Exoplanetas VI - Sistema Upsilon Andromedae

Representación artística de Upsilon Andromedae b orbitando muy próximo a su estrella

Hola de nuevo.

Siguiendo el orden que tenía preestablecido (aunque de vez en cuando me lo salto a la torera), hoy toca el sistema Upsilon Andromedae.

Se trata de un sistema triple, situado a unos 44 años-luz de distancia de la Tierra, en la que la segunda compañera es, asu vez, un sistema doble. Pero la estrella que nos interesa es Upsilon Andromedae A. Una estrella parecida a nuestro Sol aunque no tanto como otras ya vistas como 55 Cancri A o 47 Ursae Majoris, con una masa aproximada de 1,28 veces la masa Solar, un radio 1,6 veces el radio del Sol, de clasificación espectral F8V (ver diagrama de Hertzsprung-Russel).
Su sistema planetario está compuesto de, al menos, tres planetas descubiertos hasta ahora:

Upsilon Andromedae b
Es el planeta más próximo a la estrella, a una distancia de apenas 0,05 UA (unos 7 millones de km) tarda tan solo 4,62 días en completar una órbita. Se trata de un planeta gigante del tipo "Júpiter caliente". Estos planetas son relativamente fáciles de detectar ya que, al estar tan próximos a la estrella, su influencia gravitatoria sobre ella es importante. Se le calcula una masa de 0,71 veces la masa de Júpiter. Hasta ahora, en los sistemas que hemos visto, los sistemas de planetas con estrellas parecidas a nuestro Sol no tienen planetas tan grandes a una distancia tan corta. Si bien 55 Cancri e, está situado a tan solo unos 6 millones de km de 55 Cancri A, su masa es bastante inferior a la de Upsilon Andromedae b (18 veces la masa terrestre de 55 Cancri e contra unas 200 veces la masa terrestre de Upsilon Andromedae b), además mientras que 55 Cancri e parece tratarse de un planeta rocoso, Upsilon Andromedae b no lo es o no parece serlo.

Upsilon Andromedae c
Se trata de un planeta gigante, presumiblemente gaseoso, de unas 2 veces la masa de Júpiter, con una órbita muy elíptica situada a una distancia media de 0,83 UA. Si situásemos este planeta en nuestro Sistema Solar para hacernos una idea, su distancia variaría desde una distancia mínima semejante a la que separa Venus de nuestro Sol, hasta una distancia máxima que superaría ligeramente la distancia entre la Tierra y el Sol. Esto podría situar a Upsilon Andromedae c dentro de la "Zona habitable" de su estrella, distancia a la estrella en la que sería posible la existencia de agua en estado líquido. Sin embargo es poco predecible las condiciones que puede albergar semejante planeta dos veces mayor que Júpiter. Tarda unos 240 días en completar una órbita.
Upsilon Andromedae d
Planeta gigante de unas 4 veces y media la masa de Júpiter. Situado a unas 2,5 UA de la estrella, está aproximadamente en el mismo sitio que en nuestro sistema solar ocupa el cinturón de asteroides entre Marte y Júpiter. Tarda 1266 días en completar una órbita.


Este sistema me viene un poco a romper los esquemas, ya que hasta ahora, me parecía que había un patrón de distribución planetaria relacionado con el tipo estelar en el sentido de que estrellas pequeñas generan sistemas estelares pequeños y apretados, con grandes planetas situados en órbitas cercanas. Si bien, con tan pocos sistemas vistos hasta ahora, es muy, pero que muy pronto para poder extraer alguna conclusión o ver algún patrón, no me esperaba encontrar un planeta del tamaño de Júpiter orbitando tan próxima a su estrella principal. Una vez más hay que destacar que los métodos de detección de planetas favorecen que se descubran más este tipo de sistemas que otros y que por eso se muestre una aparente distribución planetaria en concreto.

Exoplanetas V- Sistema Fomalhaut

Ya estamos aquí de nuevo.

Teóricamente iba a comenzar este post con el exosistema Upsilon Andromedae, situado a 43,9 años luz. Pero aprovecho una noticia reciente de spacetelescope en la que se comenta que han observado directamente, por primera vez, con una cámara un sistema extrasolar. Recordemos que hasta ahora los descubrimientos de exoplanetas se hacen de varias maneras indirectas: midiendo el cambio de velocidad radial de la estrella (cambio provocado por la presencia de un planeta cercano), cambios en la luminosidad y el espectro de la estrella provocados por un tránsito planetario (cuando el planeta eclipsa parcialmente a la estrella desde nuestra línea de visión), etc.
Pero en esta ocasión hay observación directa.

Primero pondré una traducción de las mías del artículo:

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13-Nov-2008: El telescopio espacial Hubble de la NASA/ESA, ha tomado su primera foto en espectro de luz visible de un planeta orbitando otra estrella.

Con una masa estimada no mayor a tres veces la masa de Júpiter, el planeta, llamado Fomalhaut b, orbita la brillante y austral estrella Fomalhaut, localizada a unos 25 años-luz en la constelación de Piscis Austrinus (Pez Austral).

Fomalhaut ha sido un candidato para la búsqueda de planetas extrasolares desde que fue descubierto un exceso de polvo alrededor de la estrella en los 80 por el US- UK-Dutch IRAS (Satélite de Astronomía de InfraRojos).
En 2004, la cámara de reconocimiento de alta resolución produjo la primera imagen en la zona espectral de luz visible de un gran cinturón de polvo rodeando Fomalhaut. Se muestra claramente que esta estructura es en realidad un anillo de escombros proto-planetarios con un borde interior afilado y de unos 34.500 millones de kilómetros de anchura (unas 230 veces mayor que la distancia que separa la Tierra del Sol).

Este disco es similar al cinturón de Kuiper que rodea nuestro sistema solar y contiene un rango de objetos que abarca desde rocas de hielo hasta cuerpos gigantes conocidos como "planetas enanos" como Plutón (recientemente degradado de Planeta a planeta enano, otros ejemplos de planetas enanos de nuestro Sistema Solar son Quaoar, Varuna o Sedna).

El astrónomo del Hubble, Paul Kalas, de la universidad de California, Berkeley (USA) y los miembros del equipo propusieron en 2005 que el anillo estaba siendo alterado gravitacionalmente por un planeta situado entre la estrella y el borde interior del anillo. Ya había evidencias de esto, aunque circunstanciales, ya que el anillo está un poco descentrado con respecto a la estrella. Además, el afilado borde interior del anillo es consistente con la presencia de un planeta que "pastorea" gravitacionalmente los objetos del anillo.
Investigadores independientes han alcanzado conclusiones similares.

Ahora, el Hubble ha fotografiado una fuente puntual de radiación situado a unos 3000 millones de km dentro del borde interior del anillo. Se informó sobre los resultados en el número del 14 de Noviembre de la revista Science.

"Nuestras observaciones del Hubble eran increíblemente difíciles, ya que Fomalhaut b es mil millones de veces más débil que la estrella. Empezamos este programa en 2001, y nuestra persistencia fue recompensada finalmente." Dijo Kalas.

"Después del inesperado descubrimiento del anillo de polvo en Fomalhaut, hemos encontrado ahora un exoplaneta en la localización sugerida por el análisis de la forma del anillo de polvo. La lección para los cazadores de exoplanetas es: 'Sigue al polvo'", dijo el miembro del equipo Mark Clampin de la NASA Goddard Space Flight Center.

Observaciones tomadas durante 21 meses por el Hubble muestran que el objeto se está moviendo a lo largo de una trayectoria alrededor de la estrella, y también, que está ligada gravitacionalmente a ella. El planeta está a unos 17000 millones de km de distancia de la estrella, unas 10 veces la distancia que separa a Saturno de nuestro Sol.
El límite superior de masa estimado de unas tres veces la masa de Júpiter está limitado por el aspecto del anillo de Fomalhaut, ya que si el planeta fuera más masivo, distorsionaría el anillo y el efecto sería observable en su estructura.
"Le llevó varios meses de análisis y modelado teórico al equipo científico para determinar que Fomalhaut b no puede ser más que tres veces más masivo que Júpiter. Un poco más masivo y su gravedad podría destruir el vasto anillo de polvo que rodea a la estrella". Dijo Kalas.
Numerosas simulaciones por ordenador muestran que los discos circunestelares deben ser alterados gravitacionalmente por el tirón de uno o más planetas no visibles. El anillo de Fomalhaut tiene un afilado borde interior que se debe a la influencia gravitacional del planeta. El borde interior del cinturón de Kuiper de nuestro sistema Solar está deformado de forma similar debido a la presencia de Neptuno.

El planeta es más brillante de lo esperado en un planeta de unas tres veces la masa de Júpiter. Una posibilidad es que dicho planeta posea un anillo rico en hielo parecido al de Saturno que reflejaría más luz procedente de la estrella. El anillo podría, eventualmente, formar lunas. El tamaño estimado del anillo del planeta es comparable con la región de Júpiter que es "rellenada" con las órbitas de sus cuatro grandes satélites.

Debido a que el sistema Fomalhaut tiene solamente unos 200 millones de años de antigüedad, el planeta aún podría mostrar trazas de radiación en el espectro infrarrojo, ya que aún debería estar emitiendo calor debido a la contracción gravitatoria. Sin embargo, observaciones realizadas por telescopios terrestres en longitudes de onda del infrarrojo aún no han detectado el planeta. Esto también impone un límite superior de masa al planeta, ya que cuanto mayor es el planeta, más caliente y brillante se vuelve.

Kalas y su equipo usaron primero el Hubble para fotografiar Fomalhaut en 2004 y realizaron su inesperado descubrimiento del anillo de materia, el cual dispersaba un poco la lus de la estrella. Al mismo tiempo notaron algunas débiles fuentes de luz como candidatos a planetas. Una imagen de seguimiento tomada en 2006 mostraba que uno de esos objetos se movía al unísono con Fomalhaut a través del espacio, pero cambiaba su posición relativa correspondiéndose con una órbita de 872 años según las leyes de Kepler de movimiento planetario.

Fomalhaut cruza el cielo al ritmo de 0.425 segundos de arco por año, que es la anchura aparente de una moneda de 1 Euro vista a una distancia de 12 kilómetros.
El planeta mostró un misterioso debilitamiento de su luz en un factor de 1.5 en las observaciones llevadas a cabo entre los años 2004 y 2006. Esto podría significar la presencia de una cálida atmósfera calentada por células de convección en el joven planeta. O podría proceder de gas caliente de los límites interiores de un anillo alrededor del planeta.
El planeta pudo haberse formado en su posición dentro del anillo circunestelar mediante "barrido gravitatorio" de gas. O pudo haber migrado mediante una suerte de "juego de billar" gravitacional, donde pudo intercambiar momento angular con cuerpos planetarios menores. Es comúnmente creído que los planetas Urano y Neptuno migraron hasta sus posiciones actuales después de formarse en órbitas más cercanas al Sol, y que interactuaron gravitacionalmente con otros cuerpos menores.

Fomalhaut es mucho más caliente que nuestro Sol y unas 16 veces más brillante. Esto significa que su sistema planetario podría estar escalado de una manera proporcional, siendo su cinturón de materia proporcionalmente mayor que nuestro cinturón de Kuiper. A su vez, las órbitas de los planetas podrían estar igualmente escaladas. Por ejemplo, la "zona helada" de nuestro sistema Solar- zona situada dentro de la distancia en la que el hielo y otros elementos volátiles no se evaporan-se extiende hasta los 800 millones de km aprox. Sin embargo, para la caliente Fomalhaut, esta zona se extendería hasta unos 3000 millones de km de la estrella.
Fomalhaut está quemando hidrógeno a una tasa tan rápida que se apagará en tan solo unos 1000 millones de años, que es 1/10 veces la vida de nuestro Sol. Esto implica que hay pocas posibilidades de que la vida avanzada (en caso de poseerla) pueda prosperar lo suficiente como para poder habitar los planetas que el sistema podría tener.

Las observaciones futuras intentarán ver al planeta en el espectro de infrarrojos y buscarán cualquier evidencia de nubes de vapor de agua en su atmósfera. Esto podría proporcionar pistas sobre la evolución de planetas "recién -nacidos" de unos 100 millones de años de edad. Futuras medidas astrométricas de la órbita del planeta proporcionarán la precisión suficiente para proporcionar un dato más preciso sobre la masa del planeta.

El telescopio espacial James Webb de la NASA/ESA/CSA, planificado para lanzarse por la ESA en 2013, estará capacitado para realizar observaciones coronográficas de Fomalhaut en la parte cercana y media del infrarrojo. JWST podrá capturar otros planetas en el sistema y escanear la zona interna del anillo de polvo en busca de estructuras anulares como cinturones de asteroides.
"


Bueno, hasta aquí llega el artículo.
Aquí podemos ver algunas fotos. Primero ésta foto explicatoria. El punto central es artifical, sólamente se pone para revelar la situación de la estrella. Era necesario "apagarla" para poder ver la estructura del anillo próximo:



Aquí un detalle del cambio de posición del planeta:


Y una foto de la estrella Fomahaut:

Cambio de formato y estilos

Bueno, ya era hora de personalizar un poco la página, que el diseño estándar ya está muy visto. Además con el otro se desperdiciaba mucho espacio.

Exoplanetas IV 55 Cancri

Seguimos con nuestro recorrido por los sistemas planetarios de nuestra vecindad y nos situamos en el primer sistema binario con planetas, situado a unos 40 años-luz de nuestro planeta en la constelación de Cáncer: 55 Cancri (55Cnc).
Los componentes estelares de un sistema tienen una denominación similar a la de los planetas, es decir el primer componente estelar del sistema sería 55 Cancri A, pero en el caso de tratarse de estrellas se utilizan letras mayúsculas. De este modo para denominar a la segunda estrella del sistema binario se usaría 55 Cancri B, mientras que para denominar al primer planeta encontrado en el sistema se utilizaría 55 Cancri b.
55 Cancri A es una estrella clavadita a nuestro sol, de clase G con una temperatura superficial muy similar (unos 5000 K) y magnitud absoluta 5,95 (sería por tanto de clase G8V, casi igual que el Sol, G2V) y una masa de 1,03 veces la masa solar.
La segunda estrella del sistema, 55 Cancri B es bastante diferente. Se trata de una enana roja de clase espectral M4V que gira en torno a la estrella principal a una distancia de alrededor de 1065 UA (1065 veces la distancia que separa la Tierra del Sol, unos 160 mil millones de Km (unas 148 horas-luz)) con un período de traslación que dura decenas de miles de años.
55Cancri A tiene 5 planetas orbitando a su alrededor en órbitas mucho más próximas que la de su compañera estelar.

55 Cancri e

(representación artística de 55 Cancri e)

Es el planeta más cercano a 55 Cancri A, a una distancia de apenas 6 millones de km. Hasta ahora, los planetas que hemos visto que estaban tan cerca de la estrella principal orbitaban estrellas enanas rojas mucho más frías y mucho menos luminosas que nuestro Sol. Para hacernos una idea, y dado que 55 Cancri A es gemela a nuestro Sol, imaginemos que cogemos a Mercurio (situado a 58 millones de km del Sol) y lo aproximamos casi 10 veces más cerca a la estrella. Tiene una masa de unas 18 veces la masa terrestre y completa una vuelta cada 3 días (Mercurio tarda unos 88 días). En principio podría tener ciertas semejanzas con nuestro vecino Neptuno, pero dada su proximidad con la estrella es muy posible que haya perdido gran parte de su atmósfera.

55 Cancri b
Un poco más lejos que 55 Cnc e nos encontramos con un gigante del tipo Júpiter caliente, con una masa de 0,86 veces la masa de nuestro enorme vecino y completando una vuelta alrededor de la estrella cada 14,6 días (a una distancia de apenas 17 millones de km de la estrella). Nuevamente aparece el patrón de planetas gigantes orbitando muy cerca de la estrella central (obviamente, el método de detección por variaciones de la velocidad radial de la estrella, implica que la mayoría de los sistemas descubiertos con este método tengan esta configuración)

55 Cancri c
Aún a menor distancia de la que se encontraría Mercurio de nuestro Sol, encontramos otro planeta de gran tamaño (0,21 veces la masa de Júpiter, o sea, 66 veces la masa terrestre), girando en torno a la estrella central a una distancia de 0,24 UA (unos 36 millones de km) y completando la órbita en unos 44 días.

55 Cancri f


Es el cuarto planeta en orden de proximidad a la estrella. Se trata de un planeta de, como mínimo, unas 50 veces la masa terrestre, situado a una distancia de 0,78 UA (unos 117 millones de km). Con esta distancia y dependiendo de su composición atmosférica, este planeta podría ser similar a nuestro vecino Venus. Aunque también es muy posible que carezca de superficie sólida. Su órbita se encuentra dentro de la zona de habitabilidad que posee toda estrella en la que es posible que los planetas tenga agua en estado líquido.

55 Cancri d
5º y último planeta de este sistema, aunque por ello, no menos importante. Es muy probable que se trate de un gigante de gas, pero no del tipo Júpiter caliente, pues este se encuentra muy alejado de la estrella, más o menos a la misma distancia que Júpiter circunda a nuestro Sol (5,9 UA), aunque puede ser bastante mayor, ya que cuenta con una masa total de unas 4 veces la masa de Júpiter. Tarda unos 5360 días en completar una órbita.


Conclusiones
Pese a que la estrella central 55 Cancri A es casi gemela a nuestro Sol, su sistema planetario es bien diferente, lo que parece indicar que no hay un patrón concreto en la configuración de planetas en estrellas del tipo G de la secuencia principal, lo cual, a su vez, podría ser un indicador de que sistemas solares como el nuestro no son nada típicos y que hay una gran disparidad de configuraciones.
Tiene planetas gigantes girando en órbitas muy cerradas y próximas a la estrella (algo que parecía ser típico en estrellas enanas rojas de clase M), los cuales podrían girar mostrando únicamente una cara a la estrella.
Es posible que tenga más planetas girando en órbitas más alejadas.

Diagrama Hertzsprung-Russel

Cada vez que leo noticias sobre exoplanetas o de estrellas, o publico algún post sobre lo mismo, tengo que liarme a buscar el susodicho diagrama para situar a las estrellas por su temperatura o luminosidad.
Bueno pues una vez que he encontrado uno medio decente lo pongo aquí y ya lo tengo para cuando lo necesite.

Nótese que el Sol, es de tipo G2V, es decir, clase espectral G2 (va desde G0 a G9) y perteneciente al grupo estelar V (secuencia principal).

Exoplanetas III 47 Ursae Majoris

Después de este paréntesis prehistórico volvemos con este asunto pendiente de los exoplanetas. En esta ocasión nos centraremos en 47 Ursae Majoris (47 UMa), un sistema planetario situado a unos 46 años-luz.

47UMa cuenta con una estrella principal muy parecida a nuestro sol, nos encontramos pues, con el primer sistema extrasolar, por proximidad a nuestro sol, con una estrella similar a la nuestra. De tipo espectral G1V (el Sol es G2V) cuenta con una masa (1.05 masas solares) y luminosidad (1.54 veces la luminosidad solar) parecidas a nuestro sol, si bien muestra una concentración de metales algo superior, lo que podría indicar que la presencia de planetas rocosos en el sistema es más escasa que en nuestro sistema, de hecho, hasta la fecha, solo se han encontrado dos planetas en este sistema y son gigantes gaseosos.
La masa de una estrella sirve para determinar la edad que puede llegar a alcanzar, de modo que, en este caso, nos encontramos con una estrella con una longevidad de vida parecida también a nuestro sol (su edad ha sido estimada entre 6000 y 8700 millones de años).

47 UMa tiene dos planetas a su cargo:

47 UMa b:

representación artística de 47 UMa b

47 UMa b fue uno de los primeros planetas extrasolares descubiertos (el primero fue 51 Pegasi b) y se empleó en su descubrimiento el clásico método de detección por variación de la velocidad radial de la estrella, variación que queda reflejada en las modificaciones de las líneas espectrales por efecto Doopler. Esto es posible ya que la masa de 47 UMa b es muy grande: Alrededor de 2.6 veces la masa de Júpiter y al igual que éste, se trata casi seguramente de un gigante gaseoso. Se encuentra lejos de su estrella, a unos 2.11 UA de la estrella (unos 300 millones de km) y tarda unos 1000 días en completar una órbita.

47 UMa c es el segundo planeta del sistema, orbitando a la estrella central a una distancia de 3.73 UA (unos 560 millones de km) y completando la vuelta en 2594 días. Se trata también de un gigante gaseoso al estilo de Júpiter y Saturno (0.76 veces la masa de Júpiter, 240 veces la masa terrestre). Fue detectado por el mismo método de variación de velocidad radial de la estrella central por la influencia gravitatoria del planeta utilizado ya para detectar a 47 UMa b.

Concluimos en esta ocasión que nos encontramos con el sistema solar más cercano al nuestro con la estrella central más parecida a nuestro sol, con lo que podríamos estar ante el sistema solar más parecido al nuestro. Si bien su sistema de planetas difiere bastante en el sentido de que parece que sus planetas exteriores están un poco más cercanos a la estrella central que en nuestro caso, ya que ocupan prácticamente el lugar que en nuestro sistema solar está habitado por el cinturón de asteroides. La gran concentración de metales pesados en la composición química de la estrella podría hacer pensar en una menor presencia de planetas terrestres en órbitas más próximas, pero sin un estudio más preciso es imposible aseverar tal afirmación.
En cualquier caso es un sistema muy diferente a los sistemas Gliese 876 y Gliese 581 vistos por el momento, sistemas con estrellas más pequeñas y frías que la nuestra y con los planetas muy cercanos y apretujados.

Próxima entrega, el sistema 55 Cancri. Hasta entonces.

Aerosteon Riocoloradensis

Hacemos una pausa de nuestro viaje por los sistemas extrasolares y dirigimos la atención de nuevo hacia el pasado muy pasado, concretamente al Santoniense (Cretácico superior) , hace unos 85 millones de años, para encontrarnos con un nuevo dinosaurio terópodo emparentado con los un poco más antiguos Allosaurus (y perteneciente por tanto a la superfamilia Allosauroidea) denominado Aerosteon Riocoloradensis (cuyo nombre significa "huesos aéreos del río Colorado").

Lo de "huesos aéreos" viene porque en los huesos de dicho animal se han encontrado cavidades muy parecidas a las cavidades de los huesos de las aves modernas, las cuales utilizan dichas cavidades para conducir el aire impulsado por una serie de "bolsas de aire".

Se puede consultar el enlace de la noticia aquí.

Pero para quien no le guste el inglés (a mi tampoco me gusta), haré una traducción de las mías:

"Abstract:
Las aves modernas poseen un único y heterogéneo sistema pulmonar consistente por un par de pulmones rígidos y anclados dorsalmente y una serie de "bolsas de aire" que operan a modo de "fuelle", conduciendo el aire inspirado por los pulmones. Las evidencias procedentes del registro fósil sobre el origen y la evolución de este sistema son extremadamente limitadas porque los pulmones raramente se fosilizan, y también porque los ya mencionados sacos o bolsas de aire raramente "pneumatizan" (inundan de aire) los huesos del esqueleto y no dejan rastro de su presencia.

Metodología/Principales hallazgos: Describimos aquí un nuevo dinosaurio depredador del Cretácico Superior de las rocas Argentinas, Aerosteon riocoloradensis, el cual exhibe una extrema "pneumatización" de los huesos del esqueleto, incluyendo cavidades en la fúrcula y el íleon (huesos de la cintura escapular y pélvica respectivamente). En las aves modernas, estos dos huesos esta "pneumatizados" por los sacos de aire clavicular y abdominal que están involucrados en la ventilación pulmonar. También describimos algunos huesos "pneumatizados" procedentes de la gastralia (costillas estomacales), las cuales sugieren la presencia sacos de aire en el tórax.

Conclusiones/Significado: Presentamos un modelo de 4 fases de la evolución de los sacos de aire y de la ventilación pulmonar basada en el registro fósil conocido de dinosaurios terópodos y su correlación osteológica con las aves vivientes.

Fase 1: Desarrollo de bolsas de aire cervicales en terópodos basales no posterior al Triásico superior.
Fase 2: Diferenciacion de los sacos de aire para la ventilación típica aviana, incluyendo las divisiones craneales (saco de aire clavicular) y caudales (saco de aire abdominal), en los terópodos basales durante el Jurásico. Un tracto respiratorio heterogéneo con sacos de aire sugieren la presencia de pulmones rígidos anclados dorsalmente con ventilación por flujo.
Fase 3: Evolución de una primitiva bomba costosternal en terópodos manirraptoriformes antes del fín del período Jurásico.
Fase 4: Evolución de una desarrollada bomba costosternal en los manirraptoriformes antes del fín del período Jurásico.

Además, se concluye:

1. La llegada de la ventilación pulmonar unidireccional aviana no se puede establecer con exactitud ya que la evidencia osteológica aún tiene que ser identificada con una ventilación uni o bidireccional.

2. El origen y la evolución de los sacos de aire avianos pudo haber estado conducida por uno o más de los siguientes factores: ventilación pulmonar por flujo de aire, equilibrio locomotor, y/o regulación térmica.
"


Bueno, para esclarecer un poco el tema del funcionamiento del sistema respiratorio aviano aquí pongo una imagen:



En la siguiente imagen podemos ver la estructura de un hueso de ave, con cavidades que se pueden inundar de aire empujado por los "air sac's":

Exoplanetas II - Gliese 581

representación artística del sistema Gliese 581 con sus tres planetas

Hola de nuevo.

Continuamos con esta particular exploración de los sistemas extrasolares descubiertos hasta ahora.
Ya empezamos en su día con el sistema Gliese 876, un sistema de planetas bastante distinto al nuestro, con una estrella de menor masa y más fría que la nuestra y todos sus planetas (los descubiertos hasta ahora) apretujados en unas órbitas muy próximas y mostrando siempre la misma cara a su sol.
En esta ocasión nos centraremos en Gliese 581, perteneciente a la constelación de Libra, y situado a unos 20 años-luz de la Tierra, es el siguiente sistema por proximidad a nuestro planeta, además de ser un sistema extrasolar muy parecido a Gliese 876 tanto en su configuración como en su nombre.
Gliese 581 es una estrella muy parecida a Gliese 876, se trata también de una estrella enana roja de clase espectral M, fría y muy poco luminosa. Su masa es apenas un tercio de la masa de nuestro sol, lo que hará que, probablemente, tenga una vida más larga y tranquila.
Gliese 581, cuenta también con tres planetas descubiertos hasta ahora, aunque a diferencia del sistema Gliese 876, que cuenta con dos gigantes gaseosos, todos los planetas de Gliese 581 son pequeños (en comparación con aquellos) y mayormente rocosos.

Gliese 581 b
Éste es el planeta más próximo a su estrella, girando a una escasa distancia de 0.041 UA (unos 6 millones de km) termina una vuelta en apenas 5 días y medio. Se trata de un planeta rocoso de unas 17 veces la masa de nuestra Tierra. Debido a su proximidad a la estrella, su temperatura superficial podría rondar los 150ºC, sin embargo, sin datos sobre su atmósfera, esta temperatura podría fácilmente ser superior, tal y como ocurre en nuestro sistema solar en el que Venus es casi igual de caluroso que Mercurio pese a que este último se encuentra mucho más cerca.

Gliese 581 c

representación artística de Gliese 581 c

Gliese 581 c ha dado mucho que hablar últimamente ya que es el único planeta descubierto hasta la fecha que se halla en la región "habitable" de su sistema solar. Todos los sistemas planetarios (al menos los de una sola estrella) cuentan con una región donde las temperaturas permiten la presencia de agua en estado líquido. Pero Aunque Gliese 581c se encuentra dentro de dicha región esto no garantiza ni mucho menos que exista agua en estado líquido formando ríos y océanos en la superficie del planeta ya que se deben combinar adecuadamente otros factores como la presión atmosférica o concentración de gases de efecto invernadero. Datos que son difíciles de proporcionar a menos que el planeta realice un tránsito y podamos medir las variaciones espectroscópicas de la estrella cuando el planeta pasa justamente por delante de ella a nuestros ojos.
Gliese 581 c es un planeta más grande que nuestra Tierra, con una masa de 5,5 veces la masa terrestre y un diámetro 1,5 veces mayor (unos 20000km) y dista de la estrella una distancia de 0,073 UA (unos 11 millones de km) en una órbita bastante próxima a la de su compañero Gliese 581 b y completando una órbita en unos 13 días lo que le hace mostrar siempre la misma cara a su sol. Muy probablemente tenga una gravedad superficial bastante superior a la de nuestro planeta por lo que es de suponer que es capaz de retener una mayor cantidad de atmósfera que la Tierra por lo que es probable que posea un fuerte efecto de invernadero, aunque no se puede asegurarlo sin saber la composición química de dicha atmósfera.

Gliese 581 d

Comparación entre Gliese 581d y La Tierra. Representación artística.

Gliese 581 d es el último planeta de este sistema planetario. Situado en una órbita a 0,25 UA de la estrella (37 millones de kms aproximadamente) es el más alejado de los tres. Tiene una masa de unas 7,7 veces la masa terrestre y completa una órbita en unos 83 días terrestres. Al igual que los otros dos, se trata de un planeta rocoso.


Con este concluímos este ligero sobrevuelo de este sistema planetario muy parecido al anterior sistema Gliese 876 con la peculiaridad de poseer el planeta más parecido a la Tierra descubierto hasta ahora con posibilidades de albergar agua en estado líquido sobre su superficie. Sin embargo el sistema es muy pequeño y todos los planetas muestran la misma cara a su sol lo que hace que, junto con otros factores, haya que tomarse con precaución la presunción de agua líquida y la posibilidad de vida extraterrestre.

El próximo sistema estelar que visitaremos será 47 Ursae Majoris, situado a 43 años-luz de la Tierra. Hasta entonces.