¿Qué es un Sistema Planetario?
Un Sistema Planetario es un conjunto de objetos no estelares unidos gravitacionalmente dentro o fuera de la órbita alrededor de una estrella o sistema estelar.
En términos generales, los sistemas con uno o más planetas constituyen un sistema planetario, aunque dichos sistemas también pueden consistir en cuerpos tales como planetas enanos, asteroides, satélites naturales, meteoroides, cometas, planetesimales y discos circunstelares.
El SOL junto con su sistema planetario, que incluye la Tierra, se conoce como el Sistema Solar. El término sistema exoplanetario se usa a veces en referencia a otros sistemas planetarios.
Desde el 1 de abril de 2019, hay 4.023 planetas confirmados en 3.005 sistemas, con 656 sistemas que tienen más de un planeta. También se sabe que los discos de escombros son comunes, aunque otros objetos son más difíciles de observar.
De particular interés para la astrobiología es la zona habitable de los sistemas planetarios donde los planetas podrían tener agua líquida superficial y, por lo tanto, la capacidad de albergar vida similar a la Tierra.
Historia
Heliocentrismo
Históricamente, el heliocentrismo (la doctrina de que el Sol es el centro del universo) se oponía al geocentrismo (colocar a la Tierra en el centro del universo).
La noción de un Sistema Solar heliocéntrico, con el Sol en el centro, posiblemente se sugiere por primera vez en la literatura védica de la antigua India, que a menudo se refiere al Sol como el «centro de las esferas». Algunos interpretan los escritos de Aryabhatta en Āryabhaṭīya como implícitamente heliocéntricos.
Aristarchus de Samos propuso la idea por primera vez en la filosofía occidental y en la astronomía griega en el siglo III a. C., pero no recibió apoyo de la mayoría de los otros astrónomos antiguos.
Descubrimiento del Sistema Solar
De revolutionibus orbium coelestium de Nicolás Copernico, publicado en 1543, fue el primer modelo heliocéntrico matemáticamente predictivo de un sistema planetario. Sucesores del siglo XVII Galileo Galilei, Johannes Kepler e Isaac Newton desarrollaron una comprensión de la física que condujo a la aceptación gradual de la idea de que la Tierra se mueve alrededor del Sol y que los planetas se rigen por las mismas leyes físicas que rigen la Tierra.
Teorías Especulativas Sobre Sistemas Planetarios Extrasolares
En el siglo XVI, el filósofo italiano Giordano Bruno, uno de los primeros partidarios de la teoría de Copérnico de que la Tierra y otros planetas orbitan alrededor del Sol, expresó la opinión de que las estrellas fijas son similares al Sol y también están acompañadas por planetas. Fue quemado en la hoguera por sus ideas por la Inquisición romana.
En el siglo XVIII, Isaac Newton mencionó la misma posibilidad en el » General Scholium» que concluye sus Principia. Haciendo una comparación con los planetas del Sol, escribió: «Y si las estrellas fijas son los centros de sistemas similares, todas se construirán de acuerdo con un diseño similar y estarán sujetas al dominio de Uno «.
Sus teorías ganaron terreno a lo largo de los siglos XIX y XX a pesar de la falta de evidencias de apoyo. Mucho antes de su confirmación por los astrónomos, la conjetura sobre la naturaleza de los sistemas planetarios había sido un foco de la búsqueda de inteligencia extraterrestre y ha sido un tema predominante en la ficción, en particular la ciencia ficción.
Detección de Exoplanetas
La primera detección confirmada de un exoplaneta fue en 1992, con el descubrimiento de varios planetas de masa terrestre en órbita alrededor del púlsar PSR B1257 + 12. La primera detección confirmada de exoplanetas de una estrella de secuencia principal se realizó en 1995, cuando se encontró un planeta gigante, 51 Pegasi b, en una órbita de cuatro días alrededor de la cercana 51 estrella de tipo G Pegasi. La frecuencia de las detecciones ha aumentado desde entonces, particularmente a través de los avances en los métodos de detección de planetas extrasolares y programas dedicados a la búsqueda de planetas, como la misión Kepler.
Origen y Evolución
Los sistemas planetarios provienen de discos protoplanetarios que se forman alrededor de las estrellas como parte del proceso de formación estelar.
Durante la formación de un sistema, gran parte del material se dispersa gravitacionalmente en órbitas remotas y algunos planetas se expulsan completamente del sistema y se convierten en planetas sin sol, planetas errantes, planetas interestelares, planetas nómadas, etc.
Sistemas Evolucionados
Estrellas de Gran Masa
Se han descubierto planetas que giran en órbita. Los púlsares son los remanentes de las explosiones de supernova de las estrellas de gran masa, pero un sistema planetario que existía antes de la supernova probablemente sería destruido en su mayoría.
Los planetas se evaporarían, serían expulsados de sus órbitas por las masas de gas de la estrella en explosión, o la pérdida repentina de la mayor parte de la masa de la estrella central los vería escapar del control gravitacional de la estrella, o en algunos casos el supernova mediante una «patada pulsada» haría salir el púlsar del sistema a alta velocidad, por lo que cualquier planeta que haya sobrevivido a la explosión se quedaría como objetos flotantes.
Los planetas que se encuentran alrededor de los púlsares pueden haberse formado como resultado de compañeros estelares preexistentes que se evaporaron casi por completo debido a la explosión de la supernova, dejando atrás cuerpos del tamaño de un planeta.
Alternativamente, los planetas pueden formarse en un disco de acreción de material de reserva que rodea un púlsar. Los discos de retroceso de materia que no lograron escapar de la órbita durante una supernova también pueden formar planetas alrededor de los agujeros negros.
Estrellas de Menor Masa
A medida que las estrellas evolucionan y se convierten en gigantes rojas, estrellas de ramas gigantes asintóticas y nebulosas planetarias, envuelven los planetas internos, evaporándolos o evaporándolos parcialmente, dependiendo de lo masivas que sean. A medida que la estrella pierde masa, los planetas que no son engullidos se alejan de la estrella.
Si una estrella evolucionada está en un sistema binario o múltiple, entonces la masa que pierde puede transferirse a otra estrella, creando nuevos discos protoplanetarios y planetas de segunda y tercera generación que pueden diferir en composición de los planetas originales que también pueden verse afectados por la transferencia de masa.
Arquitectura del Sistema Planetario
El Sistema Solar consiste en una región interna de pequeños planetas rocosos y una región externa de gigantes gaseosos. Sin embargo, otros sistemas planetarios pueden tener arquitecturas bastante diferentes.
Los estudios sugieren que las arquitecturas de los sistemas planetarios dependen de las condiciones de su formación inicial. Se han encontrado muchos sistemas con un gigante de gas de júpiter caliente (exoplanetas gigantes de gas) muy cerca de la estrella.
Se han propuesto teorías, como la migración planetaria o la dispersión, para la formación de grandes planetas cerca de sus estrellas progenitoras. En la actualidad, se ha encontrado que algunos sistemas son análogos al Sistema Solar con planetas terrestres cercanos a la estrella madre. Más comúnmente, se han detectado sistemas que consisten en múltiples Súper-Tierras o planetas extrasolares.
Componentes
Planetas
Algunos estudios sugieren que hay al menos un planeta en promedio por estrella. Esto sugeriría que, como el Sistema Solar, la mayoría de las estrellas tienen planetas (o exoplanetas ). Sin embargo, la proporción de estrellas es incierta porque aún no se pueden detectar todos los planetas.
El método de velocidad radial y el método de tránsito (que entre ellos son responsables de la gran mayoría de las detecciones) son más sensibles a los planetas grandes en órbitas pequeñas. Por lo tanto, muchos exoplanetas conocidos son «júpiter calientes»: planetas de masa joviana o más grandes en órbitas muy pequeñas con períodos de solo unos pocos días.
Una investigación realizada en 2005 sobre planetas detectados a velocidad radial encontró que aproximadamente el 1.2% de las estrellas similares al Sol tienen un júpiter caliente, donde la «estrella similar al Sol» se refiere a cualquier estrella de secuencia principal de clases espectrales tardías-F, G, o temprana-K sin un compañero estelar cerca.
Este 1.2% es más del doble de la frecuencia de los júpiteres calientes detectados por la nave espacial Kepler, lo que puede deberse a que el campo de visión de Kepler cubre una región diferente de la Vía Láctea donde la metalicidad de las estrellas es diferente.
Se estima además que del 3% al 4,5% de las estrellas similares al Sol poseen un planeta gigante con un período orbital de 100 días o menos, donde «planeta gigante» significa un planeta de al menos 30 masas terrestres.
Se sabe que los planetas pequeños (de masa aproximadamente similar a la Tierra o algo más grandes) son más comunes que los planetas gigantes. También parece que hay más planetas en órbitas grandes que en órbitas pequeñas. En base a esto, se estima que quizás el 20% de las estrellas similares al Sol tienen al menos un planeta gigante, mientras que al menos el 40% puede tener planetas de menor masa.
Un estudio de 2012 de datos de microlentes gravitacionales recolectados entre 2002 y 2007 concluye que la proporción de estrellas con planetas es mucho mayor y estima un promedio de 1.6 planetas que orbitan entre 0.5 a 10 UA por estrella en la Vía Láctea. Los autores de este estudio concluyen que «las estrellas son orbitadas por los planetas como regla, en lugar de como excepción».
Cualquiera que sea la proporción de estrellas con planetas, el número total de exoplanetas debe ser muy grande. Debido a que la Vía Láctea tiene al menos 200 mil millones de estrellas, también debe contener decenas o cientos de miles de millones de planetas.
La mayoría de los exoplanetas conocidos orbitan estrellas aproximadamente similares al Sol, es decir, estrellas de la secuencia principal de las categorías espectrales F, G o K. Una razón es que los programas de búsqueda de planetas han tendido a concentrarse en tales estrellas. Además, los análisis estadísticos indican que es menos probable que las estrellas de menor masa (enanas rojas, de categoría espectral M) tengan planetas lo suficientemente masivos para ser detectados por el método de velocidad radial. Sin embargo, varias decenas de planetas alrededor de enanas rojas fueron descubiertos por la nave espacial Kepler mediante el método de tránsito, que puede detectar planetas más pequeños.
Las estrellas de las categorías espectrales A y B normalmente giran muy rápido, lo que dificulta la medición de los pequeños cambios Doppler inducidos por los planetas en órbita porque las líneas espectrales son muy amplias. Sin embargo, este tipo de estrella masiva eventualmente se convierte en un gigante rojo más frío que gira más lentamente y, por lo tanto, puede medirse utilizando el método de velocidad radial. Se han encontrado unas decenas de planetas alrededor de gigantes rojas.
Las observaciones que utilizan el telescopio espacial Spitzer indican que las estrellas extremadamente masivas de la categoría espectral O, que son mucho más calientes que el Sol, producen un efecto de evaporación fotográfica que inhibe la formación planetaria.
Cuando la estrella de tipo O se convierte en supernova, cualquier planeta que se haya formado se volvería flotante debido a la pérdida de masa estelar, a menos que la «patada pulsada» del remanente resultante la empuje en la misma dirección que un planeta que se escapa. Los discos de retroceso de materia que no lograron escapar de la órbita durante una supernova pueden formar planetas alrededor de estrellas de neutrones y agujeros negros.
Las prospecciones Doppler alrededor de una gran variedad de estrellas indican que aproximadamente 1 de cada 6 estrellas que tienen el doble de la masa del Sol están orbitadas por uno o más planetas del tamaño de Júpiter, en comparación con 1 de cada 16 estrellas estelares y solo 1 de cada 50 enanas rojas.
Por otro lado, los estudios de microlentes indican que los planetas de comparables a la masa de Neptuno de período largo se encuentran alrededor de 1 de cada 3 enanas rojas. Las observaciones del Telescopio Espacial Kepler de planetas con períodos de hasta un año muestran que las tasas de ocurrencia de planetas del tamaño de la Tierra a Neptuno (1 a 4 radios terrestres) alrededor de las estrellas M, K, G y F son sucesivamente estrellas más frías, menos masivas.
En el extremo de baja masa de la formación de estrellas hay objetos sub-estelares que no fusionan el hidrógeno: las enanas marrones y las enanas sub-marrones, de clasificación espectral L, T e Y. Se han descubierto planetas y discos protoplanetarios alrededor de las enanas marrones, y se han encontrado discos alrededor de enanas sub-marrones (por ejemplo, OTS 44 ).
Las estrellas ordinarias se componen principalmente de los elementos ligeros hidrógeno y helio. También contienen una pequeña proporción de elementos más pesados, y esta fracción se conoce como metalicidad de una estrella (incluso si los elementos no son metales en el sentido tradicional), denotada [m/H] y se expresa en una escala logarítmica donde el cero es la metalicidad del sol.
Un estudio de 2012 de los datos de la nave espacial Kepler encontró que planetas más pequeños, con radios más pequeños que los de Neptuno, se encontraron alrededor de estrellas con metalicidades en el rango −0.6 < [m/H] <+0.5 (aproximadamente cuatro veces menos que la del Sol a tres veces más), mientras que los planetas más grandes se encontraron principalmente alrededor de estrellas con metalicidades en el extremo superior de este rango (en la metalicidad solar y superior).
En este estudio, los planetas pequeños ocurrieron aproximadamente tres veces más frecuentemente que los planetas grandes alrededor de estrellas de metalicidad mayor que la del Sol, pero ocurrieron alrededor de seis veces más frecuentemente para las estrellas de metalicidad menor a la del Sol. La falta de gigantes gaseosos alrededor de las estrellas de baja metalicidad podría deberse a la metalicidad de los discos protoplanetarios afecta la rapidez con que se pueden formar los núcleos planetarios y si acumulan una envoltura gaseosa antes de que el gas se disipe.
Sin embargo, Kepler solo puede observar planetas muy cerca de su estrella y los gigantes gaseosos detectados probablemente migraron desde más lejos, por lo que una menor eficiencia de la migración en discos de baja metalicidad también podría explicar en parte estos hallazgos.
Un estudio realizado en 2014 descubrió que no solo los planetas gigantes, sino los planetas de todos los tamaños, tienen una mayor tasa de ocurrencia alrededor de estrellas ricas en metales en comparación con las estrellas pobres en metales, aunque cuanto mayor sea el planeta, mayor será este aumento a medida que aumenta la metalicidad.
El estudio dividió los planetas en tres grupos basados en el radio: gigantes gaseosos, enanos gaseosos y planetas terrestres con las líneas divisorias en 1,7 y 3,9 radios terrestres. Para estos tres grupos, las tasas de ocurrencia del planeta son 9.30, 2.03 y 1.72 veces más altas para las estrellas ricas en metales que para las estrellas pobres en metales, respectivamente.
Existe un sesgo en contra de la detección de planetas más pequeños porque las estrellas ricas en metales tienden a ser más grandes, lo que dificulta la detección de planetas más pequeños, lo que significa que estos aumentos en las tasas de ocurrencia son límites más bajos.
También se ha demostrado que las estrellas con planetas tienen más probabilidades de ser deficientes en litio.
La mayoría de las estrellas se forman en cúmulos abiertos, pero se han encontrado muy pocos planetas en cúmulos abiertos y esto llevó a la hipótesis de que el entorno de cúmulo abierto dificulta la formación de planetas. Sin embargo, un estudio de 2011 concluyó que no había un número suficiente de pruebas para hacer tal hipótesis.
La falta de pruebas fue porque hay relativamente pocos grupos abiertos adecuados en la Vía Láctea. Los descubrimientos recientes de planetas gigantes y planetas de baja masa en cúmulos abiertos son consistentes con la existencia de tasas similares de ocurrencia de planetas en cúmulos abiertos como alrededor de estrellas de campo. El clúster abierto NGC 6811 contiene dos sistemas planetarios conocidos: Kepler-66 y Kepler-67.
Discos Circunestelares y Estructuras de Polvo
Después de los planetas, los discos coyunturales son una de las propiedades más observadas de los sistemas planetarios, particularmente de las estrellas jóvenes. El Sistema Solar posee al menos cuatro discos circunestelares principales (el cinturón de asteroides, el cinturón de Kuiper, el disco disperso y la nube de Oort) y se han detectado discos claramente observables alrededor de análogos solares cercanos, como Epsilon Eridani y Tau Ceti. Según las observaciones de numerosos discos similares, se supone que son atributos bastante comunes de las estrellas en la secuencia principal.
Las nubes de polvo interplanetarias se han estudiado en el Sistema Solar y se cree que los análogos están presentes en otros sistemas planetarios. Polvo exozodiacal, un análogo exoplanetario del polvo zodiacal, los granos de 1–100 micrometros de carbón amorfo y polvo de silicato que llenan el plano del Sistema Solar se han detectado alrededor de los 51 Ophiuchi, Fomalhaut, Tau Ceti, y sistemas Vega.
Cometas
A partir de noviembre de 2014, hay 5.253 cometas conocidos del Sistema Solar y se cree que son componentes comunes de los sistemas planetarios. Los primeros exocometas se detectaron en 1987 alrededor de Beta Pictoris, una muy joven estrella de tipo A de la secuencia principal.
Ahora hay un total de 11 estrellas alrededor de las cuales se ha observado o sospechado la presencia de exocometas. Todos los sistemas exocometarios descubiertos (Beta Pictoris, HR 10, 51 Ophiuchi, HR 2174, 49 Ceti, 5 Vulpeculae, 2 Andromedae, HD 21620, HD 42111, HD 110411, y más recientemente HD 172555) están alrededor de estrellas tipo A muy jóvenes.
Otros Componentes
El modelado por computadora de un impacto en 2013 detectado alrededor de la estrella NGC 2547 -ID8 por el Telescopio Espacial Spitzer y confirmado por observaciones terrestres sugiere la participación de asteroides grandes o protoplanetas similares a los eventos que se cree que llevaron a la formación de planetas terrestres como la Tierra.
Sobre la base de las observaciones de la gran colección de satélites naturales del Sistema Solar, se cree que son componentes comunes de los sistemas planetarios; sin embargo, exolunas o lunas estrasolares hasta ahora han eludido la confirmación.
La estrella 1SWASP J140747.93-394542.6, en la constelación de Centaurus, es una fuerte candidata para un satélite natural. Las indicaciones sugieren que el planeta extrasolar confirmado WASP-12b también tiene al menos un satélite.
Configuraciones Orbitales
A diferencia del Sistema Solar, que tiene órbitas casi circulares, muchos de los sistemas planetarios conocidos muestran una excentricidad orbital mucho mayor. Un ejemplo de tal sistema es 16 Cygni.
Mutua Inclinación
La inclinación mutua entre dos planetas es el ángulo entre sus planos orbitales. Se espera que muchos sistemas compactos con múltiples planetas cercanos interiores a la órbita equivalente de Venus tengan inclinaciones mutuas muy bajas, por lo que el sistema (al menos la parte cercana) sería incluso más plano que el sistema solar.
Los planetas capturados podrían capturarse en cualquier ángulo arbitrario con respecto al resto del sistema. El único sistema en el que realmente se han medido las inclinaciones mutuas es el sistema Upsilon Andromedae: los planetas, c y d, tienen una inclinación mutua de unos 30 grados.
Dinámica Orbital
Los sistemas planetarios se pueden clasificar de acuerdo con su dinámica orbital como resonante, no interactiva-resonante, jerárquica, o alguna combinación de estos.
En sistemas resonantes, los períodos orbitales de los planetas están en proporciones enteras. El sistema Kepler-223 contiene cuatro planetas en una resonancia orbital de 8: 6: 4: 3. Los planetas gigantes se encuentran en las resonancias de movimiento medio con mayor frecuencia que los planetas más pequeños.
En los sistemas que interactúan, las órbitas de los planetas están lo suficientemente cerca como para perturbar los parámetros orbitales. El Sistema Solar podría describirse como una interacción débil. En sistemas que interactúan fuertemente, las leyes de Kepler no se cumplen.
En los sistemas jerárquicos, los planetas se organizan de modo que el sistema pueda considerarse gravitacionalmente como un sistema anidado de dos cuerpos, por ejemplo, en una estrella con un júpiter caliente cercano con otro gigante de gas mucho más alejado, la estrella y el júpiter caliente forman una par que aparece como un solo objeto a otro planeta que está lo suficientemente lejos.
Las regiones generalizadas de estabilidad donde los planetas pueden existir en sistemas binarios y jerárquicos de estrellas triples se han cartografiado empíricamente.
Otras posibilidades orbitales, aún no observadas, incluyen: planetas dobles, diversos planetas co-orbitales, tales como cuasi satélites, troyanos y órbitas de intercambio y órbitas entrelazadas mantenidas por los planos orbitales de precesión.
Número de Planetas, Parámetros relativos y Espaciamientos
Existen diferentes estudios sobre los tamaños de los planetas dentro de los sistemas planetarios, predicciones de exoplanetas, etc.
Captura Planeta
Los planetas que flotan libremente en grupos abiertos tienen velocidades similares a las de las estrellas y, por lo tanto, pueden recapturarse. Por lo general, se capturan en órbitas amplias entre 100 y 10 5 UA. La eficiencia de captura disminuye al aumentar el tamaño del clúster, y para un tamaño de clúster dado aumenta con el host / masa principal.
Es casi independiente de la masa planetaria. Los planetas únicos y múltiples podrían capturarse en órbitas arbitrarias no alineadas, no coplanares entre sí o con el giro del huésped estelar, o sistema planetario preexistente.
Todavía puede existir alguna correlación de metalicidad entre el planeta y el huésped debido al origen común de las estrellas del mismo grupo. Es poco probable que los planetas se capturen alrededor de estrellas de neutrones porque es probable que estos sean expulsados del cúmulo por una patada pulsada cuando se forman.
Los planetas podrían incluso ser capturados alrededor de otros planetas para formar binarios de planetas que flotan libremente. Después de que el cúmulo se haya dispersado, algunos de los planetas capturados con órbitas mayores de 10 6 UA serán interrumpidos lentamente por la marea galáctica y probablemente volverán a flotar libremente a través de encuentros con otras estrellas de campo o nubes moleculares gigantes.
Zonas
Zona Habitable
La zona habitable alrededor de una estrella es la región donde la temperatura es la adecuada para permitir que exista agua líquida en un planeta, es decir, no demasiado cerca de la estrella para que el agua se evapore y no demasiado lejos de la estrella para que el agua se congele.
El calor producido por las estrellas varía según el tamaño y la edad de la estrella, de modo que la zona habitable puede estar a diferentes distancias. Además, las condiciones atmosféricas en el planeta influyen en la capacidad del planeta para retener el calor, de modo que la ubicación de la zona habitable también es específica para cada tipo de planeta.
Las zonas habitables generalmente se han definido en términos de temperatura de la superficie, sin embargo, más de la mitad de la biomasa de la Tierra proviene de microbios del subsuelo, y la temperatura aumenta a medida que uno se adentra en el subsuelo, por lo que el subsuelo puede ser propicio para la vida cuando la superficie está congelada y, si se considera esto, la zona habitable se extiende mucho más lejos de la estrella.
Estudios en 2013 indicaron una frecuencia estimada de 22 ± 8% de las estrellas similares al Sol tienen un planeta del tamaño de la Tierra en la zona habitable.
Zona de Venus
La zona de Venus es la región alrededor de una estrella en la que un planeta terrestre tendría condiciones de invernadero fuera de control como Venus, pero no tan cerca de la estrella como para que la atmósfera se evapore por completo.
Al igual que con la zona habitable, la ubicación de la zona de Venus depende de varios factores, que incluyen el tipo de estrella y las propiedades de los planetas, como la masa, la velocidad de rotación y las nubes atmosféricas.
Los estudios de los datos de la nave espacial Kepler indican que el 32% de las enanas rojas tienen planetas potencialmente parecidos a Venus en función del tamaño del planeta y la distancia a la estrella, con un aumento del 45% para las estrellas tipo K y G.
Se han identificado varios candidatos, pero se requieren estudios de seguimiento espectroscópicos de sus atmósferas para determinar si son como Venus.
Distribución Galáctica de los Planetas
La Vía Láctea tiene 100.000 años luz de diámetro, pero el 90% de los planetas con distancias conocidas se encuentran a unos 2000 años luz de la Tierra, hasta julio de 2014.
Un método que puede detectar planetas mucho más lejos es la microlente. La nave espacial WFIRST podría usar microlentes para medir la frecuencia relativa de los planetas en el bulto galáctico en comparación con el disco galáctico.
Hasta ahora, las indicaciones son que los planetas son más comunes en el disco que en la protuberancia. Las estimaciones de la distancia de los eventos de microlentes son difíciles: el primer planeta considerado con alta probabilidad de estar en la protuberancia es MOA-2011-BLG-293Lb a una distancia de 7.7 kiloparsecs (unos 25.000 años luz).
Población Estelar I, o estrellas ricas en metales, son aquellas estrellas jóvenes cuya metalicidad es más alta. La alta metalicidad de las estrellas de la Población Estelar I las hace más propensas a poseer sistemas planetarios que las poblaciones más antiguas, porque los planetas se forman por la acumulación de metales.
El Sol es un ejemplo de una estrella rica en metales. Estos son comunes en los brazos espirales de la Vía Láctea. En general, las estrellas más jóvenes, la Población Extrema I, se encuentran más alejadas y las estrellas intermedias I están más alejadas, etc.
El Sol se considera una estrella de Población Intermedia I. Las estrellas de la Población Estelar I tienen órbitas elípticas regulares alrededor del Centro Galáctico, con una velocidad relativa baja.
Población Estelar II, o estrellas pobres en metales, son aquellas con metalicidad relativamente baja que pueden tener cientos (por ejemplo, BD + 17 ° 3248 ) o miles (por ejemplo, la Estrella de Sneden) veces menos metalidad que el Sol.
Estos objetos se formaron durante un tiempo anterior del universo. Estrella de Población Intermedio II son comunes en el abultamiento cerca del centro de la Vía Láctea, mientras que las estrellas de Población Estelar II se encuentran en el halo galáctico son mayores y por lo tanto más pobres en metales.
Los cúmulos globulares también contienen un alto número de estrellas de Población Estelar II. En 2014, se anunciaron los primeros planetas alrededor de una estrella de halo alrededor de la estrella de Kapteyn, la estrella de halo más cercana a la Tierra, a unos 13 años luz de distancia. Sin embargo, investigaciones posteriores sugieren que Kapteyn b es solo un artefacto de actividad estelar y que Kapteyn c necesita más estudio para ser confirmado. La metalicidad de la estrella de Kapteyn se estima que es aproximadamente 8 menos que el Sol.
Diferentes tipos de galaxias tienen diferentes historias de formación estelar y, por lo tanto, de formación planetaria. La formación de planetas se ve afectada por las edades, metalidades y órbitas de las poblaciones estelares dentro de una galaxia.
La distribución de las poblaciones estelares dentro de una galaxia varía entre los diferentes tipos de galaxias. Las estrellas en galaxias elípticas son mucho más antiguas que las estrellas en galaxias espirales. La mayoría de las galaxias elípticas contienen principalmente estrellas de baja masa, con una actividad de formación de estrellas mínima.
La distribución de los diferentes tipos de galaxias en el universo depende de su ubicación dentro de cúmulos de galaxias, con galaxias elípticas que se encuentran principalmente cerca de sus centros.