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PDS 70c podría tener lunas en el futuro.

Las estrellas de tipo T Tauri reciben ese nombre por ser del mismo tipo que esa estrella, la primera en su tipo.
Se trata de estrellas jóvenes, que suelen estar rodeadas de material del cual pueden formarse planetas. Una de ellas es la estrella V1032 Cen en la constelación del Centauro, a unos 350 años luz de Casa con una masa algo menor que la del Sol. También catalogada como PDS 70, esta estrella de unos 5 millones de años de edad (el Sol tiene unos 4500 millones de años) está rodeada de un anillo circunestelar.
Se han obtenido imágenes de esta estrella en diferentes longitudes de onda y se las superpuso para tener una mejor idea del sistema.

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Imagenes superpuestas en diferentes longitudes de onda del sistema PDS 70. – Crédito: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO) A. Isella; ESO

Se puede apreciar dos exoplanetas en formación, PDS 70b y PDS 70c.
Este último a una distancia de la estrella similar a la de Neptuno-Sol, muestra estar rodeado materia circumplanetaria.
La masa que rodea a PDS 70c es muy baja por lo que el planeta estaría casi formado. Se piensa que esta materia, además de alimentar al planeta, podría dar origen a satélites naturales. En tal caso, estaríamos siendo testigos del nacimiento de un exoplaneta y sus lunas.

Referencia:

Fuentes:

pdp.

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La posible exoluna Kepler-1625b-I.

Si existen exoplanetas, no es raro que ellos tengan sus satélites naturales; o sea exolunas.
La idea no es disparatada; de hecho, hay sospechas de la existencia de exolunas incluso en planetas errantes (pdp, Exolunas, https://paolera.wordpress.com/tag/exolunas/).
Un caso reciente (mediados del 2017) es el del exoplaneta Kepler-1625b.
Este exoplaneta, fue detectado por transitar delante de su estrella (Kepler-1625). lo que produjo una disminución temporal del brillo observado de la estrella.

El perfil o curva de luz donde se observa la disminución y posterior recuperación del brillo de la estrella a su valor normal, suele ser simétrico (disminuye y aumenta de la misma “forma”), incluso si el planeta tiene anillos. En ese caso, la forma de la curva de luz no es la misma que si el planeta no tuviera anillos, pero siempre es simétrica.

Cuando esa curva no es simétrica es porque hay otros eventos sucediendo durante el tránsito.
Puede ser que la estrella presente fulguraciones en ese momento, como también pueden estar transitando otros objetos junto con el exoplaneta.
Un ejemplo de tránsito de varios objetos puede explicar la caprichosa curva de luz de la estrella de Tabby (KIC 8462852) (pdp, 24/may./2017, ¿Troyanos en KIC 8462852?, https://paolera.wordpress.com/2017/05/24/troyanos-en-kic-8462852/).

En el caso de la estrella Kepler-1625, sólo se tienen tres tránsitos registrados de su exoplaneta.

The three observed transits of the exoplanet Kepler-1625b show odd asymmetries, possibly indicating the presence of an exomoon.

Gráfico de las curvas de luz de los tres tránsitos observados de Kepler-1625b – Crédito:  Teachey, Kipping, and Schmidt.

Se observan asimetrías que no parecen ajustarse a la existencia de fulguraciones en la estrella en el momento del tránsito. Además, la estrella no es del tipo de estrellas que presentan eso fenómenos.
Más bien parece que hay otro objeto involucrado.
Por el tipo de asimetría, parece que el exoplaneta tuviera una luna.
En tal caso, si primero entra uno de los cuerpos delante de la visual y luego el otro, se tendrían disminuciones de luz en “dos etapas”. Incluso si ambos cuerpos entran en el tránsito alineados (luna en conjunción superior o inferior), cuando la luna sale de la alineación, se produce una disminución mayor a la primera observada.
Lo mismo sucede en otras combinaciones de posiciones entre el exoplaneta y su luna a lo largo del tránsito.

Esto no es definitivo, aunque es lo que mejor explica la observación.

Pero algo es seguro, si se trata de una exoluna, ésta debe ser grande para que colabore con la disminución de brillo aparente de la estrella durante el tránsito.
El exoplaneta Kepler-1625b, es de tipo y tamaño joviano. Luego, su luna Kepler-1625b-I, debe tener un tamaño similar a Neptuno.

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Neptuno y Júpiter a escala para comparar su tamaños – Crédito:  NASA / JPL & E. Kraaikamp/ D. Peach/ F. Colas / M. Delcroix / R. Hueso/ C. Sprianu / G. Therin / Pic du Midi Observatory (OMP-IRAP) / Paris Observatory (IMCEE / LESIA) / CNRS (PNP) / Europlanet 2020 RI / S2P

Los modelos de formación planetaria, muestran que si una luna se forma junto con un planeta en procesos paralelos de acreción, ésta no pude ser tan grande en relación al planeta.
En tal caso, la luna puede ser un objeto capturado. De hecho, Tritón es una luna capturada por Neptuno.
En nuestro caso, la Luna es muy grande para haberse formado con la Tierra. Esto favorece a la teoría de su formación por acreción de escombros, luego del impacto de un objeto del tamaño de Marte con nuestro Planeta en su juventud (pdp, 14/sep./2016, Nuevo escenario para la formación de la Luna, https://paolera.wordpress.com/2016/09/14/nuevo-escenario-sep-2016-para-la-formacion-de-la-luna/).

Referencias:

Fuente:

  • Draft version July 27, 2017, HEK VI: ON THE DEARTH OF GALILEAN ANALOGS IN KEPLER, AND THE EXOMOON CANDIDATE KEPLER-1625B I, A. Teachey et al.
    https://arxiv.org/pdf/1707.08563.pdf

pdp.

Las exolunas heladas con masas como la de Marte son posibles.

En los sistemas exoplanetarios, se han encontrado muchas propiedades comunes incluso con nuestro Sistema Solar.
En ellos, como en el nuestro, hay planetas gigantes gaseosos conocidos como planetas jovianos. Surge entonces la idea de si es posible que estos exoplanetas tengan grandes luna heladas como sucede en nuestro Sistema.

Según las simulaciones realizadas, los exoplaneats jovianos alrededor de estrellas de tipo solar, no tienen material rico en hielos a su alrededor para formar lunas heladas si están a unas 4,5 Unidades Astronómicas (UA – distancia promedio Tierra – Sol = 150 000 000 Km.). Pero los súper jovianos, podrían tenerlas a distancias de su estrellas de unas 3 UA.
Recordemos que Júpiter tiene ese tipo de lunas y está a un poco más de 5 UA del Sol.

Europa, la luna helada de Júpiter. Imagen crédito de NASA.

Es bueno recordar también que en el material alrededor de un joviano, de donde se forman sus lunas, no sólo influye la radiación de la estrella central, sino también la reflejada por el exolaneta; eso afecta a los hielos de agua que pueda haber en el material que auto-precipita para formar la exoluna.

Así, hay una relación entre la masa de las exolunas heladas, la masa del exoplaneta y la distancia a la estrella central. En particular, para los jovianos a unas 5 UA de su estrella, las lunas heladas se dan entre 15 y 30 radios jovianos de distancia al exoplaneta.
Bajo estas condiciones, los exoplanetas súper-jovianos no sólo pueden tener lunas heladas estando a 3 UA de su estrella (siempre de tipo solar), sino que a unas 5 UA de ella pueden tener exolunas de hielos de agua con masas del orden de la masa de Marte.

O sea que, si los exoplanetas súper jovianos están a 1 UA de su estrella central de tipo solar, no presentarán lunas con hielos de agua. Pero si migraron hasta 3 UA a 5 UA, es muy probable que tengan exolunas ricas en hielos de agua con masas similares a Marte, incluso con océanos bajo la superficie y hasta en zonas de habitabilidad [1].

Referencia:

  1. http://es.wikipedia.org/wiki/Zona_de_habitabilidad

Fuente:

pdp.

MOA-2011-BLG-262Lb es un posible exoplaneta errante con una exoluna.

Las grandes masas desvían la luz en un efecto conocido como Lente Gravitacional [1].
Masas menores producen efectos similares conocidos como Microlentes Gravitacionales (MG). Estas lentes pueden ser usadas para detectar objetos lejanos en combinación con nuestros detectores. En particular, se pueden utilizar MG para detectar exoplanetas. La masa de una estrella, puede desviar la luz de otra más lejana que está detrás de ella (en perspectiva). Un planeta gaseoso de gran masa alrededor de la primera, puede desviar algo más la luz de la estrella lejana en un efecto de MG. Esto se aprecia en una variación de la luz de esa estrella, lo que se produce sólo en un determinado momento durante la trayectoria del exoplaneta alrededor de ella. De esta manera, se puede detectar exoplanetas por MG y de hecho se han descubierto algunos con esta técnica.

Es sabido que hay masas gaseosas conocidas como Enanas Marrones [2], que son estrellas fallidas. Masas menores aún, forman los raros exoplanetas errantes. Son planetas gaseosos que vagan por el espacio sin estar vinculados a una estrella, este es el caso de CFBDSIR2149 [3].

CapturaRecientes observaciones de MG han permitido detectar lo que puede ser un exoplaneta errante con una un satélite natural (o exoluna). Se trata de MOA-2011-BLG-262, en la imagen se señala la estrella que es afectada por MG.
Estrictamente, las observaciones pueden ajustarse a dos modelos.
Puede tratarse de una estrella de 0,11 Masas Solares con un exoplanetade 17 Masas Terrestres con una separación máxima (semieje mayor de su órbita) de 0,95 Unidades Astronómicas (UA = 150 millones de Km. = distancia promedio Tierra – Sol) a unos 21 mil Años Luz (AL), cerca del bulbo galáctico.
Lo sorprendente es la segunda solución. Puede ser un exoplaneta errante de 3,2 Masas Jovianas con una exoluna de 0,47 Masas Terrestres separados a 0,13 UA, todo a una distancia de 1500 AL.

Esta segunda opción es la más extraña aunque por eso no es descartada, ya que no son comunes los exoplanetas solitarios y este sería el primero con una exoluna en ser detectado;  el primero en su clase en ser descubierto. Otros descubrimientos de este tipo, podrán confirmar esta segunda solución.

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Referencias:

  1. http://es.wikipedia.org/wiki/Lente_gravitacional
  2. http://es.wikipedia.org/wiki/Enana_marr%C3%B3n
  3. https://paolera.wordpress.com/2012/11/14/cfbdsir2149-un-exoplaneta-errante/

Fuente e imagen:

pdp.

La Habitabilidad en Exolunas.

La esfera de Hill (también conocida como esfera de Roche)[1], es la esfera dentro de la cual un cuerpo puede estar en órbita estable alrededor de otro que, a su vez, gira en torno a uno mayor o principal.
O sea que, para que un objeto sea satélite de un planeta que gira alrededor de una estrella, ese objeto debe estar dentro del radio de Hill – Roche de ese planeta.
Es un caso perteneciente a lo que se conoce como problema de los tres cuerpos[2].

La zona o región habitable[3], es la región alrededor de una estrella, para que un planeta pueda tener agua líquida y otras condiciones favorables para la vida tal como la conocemos. El hecho de que un planeta no esté en esa zona, no implica que no albergue otras formas de vida.

aaCon el descubrimiento de exoplanetas en zonas habitables, cabe el estudio de las condiciones favorables para la vida en sus posibles satélites naturales.
Para eso, se realizaron simulaciones donde se adoptaron valores correspondientes a exoplanetas conocidos, para estudiar las condiciones de habitabilidad en sus posibles lunas.
Si bien la luna recibe flujo de energía directo de la estrella y reflejado por el planeta, en este estudio no se tuvo en cuenta este último (el que recibe por la reflexión planetaria.)
Así, la excentricidad del planeta, influye en los extremos de la condiciones térmicas de sus lunas, las que se suponen con la masa suficiente para retener gases y tener atmósfera.
Las lunas, a su vez, estaban dentro de los radios de Hill – Roche para casos en que fueran sincrónicas con el planeta (la rotación de la luna alrededor del planeta, coincide con la del planeta alrededor de su eje) y no sincrónicas; no necesariamente ofreciéndole siempre la misma cara (como el caso Tierra – Luna).

Si el planeta se mantiene dentro de la zona habitable, la luna llega a un equilibrio térmico donde no son necesarios mecanismos eficientes de redistribución del calor.
Pero si la alta excentricidad del planeta, lo saca periódicamente de esa zona, la luna necesita de procesos altamente eficientes de redistribución del calor para mantener sus condiciones de habitabilidad.

Luego, si el planeta no está siempre en zona habitable, sus lunas podrían mantener condiciones favorables para la vida tal como la conocemos en la Tierra.

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Referencias:

  1. http://es.wikipedia.org/wiki/Esfera_de_Hill
  2. http://es.wikipedia.org/wiki/Problema_de_los_tres_cuerpos
  3. http://es.wikipedia.org/wiki/Zona_de_habitabilidad

Fuentes:

pdp.