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PDS 70b, el nacimiento de un Joviano.

Cada vez hay más evidencias observacionales a favor de las teorías de formación planetarias.
Las estrellas nacen de una nube de gas y polvo a baja temperatura. Allí se forma un disco de acreción que da origen a la estrella .
Con su radiación, la estrella “limpia” sus vecindades. Desaloja el polvo y sublima los hielos que puedan rodearla. Pero a la distancia, los granos de polvo se van arremolinando y formando protoplanetas. Más allá, los hielos sobreviven formando cuerpos helados.
Una vez formados los huéspedes, comienza el caos donde unos precipitan sobre otros y muchos migran a otras órbitas.
Las regiones de formación de planetas alrededor de estrellas, están sometidas a temperaturas que las hacen observables en infrarrojo.

Veamos:

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Imagen infrarroja del joven exoplaneta PDS 70b. Se ha ocultado artificialmente la estrella central y se muestra el tamaño del Sistema Solar a manera de escala. Crédito: V. Christiaens et al./ ESO.

Se trata del planeta en formación PDS 70b.
Todo indica que es gaseoso, con un radio algo mayor a 1,5 el de radio Joviano y una masa que no supera las 10 masas Jovianas. Tiene aún un disco de acreción de materia, donde se estima que están cayendo sobre el planeta unas 10 millonésimas a 100 millonésimas partes de masas Jovianas anuales.
Con una temperatura de alrededor de 1500°K, se piensa que del disco que aun rodea al planeta pueden formarse lunas como las de Júpiter.
En tal caso, se confirma el origen de los satélites Jovianos, aparte de las posibilidades de captura de algunos de ellos.

Referencia:

Fuente:

pdp.

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La zona habitable en binarias puede aumentar si éstas se acercan.

Con el descubrimiento de exoplanetas, pronto se pensó en las posibilidades de hallar vida en ellos.
La zona habitable, familiarmente conocida como región de ricitos de oro, es la región del sistema planetario donde los planetas pueden tener agua líquida, entre otras condiciones favorables para la vida como la conocemos. Eso depende fundamentalmente de la cantidad de calor que reciben de la estrella; luego, depende del tipo de estrella hospedante, de las características orbitales de los planetas y hasta de su rotación. En posiciones delante de la zona habitable hace demasiado calor, y en posteriores hace poco calor.

El descubrimiento de exoplanetas alrededor de estrellas binarias, permitió demostrar que en ese tipo de sistemas, no es raro hallarlos como se pensó en un principio. No sólo los hay orbitando a ambas estrellas (exoplanetas circumbinarios), sino que también los hay orbitando una de ellas (circunestelar), ya sea la más masiva o la menos masiva.

En una binaria sus componentes pueden alterar sus órbitas.
Una forma de que esto suceda es que una tercera estrella pase cerca del sistema y, gravitacionalmente, le quite energía a una de las compnentes haciendo que tiendan a acercarse.
En ese caso, un planeta circunestelar, digamos alrededor de la estrella más pequeña, siente más la combinación del calor de ambas estrellas. Así, se extiende la zona de habitabilidad o habitable.

Diagrama donde se aprecia la configuración de una binaria antes y después del acercamiento mutuo. Las zonas de habitabilidad se señalan en azul. – Crédito de Richard Parker / Bethany Wootton / University of Sheffield.

Las zonas habitables de cada estrella, señaladas en azul, pueden llegar a superponerse si las estrellas se acercan.
Si vemos la estrella menor (la de la izquierda), su zona de habitabilidad se ensanchó debido al calor extra proveniente de la otra estrella, ahora más cercana a ella. De esta manera, aumentan las probabilidades de que en los planetas que la orbitan se den formas de vida tal como la conocemos.

Referencia:

Fuente:

pdp.

¿Un futuro sistema sub-estelar en CS Cha.?

En Astronomía se estudian los objetos a distancia que no podemos tocar.
Para eso, analizamos la luz que nos llega en muchas de sus frecuencias (colores), incluso aquellas que nuestros ojos no ven.
La luz tiene un comportamiento ondulatorio por el cual vibra en diferentes direcciones aleatorias perpendiculares a la de propagación. Cuando prefiere oscilar en una determinada dirección, se dice que está polarizada. Cuando la luz interactúa con materia, ya sea reflejándose o refractándose, suele polarizarse.

En la constelación del Camaleón (Cha) a unos 600 años luz de casa se encuentra el objeto catalogado como CS Cha.
Se trata de un sistema binario de estrellas en formación rodeado de un disco de materia en el cual se puede esperar que se formen protoplanetas. La luz de las binarias no está polarizada, pero sí está parcialmente polarizada la que se refleja en ese disco circunestelar de materia.
El disco se extiende hasta una distancia similar a la de Plutón al Sol. Más allá, a una distancia de las binarias equivalente a 240 veces la distancia Tierra-Sol, se observa un objeto brillante.

Imagen infrarroja de CS Cha y su objeto compañero – Crédito de C. Ginski & SPHERE.

Se trata de un objeto co-móvil con las binarias, o sea que está gravitacionalmente relacionado a ellas, por lo que no se trata de un objeto que en perspectiva aparece cerca de ellas y de su disco de materia.

Observado en ondas milimétricas, el objeto en cuestión tiene su luz polarizada en un 14%, eso es mucho si se considera que los objetos que reflejan luz tienen un porcentaje de polarización alrededor del 1%.
Esto sugiere que está rodeado de su propio disco de materia, el cual está de perfil o canto hacia nosotros, y desalineado respecto del disco circunestelar de las binarias, el cual muestra cierta inclinación hacia nosotros. Ese disco dificultó las observaciones para estimar la masa de ese objeto, pero todo indica que se trata de unas 20 veces la masa de Júpiter.

Luego sería un exoplaneta súper Joviano o, más probablemente, una estrella fallida como una enana marrón.
Lo interesante, es que, con el tiempo, ese objeto podría tener sus propios compañeros formados del disco a su alrededor.
Así, es posible que estemos viendo el nacimiento de un sistema sub-estelar, algo así como un sistema Joviano (Júpiter y sus lunas) pero de mayor tamaño.

Referencia:

Fuente:

  • Astronomy & Astrophysics manuscript no. CSCha-aa_revised, ESO 2018
    May 8, 2018, 
    First direct detection of a polarized companion outside of a
    resolved circumbinary disk around CS Cha?, 
    C. Ginski et al.
    https://arxiv.org/pdf/1805.02261.pdf

pdp.

Evidencia de colisión planetaria en el sistema Kepler-107.

En las primeras épocas de un sistema planetario, pueden darse colisiones.
Cuando un sistema de este tipo se va consolidando, hay migraciones de objetos a diferentes órbitas. Eso, más la cantidad de materia que se agrupa en protoplanetas, producen una época transitoria breve y caótica donde las colisiones son muy probables. Nuestro Sistema, en sus albores, pasó por lo que se conoce como el bombardeo intenso (ASTROBITÁCORA, 18/abr./2018, ¿Qué fue el bombardeo intenso tardío?, Alex Rivero, https://www.astrobitacora.com/que-fue-el-bombardeo-intenso-tardio/).
Fuera de esa época temprana en un sistema planetario, se llega a un estado estacionario estable donde las colisiones son muy poco probables, al menos entre objetos de gran tamaño.

En el Cisne a unos 1700 años luz de casa, se encuentra el sistema Kepler-107, centrado en una estrella similar al Sol.
Allí se encuentran los planetas Kepler-107b y Kepler-107c. Ambos con tamaños similares de 1,5 veces el Terrestre, tienen muy diferentes densidades; 107c es casi el triple de denso que 107b.
La densidad es estimada a partir de su tamaño el cual se obtiene de la curva de luz del tránsito del planeta delante de su estrella. Su masa se obtiene a partir del período de translación utilizando la ley de Kepler que vincula períodos, semiejes orbitales y masas (https://es.wikipedia.org/wiki/Leyes_de_Kepler).
Así, se obtuvo la masa, volumen y luego la densidad de estos objetos.

Para que un planeta sea tan denso, es muy probable que se trate del núcleo de lo que fue un planeta con todas sus características. Un motivo para que un planeta muestre su núcleo denso, es que haya perdido no sólo su atmósfera, sino también su corteza.
Algo similar es el caso de Mercurio.
Su cercanía al Sol, provocó la “voladura” de sus “partes livianas”. La radiación Solar se encargó de eliminar los gases que lo hayan podido rodear a manera de atmósfera, fundir y evaporar compuestos de su corteza y dejar el objeto sólido y compacto que es ahora.
Esto pudo haber sucedido en el sistema Kepler-107.
Pero de haber sido así, el denso núcleo expuesto debería ser 107b y no 107c que es el más alejado de la estrella. Además, si 107b es un núcleo del mismo tamaño que 107c pero de menor densidad, 107b debió ser un planeta más liviano que 107c y por lo tanto debería mostrar un núcleo menor al de 107c. En otras palabras, es muy difícil que la estrella haya desnudado el núcleo de 107c y respetado a 107b.

Otra posible causa para que 107c se muestre como un núcleo palenario desnudo, es una colisión con un objeto de tamaño similar, o sea una colisión entre planetas posiblemente durante una migración en una etapa similar a la del bombardeo intenso en nuestro Sistema.

A planetary collision is exactly as bad as you would imagine. Unlike an asteroid impact, there's not just a crater left behind. Instead, such a massive crash causes the surviving world to be stripped of much of its lighter elements, leaving behind an overly dense core. (Credit: NASA/JPL-Caltech)

Ilustración crédito de NASA/JPL-Caltech.

En ese evento, la energía liberada en el choque bien podría haber volado las partes livianas de 107c dejando expuesto su núcleo además de acabar con el impactador.

Referencia:

Fuente:

pdp.

La posible existencia de Barnard b.

Artículo retocado el 21/nov./2018 a las 10:30 HOA.
Muchos exoplanetas se detectaron por la variación de luz de su estrella hospedante cuando transita delante de ella.
Pero hay otras formas.
Los planetas no giran en torno a su estrella. En realidad, tanto la estrella como sus planetas lo hacen en torno al centro de masas o baricentro del sistema.

Video: The radial velocity method for finding exoplanets.

Subido el 26 nov. 2015El baricentro está más cerca del cuerpo masivo, o sea de la estrella, pudiendo estar dentro de ella. De esta manera, la estrella muestra una oscilación en su posición.
También su velocidad oscila. La componente radial (en la dirección al observador) resulta en una oscilación entre acercamientos y alejamientos. En ese proceso su luz vira del rojo al azul a medida que se aleja y acerca.Esto fue observado en la estrella de Barnard.
Se trata de una enana roja a 6 años luz del Sol. Eso la convierte en la 2da. estrella más cercana al Sistema Solar. Estrictamente, sería la 4ta., ya que Alfa Centauri es un sistema triple a sólo 4 AL.  Por este efecto, es muy probable que exista Barnard b, el exoplaneta responsable de las oscilaciones observadas en esta estrella.
Se trataría de un objeto rocoso, de poco más de 3 veces la masa de la Tierra, orbitando la estrella en 233 días a una distancia similar a la que hay entre Mercurio y el Sol.
Así las cosas, de confirmarse su existencia, Barnard b sería el segundo exoplaneta más cercano al Sistema Solar.

Fuente:

pdp.

Exoplanetas hermanos con diferente origen.

En la constelación de Pictor (caballete del pintor) hay un grupo de estrellas que comparten movimiento.
Se trata del grupo de Beta Pictoris (Beta Pic.), grupo que lleva el nombre de su estrella más relevante, la estrella Beta Pic.
Las estrellas enanas marrones, son estrellas fallidas cuyo límite con un planeta súper Joviano (gaseoso) es muy sutil. Cuando un objeto de este tipo está en torno a otra estrella, se dice que es un planeta súper Joviano. Cuando se lo encuentra solo, se lo clasifica como enana marrón. Pero cuando su masa en inferior a las típicas enanas marrones, directamente cae en la categoría de planeta, incluso cuando está solo, en cuyo caso es un errante.
En el grupo Beta Pic. hay enanas marones y planetas errantes; y ahora planetas gemelos en diferentes estrellas. Se pueden hallar planetas del mismo tipo; pero gemelos en diferentes estrellas, es algo muy llamativo.
Eso sucedió en el grupo Beta Pic

Las estrellas nacen en complejos moleculares, grandes nubes de gas y polvo. Allí comienzan su formación, para luego alejarse con su séquito de planetas en formación. Luego, maduran como un sistema planetario estable en torno a su estrella, ahora lejos de lugar de nacimiento.

En torno a la estrella Beta Pic. (10 veces más brillante que el Sol), se observó un exoplaneta, el catalogado como Beta Pic b. Un gigante gaseoso de unas 13 masas Jovianas orbitando su estrella a 9 Unidades Astronómicas (UA, equivale a la distancia promedio Tierra – Sol que es de 150 millones de Kms.).
En torno a un sistema binario de enanas marrones, siemore dentro del grupo Beta Pic., también se observó un planeta, el catalogado como 2MASS 0249 c. Se trata un otro gigante gaseoso, de 11 masas Jovianas orbitando a las binarias hospedantes a unas 2000 UA.

Imagen infrarroja del exoplaneta señalado en rojo. En amarillo se aprecia a las binarias hospedantes (la resolución no permite resolverlas) – Crédito:  T. Dupuy, M. Liu

Ambos planetas no sólo tienen masas similares; también comparten brillo, y composición (espectro) por lo que son más que parecidos; son hermanos. Esto implica que se formaron de la misma nube pero en condiciones diferentes.

Beta Pic b se formó como un gigante gaseoso. En un ambiente rico en gas y polvo alrededor de la estrella, coaguló el material más pesado y encima el gas.
2MASS 0249 c, se formó en un ambiente menos rico. El gas apenas alcanzó para un par de enanas marrones (dos estrellas fallidas). El material apenas alcanzó para que se forme una tercera compañera más que fallida, apenas llegó a planeta gaseoso.
Mientas que uno nació como planeta, el otro vio su evolución estelar truncada.

Referencia:

Fuente:

  • arXiv:1807.05235v2 [astro-ph.EP] 17 Jul 2018, The Hawaii Infrared Parallax Program. III. 2MASS J0249−0557 c: A Wide Planetary-mass Companion to a Low-Mass Binary in the β Pic Moving Group, Trent J. Dupuy et al.
    https://arxiv.org/pdf/1807.05235.pdf

pdp.

Se descubrió Vulcano.

Artículo dedicado a mi amigo Silvio Topa (quien seguramente ya debe estar enterado de ésto)

Vulcano era un supuesto planeta entre el Sol y Mercurio.
Se lo creía responsable de las variaciones orbitales de Mercurio. Pero eso se explicó con efectos relativísticos debido a la gran velocidad del Planeta en su perihelio (punto más cercano al Sol).
Luego apareció en la ficción científica y ahora parece que se volvió real, pero en otro sistema planetario.

Alrededor de la estrella catalogada como HD 26965, se descubrió un planeta de tipo rocoso como el Nuestro pero más grande y masivo. Según la serie Viaje a la Estrellas (Star Trekhttps://es.wikipedia.org/wiki/Star_Trek) sería un planeta de clase M (https://es.m.wikipedia.org/wiki/Clasificaci%C3%B3n_planetaria_en_Star_Trek).

Esta estrella a unos 15 a 16 años luz de Casa, es visible a simple vista en la constelación Erídano y se la conoce como Keid o 40 Eri A, ya que se trata de una estrella triple donde esta componente es la más brillante.

The location in the sky of Keid, also known as 40 Eridani, the star that hosts the planet Vulcan in Star Trek. It's up in the winter, near Orion, and is easily visible to the naked eye. Credit: Sky Safari

Ilustración crédito P. Plait –  Sky Safari (vista desde el Hemisferio Norte)

Bien, en Viaje a las Estrellas, el Sr. Spock (1er. oficial y oficial científico de la nave estelar USS Enterprise NCC-1701) era de Vulcano; un planeta de clase M en la estrella 40 Eri A (http://memory-alpha.wikia.com/wiki/40_Eridani_A). Luego, podemos bautizar familiarmente por analogía a este planeta como Vulcano.
Así la cosas, se habría descubierto el planeta del oficial científico de la Enterprise y los seguidores de la serie felices.

Referencia:

Fuente:

pdp