual genera la pérdida de varias capas de su atmósfera, tal como se aprecian en las diversas capas multicolores de la imagen 5. Al terminar la quema de helio y una serie de pulsaciones periódicas de expansión y de contracción solo quedara como un frío residuo, recuerdo de lo un día llegó a ser.

Figura 5: Un posible final de una estrella tipo Sol, en esta caso la nebolosa planetaria “Hélice”.

Creditos para NASA, ESA y O’Dell.

El sistema planetario alrededor de la estrella moribunda sufrirá consecuencias. Durante la expansión de la estrella, los planetas más cercanos serán devorados por su estrella. Lo interesante en esta etapa es que los planetas sobrevivientes pueden entrar en la nueva zona habitable de la estrella, sus superficies y temperatura cambiarían drásticamente y el sistema sería muy diferente al que fue alguna vez. Finalmente llegará el momento en que la estrella comience a desechar sus capas exteriores de material. Esto implica una disminución importante de masa de la estrella y un gran enriquecimiento al medio interplanetario de nuevo material cósmico. Lo que queda de la estrella es el núcleo de la estrella que es incapaz de continuar quemando combustible. Las enanas blancas, los remanentes de las estrellas, ahora poseen masas de 0.4 a 0.9 masas solares, pero radios muy pequeños. La disminución de su temperatura afectará nuevamente a los planetas que lograron sobrevivir. El destino de los planetas de una enana puede ser diferente. Podrían formarse nuevos planetas a partir del gas cercano a la estrella o, incluso, podría haber planetas debido a la migración o captura de estos por la estrella (Agol, 2011).

En cuanto a los planetas sobrevivientes a la expansión de la gigante roja, éstos pueden sufrir una posible expulsión, colisión o nueva configuración dentro del sistema planetario. Los planetas semejantes a Júpiter, tienden a reorganizarse dentro del sistema que a sufrir una expulsión o colisión entre sí. En sistemas planetarios con una gran cantidad de planetas,la probabilidad de colisión es alta y en caso de existir una colisión, los planetas se fusionan y aumentan su luminosidad. Los planetas que posiblemente sufran una expulsión son los que se encuentren más cercanos a la estrella (Debes y col., 2002). El método mas utilizado para detectar planetas alrededor de enanas blancas es el de los tránsitos, para mayores detalles ver la siguiente sección. Los planetas más fríos son los más difíciles de detectar y es el caso de los planetas alrededor de la enanas blancas, ya que al ser más frías estas estrellas, también lo serán los planetas. La masa de los planetas puede ser determinado a partir del efecto Doppler en los espectros de las enanas blancas frías y también por observación de la longitud de onda dependiente de la absorción (Agol, 2011).

La dinámica de los sistemas planetarios en este tipo de estrellas puede ser estudiado a partir de simulaciones numéricas con uno, dos o múltiples planetas alrededor de la estrella tal como lo hicieron Velázquez y col., 2012 en una simulación hidrodinámica para una estrella con precesión . La enanas blancas no se limitan a ser un sistema compuesto por una estrella y sus planetas, sino que, también pueden formar sistemas binarios entre ellas o con otra estrella de diferentes características. De igual manera, los planetas sufrirán diferentes consecuencias dependiendo de la evolución de sus estrellas y la dinámica entre ellas.

3.2. Sistemas planetarios de estrellas binarias

Los sistemas binarios se componen de dos estrellas que giran entorno a un centro común (centro de masas). En cuanto a posibles mundos con vida, estos sistemas representan un objeto de estudio ideal Eggl y col., 2013. Como ejemplo comparativo, se puede observar el sistema Júpiter-Sol, en el cual se puede establecer el caso límite para un sistema binario. Esto quiere decir que la formación de sistemas binarios entre cuerpos se consideran producto derivado del colapso y fragmentación de una nube molecular en rotación.(Drobyshevski, 2008).

A la fecha se conocen 97 sistemas planetarios que contienen 143 planetas alrededor de 11 estrellas binarias. Estos planetas suelen orbitar entre las dos estrellas del sistema con una órbita tipo planeta pero también suelen orbitar sólo a una estrella con órbitas tipo satélite e ignorando la estrella compañera.  El desarrollo de planetas alrededor de sistemas binarios se puede dar en diferentes etapas de evolución de este tipo de sistemas. Los planetas rotan alrededor de las estrellas son producto de las resonancias gravitacionales generadas por el movimiento de las dos estrellas.

Un planeta no podría orbitar sólo a una estrella, ya que sería expulsado debido a la presencia de la otra estrella, tal como lo investigó teóricamente el astrónomo mexicano Arcadio Poveda con las estrellas desbocadas. En un cúmulo recién formado se pueden encontrar estrellas masivas de alta velocidad, llamadas “desbocadas”, que son producto de las fuerzas en los sistemas múltiples. Su existencia se pude explicar por dos posibles causas, en uno participa un sistema múltiple de estrellas y en otro dos pares de estrellas binarias. En el caso múltiple simple, la explosión de una de las estrellas como supernova puede impulsar a otra estrella donde está saldrá disparada a gran velocidad. En el caso de dos pares de estrellas binarias, el encuentro entre ambos pares puede acelerar a una o más de las estrellas e igualmente saldrían lanzadas hacia afuera. En cuanto a la evolución de un sistema binario se pueden presentar varios escenarios. El primero se centra en dos estrellas orbitando en torno a un centro de masas, los posibles planetas orbitando serían gaseosos. Si se supone que ambas se encuentran en la secuencia principal, una de ellas en determinado momento pasará a su fase de gigante roja y si tiene planetas los devorará sin piedad (alimentada por el límite de Roche). Evolucionará tan rápido que estallará como nebulosa planetaria y se el remanente se convertirá en una estrella enana blanca que se despojará de un 40% de su masa original (Güdel y col., 2014). El material expulsado en esta etapa estelar puede servir para la formación de un disco protoplanetario alrededor de la otra estrella. En este caso el sistema binario está formado por una estrella en la secuencia principal y por una enana blanca. Los planetas que se llegasen a formar en este sistema se considerarían planetas de segunda generación, y tendrían más elementos que los de la primera para enriquecer sus superficies y atmósferas. Ahora bien, si la estrella en secuencia principal pasa por la misma evolución que su compañera enana blanca, ocurrirá un proceso semejante donde la estrella evolucione de gigante roja a enana blanca liberando material al medio interestelar. En el caso en el que el sistema se conforma de dos estrellas binarias, para que se forme una nueva generación de planetas la enana blanca más antigua debe cumplir el requisito de tener una masa por debajo de 1.4 masas solares. Si este requisito no se llegase a cumplir, la enana blanca recibiría el material de su compañera y se convertiría en una supernova y tercera generación de planetas no se daría. Un detalle importante es que con cada nueva generación planetaria los discos protoplanetarios se nutren de una mayor diversidad de elementos, al punto de llegar a formarse planetas rocosos. Un ejemplo del final de este tipo de sistemas es con la nebulosa planetaria “ojo de gato”, ver imagen 6

5. Estudio de exoplanetas

Antes del año 2017 se conocían más de 2 mil planetas del tamaño de Júpiter, pero con el avance tecnológico y la construcción de más telescopios espaciales y terrestres ha ayudado a confirmar que actualmente hay 4,158 planetas orbitando alrededor de otra estrella diferente.

Figura 6: Un posisble final de los sistemas planetarios, en esta caso la nebolosa planetaria “ojo de gato”. Creditos de Harrington, Borkowski y NASA. al Sol y que hay más de 5 mil exoplanetas por confirmar (para saber las cifras más actuales visita el sitio de exoplanetas, NASA, 2020). Se define como exoplaneta a todo aquel planeta que gira en torno a otra estrella que no es nuestro Sol. Muchos de los exoplanetas conocidos, y de los primeros en ser detectados, son clasificados como “Júpiters calientes”, ya que estos se encuentran muy próximos a su estrella y son de iguales o mayor tamaño a Júpiter. La existencia de estos exoplanetas tipo júpiters se toma como evidencia de la llamada migración planetaria en la cual los planetas se desplazan orbitalmente hacia regiones internas a causa de interacciones de marea entre el planeta y el disco.

Para saber si un planeta es habitable es necesario conocer la morfología de su superficie, la composición de su atmósfera y la probabilidad de poseer agua y otras características, claro, si buscamos vida semejante a la que conocemos. Dado que los telescopios no permiten conocer tales propiedades, se ha creado el Índice de Similitud con la Tierra (ESI por sus siglas en inglés). A partir de ciertos parámetros, como el radio, temperatura o densidad del planeta, un algoritmo matemático le asigna a cada exoplaneta descubierto un número que determina que tan semejante es a la Tierra. Este índice va del 0 al 1, donde el 0 es significativamente distinto y 1 corresponde a lo más parecido a la Tierra. Si un planeta tiene la posibilidad de ser habitado, su ESI debe ser mayor a 0.8 (Melesio, 2015). Actualmente, se ha escuchado hablar de la zona de habitabilidad estelar. Esta zona es la región, a cierta distancia de una estrella, donde se puede encontrar agua en estado líquido en la superficie de un planeta. Esta zona dependerá mucho de la energía producida por la estrella, si una estrella posee temperaturas muy bajas su zona de habitabilidad tenderá a estar más cerca de la estrella y estará más alejada en estrellas con altas temperaturas (Poffo y Gómez, 2012).

4.1. Métodos de detección de sistemas planetarios

Debido a que actualmente no podemos viajar mas allá de la Luna, los astrónomos obtienen la información del Universo por medio de la radiación electromagnética (luz) que emiten/reflejan los objetos del espacio exterior. Sacarle el mejor provecho a la luz es fundamental para aprender todo al respecto del Universo. En especial, para detectar nuevos sistemas planetarios existe dos grandes tipos de métodos para detectar, uno es de manera directa, es decir, con imágenes tal como se hizo para ver Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno, etcétera. Se hace por medio de una fotografía y se hace el análisis bajo la detección de emisiones de un planeta, de forma térmica o reflejada en la estrella. El problema con este método es debido a que los exoplanetas están muy lejos y depende de su albedo (porcentaje de luz que refleja). También existen diversas maneras indirectas de descubrir exoplanetas. Los métodos más conocidos y que han hecho más descubrimientos son:

Figura 7: Métodos de detección de exoplaneta. Izquierdo: observación del constante corrimiento al rojo o al azul efecto Doppler en la estrella. Créditos de la imagen: ESO. Derecho: observación del tránsito del planeta al disminuir el brillo de la estrella. Créditos: Curiel y Curiel Ramirez, 2011.

1. Velocidad radial: Cuando es analizado el espectro (el flujo de radiación electromagnética) de una estrella y se encuentra que hay un periódico y ligero desplazamiento (corrimiento Doppler, tal como la diferencia de sonido de una sirena de ambulancia que se acerca o aleja) del espectro hacia el azul o rojo, esto hace que sea una estrella candidata con al menos un planeta. El desplazamiento de la línea en la dirección del observador (radial) es debido a que la estrella gira alrededor de un centro común (centro de masa) entre la estrella y el planeta muy masivo (más masivo que Júpiter), ver lado izquierdo de la Figura 7. Un ejemplo es el instrumento instalado en el telescopio en Chile llamado HARPS o Buscador de planetas por velocidad radial de alta precisión (High Accuracy Radial Velocity for Planetary Searcher). Sin embargo, la actividad estelar puede alterar las señales en velocidad radial reduciendo su efectividad y este método esta sesgado a planetas masivos.

2. Tránsitos: Análisis de tránsitos de planetas frente a su estrella a partir de variaciones como el adelanto o retraso de sus tiempos de tránsito. Este método es el utilizado por los telescopios TRAPPIST para detectar los planetas por medio de la variación de la curva de luz de la estrella principal, ver lado derecho de la Figura 7. Con este método se determina el periodo y radio orbital y así inferir la masa. Cuando la orbita del exoplaneta cruza con la linea imaginaria que une al sistema con la Tierra (linea de visión del observador) en un fenómeno conocido como transito. Cuando pasan cuerpos frente a la estrella se recibe menos luz de ésta y esa variación se utiliza para identificar al planeta, determinar su tamaño y la frecuencia orbital, parámetros necesarios para calcular la masa y la distancia a la estrella. El problema con este método es que las órbitas de los exoplanetas que no están alineados con la linea de visión no podrán ser detectados.

4.2. Detección de discos

Los astrónomos estudian los discos protoplanetarios por medio de dos ventanas del espectro electromagnético: 1) desde el espectro visible hasta el infrarrojo cercano y 2) desde el espectro de microondas hasta el radio. Para obtener imágenes con suficiente resolución en la primera ventana, es necesario utilizar telescopios espaciales como el Hubble o Spitzer o terrestres, de unos 8 m de diámetro y que hagan uso de alguna técnica que permita ocultar el halo de la estrella como comentan los autores Pessah y Gressel, 2017. Una de estas técnicas para suprimir la contribución de luz de la estrella a la imagen es la implementación de coronógrafos que cubren a la estrella. Para hacer uso de la otra ventana de observación según Greenbaum y Sivaramakrishnan, 2011 es necesario realizar observaciones con grandes radiotelescopios, en particular: Atacama Large Millimeter Array (ALMA)) y Expanded Very Large Array (EVLA). Esta última ventana del espectro es especialmente eficaz para diferenciar especies químicas así como para observar estructuras espaciales y de temperaturas de partículas milimétricas de polvo. En la Figura 8 se aprecia completamente el disco protoplanetario observado por ALMA de los alrededores de la estrella joven llamada HL Tauri. Estedisco tiene anillos que podrían indicar la presencia de exoplanetas, tal como sucede en los anillos de Saturno, pero no son detectables con los métodos expuestos arriba, debido a que la línea de visión y la órbita son casi perpendiculares.

Figura 8: Disco protoplanetario trazado por las nubles moleculares. En el centro se encuentra la estrella T Tauri y alrededor se observan anillos concéntricos. Los anillos obscuros revelan la formación de planetas. Créditos: ALMA/ESO/NAOJ/NRAO, 2014.

4.3. Algunos ejemplos de sistemas planetarios

A continuación describiremos algunos ejemplos de sistemas planetarios que han sido hitos debido a sus propiedades físicas y por sus implicaciones.

4.3.1. HD 85512

El sistema planetario de la estrella HD 85512 fué detectado con el buscador HARPS por medio del método de velocidades radiales. El sistema resulta ser una estrella enana naranja con una masa de 0.7 veces la masa del Sol, la cual se encuentra a 36 años-luz de la Tierra, tal como se muestra en la Figura 9 . El sistema consiste hasta ahora de la estrella y un sólo planeta extrasolar llamado HD85512 b (de 3 veces la masa de la Tierra) el cual tiene semejanza a las condiciones de vida en la Tierra y posiblemente podría tener agua líquida, debido a que su radio orbital, en comparación con el sistema solar, se encuentra alrededor de 0.3 UA, es decir, mas allá de la órbita de Venus que tiene 0.7 UA (ESO News, 2011). Se espera que en el futuro, con el avance de la tecnología, el sistema HD85512 será investigado de manera intensa.

4.3.2. Kepler-90

El sistema Kepler-90 es un sistema muy semejante a nuestro sistema solar, cuenta con 8 planetas de los cuales los más pequeños se encuentran más cercanos a la estrella y los más grandes están más lejos. Esta configuración también la encontramos en el sistema solar. Su estrella anfitriona recibe el nombre de Kepler-90, de ahí el nombre del sistema, o la cual es casi del tamaño del Sol, está a 2,545 años luz de la Tierra, es tan lejos que no se puede ver directamente desde la Tierra. La estrella Kepler-90 tiene otro nombre alternativo el cual es KOI-351. Esta estrella es un poco más caliente que el Sol con una temperatura de aproximadamente de 6,080 K y un radio de 1.20 (mas menos 0.10 radios solares). Se estima que las órbitas de los ocho exoplanetas de Kepler-90 se ajustan dentro de la órbita de la Tierra alrededor del Sol. Los planetas son nombrados con el identificador Kepler-90 y diferenciados por una letra del alfabeto. El primer planeta es el b, el siguiente c, y así sucesivamente hasta la letra i (Rein, 2012). Sus 8 planetas fueron detectados con la técnica de tránsito, 7 de ellos en 2013 y el octavo en 2017.

Figura 9: Concepto artístico del sistema planetario HD 85512 descubierto por el instrumento HARPS, en Chile. Créditos: ESO.

El más pequeño tiene aproximadamente un radio de 1.19 radios terrestres, mientras que el más grande unos 11. 3 radios terrestres. Referente a su zona habitable, a partir de análisis espectrales, el único planeta que ronda esta zona es Kepler-90 h, el cual es el más alejado de la estrella. La zona habitabilidad se encuentra en una región comprendida entre los 0.914 UA a 1.925 UA. Kepler-90 h, o KOI-351 h KIC 11442793, está clasificado como un gigante gaseoso con una masa de 1.2 masas de Júpiter y un radio de 1.008 radios de Júpiter (Han y col., 2014).

4.3.3. TRAPPIST-1

Otro ejemplo es un sistema descubierto en el 2018 que se encuentra conformado por 7 planetas orbitando una estrella enana roja llamada TRAPPIST-1 a una distancia de 39 años luz de la Tierra. Este descubrimiento es relevante ya que por primera vez las teorías de formación planetaria podrán ser comparadas con las observaciones de sistemas solares con planetas del tamaño de la Tierra que orbitan a un tipo bastante común de estrellas en el universo, como son las enanas rojas.

Figura 10: Representación artística del sistema planetario Kepler-90. Sistema con ocho planetas como el sistema solar. Créditos: NASA / Ames Research Center / Wendy Stenzel

TRAPPIST-1 tiene una masa que equivale a aproximadamente el 8% a la masa del Sol y un radio aproximadamente 10 veces mas pequeño. La superficie de la estrella se encuentra a una temperatura de alrededor de 2700 K, su densidad es 51 veces la del Sol y una luminosidad 200 veces menor, que en conjunto describen a una estrella enana roja. Así que TRAPPIST es apenas un poco más grande que Júpiter, pero mucho mas masivo y caliente, lo que permite que el hidrógeno pueda ser fusionado y se libere energía. Alrededor de la estrella orbitan 7 planetas rocosos de tamaño similar a la Tierra detectados con el método de tránsito. Con este mismo método es posible determinar su tamaño y la frecuencia orbital. Parámetros necesarios para calcular la masa y la distancia a la estrella. Los nombres de los planetas van en orden alfabético de acuerdo a sus distancia relativa a su estrella como se aprecia en la parte de arriba de la Figura 11, por ejemplo, T1a es el planeta más cercano a la estrella a una distancia de 0.011 UA, mientras que T1h es el planeta más lejano a una distancia de 0.06 UA, aunque el primer planeta que se descubrió fue T1d.

 Por comparación con nuestro Sistema Solar, el planeta Mercurio se encuentra a una distancia del Sol de 0.38 UA, por lo que los planetas de TRAPPIST-1 se encuentran en órbitas más cercanas que Mercurio (ver imagen de abajo de la Figura 11). Por consiguiente y de acuerdo a las leyes de Kepler, los planetas giran más rápido alrededor de sus estrella, por ejemplo la duración del año para el planeta A (una órbita completa a la estrella) tarda solo 1.5 días terrestres, en comparación con Mercurio que tarda 116 días terrestres. Por otro lado, el radio del planeta G es 1.13 veces el radio de la Tierra y el resto de los planetas de TRAPPIST tienen un radio menor a este valor, hasta llegar al radio del planeta H, con solo 0.76 veces el radio de la Tierra. El planeta más masivo es el planeta C con solo 1.38 veces la masa de la Tierra y el menos masivo es el planeta D con 0.41 veces la masa de la Tierra. También ha sido observado que los planetas T1a y T1b están en resonancia, tal como la Luna que le da la misma cara a la Tierra. Al aplicar la ecuación para calcular la zona de habitabilidad, se ha encontrado que 3 planetas se encuentran en dentro de esta zona, sin embargo, hasta el momento no existe ninguna evidencia de que exista vida en ellos. Un factor muy importante que debe afectar a la actividad geológica, climática y atmosférica es la cercanía a la estrella debido a la intensidad de la radiación, el acoplamiento por fuerzas de marea entre planetas y la estrella, la cual genera una variación extrema de la temperatura y tormentas muy intensas. En el sistema de TRAPPIST-1 hay muchas hipótesis por comprobar, campo magnético y la termodinámica de cada planeta, su riqueza de elementos químicos en su atmósfera, acotar los parámetros que describen las condiciones superficiales de los planetas, refinar los parámetros orbitales, entre otros parámetros interesantes, los cuales podrían ser obtenidos con el nuevo Telescopio Espacial James Webb o con los telescopios actuales.

Al girar muy cerca de una estrella muy pequeña, las variaciones del flujo se intensifican y las mediciones son mas fáciles de realizar. Estudiar a TRAPPIST-1 es importante ya que se obtiene información de sistemas planetarios que orbitan al tipo de estrella mas común en la galaxia. Por orbitar tan cerca de la estrella ciertos parámetros físicos deben ser bastante distintos a lo que estamos acostumbrados en el caso de los planetas del sistema solar y son estas discrepancias lo que da material para continuar estudiando la formación y en general a los planetas habitables. Empezando por el clima, el cual debe ser bastante distinto a la variación estacional de la Tierra. Los planetas de TRAPPIST reciben energía a diferente longitud de onda que la Tierra. Otro factor importante es la cercanía de los planetas a la estrella, lo que provoca que aparezcan interacciones de marea que la Tierra no experimenta. Resulta interesante que tres de los planetas se encuentran dentro de la zona habitable y por poseer características similares a la Tierra es esperanzador creer que hay vida en alguno de ellos.

4.4. Nuestro Sistema Solar

La información que tenemos sobre la etapa temprana del sistema solar proviene en su mayoría del estudio geoquímico de meteoritos o la exploración espacial de asteroides o cometas, es decir, extraer evidencias de las reliquias que quedaron después de la formación de los planetas. Esta técnica permite conocer la composición química, así como la cantidad de isótopos presentes en los meteoritos, con las mismas técnicas aplicadas en las rocas de la Tierra. Así, es posible conocer la edad del meteorito, además de brindar información adicional como el posible sitio de formación, temperatura a la que se formó, entre otras cosas. Las condritas carbonáceas son meteoritos que por su composición química se parecen mucho a las rocas terrestres. Dentro de estos se encuentran estructuras circulares llamadas cóndrulos que llegan a constituir hasta el 80% del volumen de las condritas, esta es la razón por la cual reciben su nombre. En los cóndrulos hay unas pequeñas estructuras compuestas de calcio y aluminio llamadas CAI’s donde se han encontrado las edades mas antiguas del sistema solar, alrededor de 5 Å~ 109 años (Pessah y Gressel (2017)). Esto los convierte en el tipo de meteoritos mas interesante que se puede estudiar.

Antes de ahondar en mayores detalles es necesario explicar que es lo que se entiende por fechar un meteorito. En ocasiones los sólidos poseen una estructura interna ordenada y definida, a los cuales se les denomina cristales. Dentro de los meteoritos hay cristales que se pueden utilizar para fechar la edad de cristalización, es decir, la fecha de cuándo el cristal se solidificó, y de ninguna manera esto implica el poder determinar la edad de los átomos o del compuesto químico. Las inclusiones ricas en calcio y aluminio, CAI’s, se formaron durante un breve periodo de unos pocos de miles de años en procesos que involucraron acreción de mucho material. La acreción de material conlleva la fusión de parte de los planetesimales, al enfriarse cristalizaron y el momento en el que esto sucedió quedó grabado en ellos. El aluminio y el calcio son elementos refractarios (nuevo texto: es decir, resisten altas temperaturas) y se sabe que son los primeros elementos que cristalizan cuando un magma se enfría, por esta razón las edades mas antiguas se han podido encontrar en ellas. Por otro lado, la producción de cóndrulos comenzó por las mismas épocas y continuo durante toda la vida del disco protoplanetario.

Figura 11: Arriba: comparación de las órbitas de los 7 planetas alrededor de la estrella enana roja TRAPPIST-1. La estrella TRAPPIST-1 es una pequeña fracción del tamaño de nuestro Sol (círculo punteado). Abajo: comparación del Sistema TRAPPIST con las órbitas de Mercurio, Venus, Tierra y Marte. En la imagen apreciamos que las órbitas de los planetas TRAPPIST-1 están más adentro que la órbita de Mercurio. Créditos: NASA/JPL-Caltech.  

Debido a su alto contenido de cóndrulos, las condritas deben ser producto de procesos muy energéticos que ocurrieron en el sistema solar temprano en regiones muy densas y con mayor temperatura. Lo que hace sospechar que se formaron en las zonas internas del disco. Pero, dentro de la misma condrita se pueden encontrar cóndrulos de distintas edades, por lo que recientemente la idea de que los cóndrulos carbonáceos y sus precursores se originaron en diferentes partes del disco protoplanetario y posteriormente fueron llevados a la región donde el asteroide parental se acretó, ha cobrado fuerza. Además, las condritas ricas en metales son ajenas del procesado térmico presente en los cuerpos internos del sistema solar debido a que los metales no son afectados por las altas temperaturas, su presencia en esta parte sugiere formación en las partes exteriores del sistema solar, mas allá de los planetas jovianos. A esto se suma que la composición de isótopos estables del sistema solar exterior y el sistema solar interior son distintas, tema que es muy extenso por lo que se invita a revisar la siguiente literatura Pessah y Gressel (2017) Chamizo y Garritz (2015). Esto sugiere que el transporte hacia el interior del sistema solar está limitado por la aparición de brechas, las cuales son regiones del disco en las que no hay polvo ni gas ya que estos han sido acretados por los gigantes gaseosos durante su formación. El transporte de material hacia el exterior del sistema solar pudo haber ocurrido por procesos como la difusión turbulenta y arrastre por vientos estelares. Lo que nos da una imagen de un sistema solar joven, con transporte y reciclaje de material a lo largo de la vida del disco.

5. Comentarios Finales

Actualmente no tenemos evidencias de la existencia de vida mas allá de la Tierra, existe un gran esfuerzo en la mayoría de los países tienen instituciones dedicadas a impulsar la ciencia y tecnología, tal como la NASA del gobierno de de EEUU o la ESO de la Unión Europea. En el caso de México, contamos con el esfuerzo y dedicación de varias instituciones como la UNAM, el IPN o la Agencia Espacial Mexicana (AEM), por mencionar algunas instituciones. En especial, la AEM ha hecho la diferencia de impulsar a México en actividades de vanguardia que lleven a México Hacia el espacio. La astronomía ha sido un tema que a nuestros antepasados (Mayas, Aztecas y otras culturas) les ha llamado atención al observar las objetos del Cosmos. Con el desarrollo de la ciencia, la matemáticas y la computación se ha impulsado a la astrofísica que nos ayuda a entender con mayor profundidad la formación y evolución de las las estrellas, los planetas a su alrededor y la posibilidad de encontrar señales de vida. Los temas aquí abordados están respaldados por ecuaciones matemáticas, simulaciones numéricas y conocimiento científico guiados con el método científico (comprobable y reproducible). La invitación se encuentra abierta a los jóvenes interesados en este tema para que desarrollen sus habilidades matemáticas, científicas y computacionales para estudiar una carrera del área físico-matemático. Por naturaleza el ser humano es un ser curioso. Como seres individuales buscamos la razón de nuestra vida, y como conjunto, la humanidad busca respuestas acerca de su origen. La exploración espacial nace con el afán de descubrir que hay más allá de lo que conocemos y a partir de ese momento las fronteras desaparecieron. Los mares del espacio interplanetario se han conquistado con las sondas espaciales, cada viaje revela los secretos de los planetas vecinos, de las lunas y asteroides circundantes. Tal como dice la icónica frase del pionero en la aeronáutica Konstantin Tsiolkovsky: "La Tierra es la cuna de la humanidad, pero no se puede permanecer en la cuna para siempre". Como humanos se tiene el deseo expandir nuestro legado, tal como se puede apreciar en el mensaje transportado por las sondas Voyager hacia los confines de nuestra galaxia. La clave está en conocer nuestro propio mundo, nuestro propio sistema planetario, para así poder descifrar los secretos de nuevos mundos y sistemas. A lo largo del articulo salen a la luz varios puntos interesantes, sobre todo, los temas relacionados con la formación estelar. Se resalta la importancia de las ciencias planetarias, ya que únicamente conociendo a nuestro sistema solar podemos aventurarnos a realizar lo mismo con el resto de los planetas que orbitan otras estrellas. También es de resaltar la relación con otras áreas de la astronomía, en el articulo se puede apreciar como el estudio de estas problemáticas involucra desde la radioastronomía hasta la astrofísica teórica. Es también necesario continuar con la exploración del sistema solar, entre mas aprendamos sobre los cuerpos que están a nuestro alcance, mejor entenderemos a aquellos que jamás podremos visitar. Los autores consideramos que la vida en la Tierra es única, por ello es importante entender que debemos cuidarla vida y preservar los recursos del planeta. Aunque descubramos vida en otro lugar del universo o podamos realizar misiones a otros planetas, la Tierra seguirá siendo nuestro hogar y es nuestro compromiso como humanidad el preservarlo.