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Posible precursor de sistema tipo TRAPPIST-1 en V410 X-ray 1.

Ya no es raro hallar exoplanetas en otras estrellas.
En particular, las estrellas de baja masa, como las estrellas enanas, han mostrado tener varios exomundos rocosos y en zonas habitables. Luego, este tipo de estrellas ofrecen una inmejorable perspectiva para hallar este tipo de sistemas.
Un ejemplo interesante, es el sistema en TRAPPIST 1.

File:PIA21429 - Transit Illustration of TRAPPIST-1.jpg

Ilustración del sistema TRAPPIST-1 crédito NASA/JPL-Caltech.

Esta enana tiene siete planetas rocosos en un apretado sistema planetario (Wikipedia, TRAPPIST-1, https://es.wikipedia.org/wiki/TRAPPIST-1).

En Tauro, hay una región de formación estelar catalogada como L1495 a unos 450 años luz de Casa. Allí se encuentra la enana (de tipo M4) V410 X-ray 1.
Esta estrella tiene a su alrededor un compacto y grueso disco de polvo de un radio exterior de 0,6 Unidades Astronómicas (1 UA = radio de la órbita Terrestre = 150 000 000 Kms.). Eso es realmente compacto, es un poco menos que el radio de la órbita de Venus (que es de 0,7 UA).
Hay dos ideas para explicar este anillo compacto.
Un escenario puede ser el causado por efectos dinámicos. Es posible que una compañera no observada esté “limpiando” la parte exterior de la anillo de polvo y gas.
El otro escenario posible es que a 0,6 UA se encuentre una región de hielos. Así, el polvo crea grumos dentro del anillo haciéndolo más grueso mientras que hacia afuera queda una fina región de materia. Este último caso sugiere que se pueden formar planetas rocosos dentro de las 0,6 UA de distancia a la estrella. De ser así, estaríamos ante un sistema precursor de uno compacto con planetas rocosos similar al de TRAPPIST-1. De esta manera, estos sistemas compactos serían cada vez menos raros de encontrar.

Fuente:

  • MNRAS 000, 1–10 (2018) Preprint 21 February 2018. The extremely truncated circumstellar disc of V410 X-ray 1: a precursor to TRAPPIST-1?
    D. M. Boneberg et al.
    https://arxiv.org/pdf/1802.07120.pdf

pdp.

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Los planetas habitables resisten las inestabilidades.

Los ambientes de formación planetaria son caóticos.
Los embriones planeatrios se forman en remolinos de acreción de materia. Esos embriones y protoplanetas, pueden chocar a bajas velocidades y fusionarse o destruirse.

En sistemas exoplanetarios, se han detectado gigantes gaseosos de alta excentricidad, o sea, de órbitas muy alargadas. Eso se debe a inestabilidades gravitatorias que se dan en el escenario caótico de formación planetaria.
Esas inestabilidades, pueden afectar a planetas rocosos en zonas habitables, propicias para la aparición de vida tal como la conocemos (https://es.wikipedia.org/wiki/Zona_de_habitabilidad). Es más, los mismos gigantes gaseosos afectados por la inestabilidades, pueden a su vez, perturbar y afectar la órbita de los rocosos habitables.

Ilustración sin crédito publicada en elmundo.es (ver enlace en imagen)

Para que en esos planetas aparezca vida como en Casa, éstos deben permanecer mucho tiempo en la zona habitable; y astronómicamente hablando, mucho tiempo es miles de millones de años.
¿Es ese tiempo suficiente para que el planeta sea quitado de la zona habitable?

Según las simulaciones realizadas, la probabilidad de que un planeta rocoso en zona habitable sea quitado de ella por inestabilidades, es mayor en los sistemas compactos; pero no tanto como se puede esperar.
Estos planetas suelen sobrevivir a las inestabilidades, incluso a las que cuentan con la colaboración de gigantes gaseosos con altas excentricidades. De esta manera, no es raro que los planetas rocosos en zonas habitables, pueden estar todo el tiempo necesario para que aparezca la vida. Luego, con el tiempo, el sistema se relaja, la inestabilidades tienden a disminuir y la vida prospera.

Fuente:

pdp.

Exoplanetas extragalácticos.

Analizando la luz de un cuásar, se hallaron evidencias de exoplanetas en otra galaxia.
Todo se debió a un efecto de micro-lente gravitacional.
La luz puede cambiar su trayectoria debido a la presencia de una gran masa. Cuando la luz emitida por un objeto lejano pasa cerca de un cúmulo de galaxias, la masa combinada de esas galaxias altera gravitacionalmente la marcha de los rayos de luz y éstos se enfocan como por una lente convergente. Así se observan varias imágenes de la misma fuente De ahí el nombre de lente gravitacional, en este caso, ejercida por el cúmulo de galaxias (https://es.wikipedia.org/wiki/Lente_gravitacional)

Ilustración en Wikipedia.

También están las micro-lentes gravitaionales.
Es el mismo efecto pero producido a menor escala por la acción gravitacional de una estrella desviando la luz de un objeto lejano.
En estos casos, se pudo detectar exoplanetas en estrellas generadoras de mico-lentes gravitacionales. Si bien la luz del objeto distante siente la gravedad de todo el sistema (estrella + planetas), como los planetas orbitan la estrella, se altera la distribución de las masas y se modifica particularmente el efecto de micro-lente gravitacional.

Ilustración: S. Liebes, Physical Review B, 133 (1964): 835

A unos 6 mil millones de años luz (AL) de Casa, se encuentra el cuásar RX J1131-1231. Como todo objeto de su tipo, es el núcleo activo de una galaxia muy lejana, potenciado por su agujero negro central. Su luz, en su viaje hasta nosotros, pasa cerca de una galaxia elíptica perteneciente a un cúmulo de galaxias, a unos 3 mil millones de AL de nosotros. La imagen del cuásar sufre el efecto de lente gravitacional y se lo observa multiplicado 4 veces; tres veces a “un lado” y una vez al otro de la galaxia que ejerce el efecto de lente ubicada en el centro de las imágenes de cuásar.

En el centro se aprecia a la galaxia elíptica. Arriba de su imagen se observan 3   imágenes del cuásar y abajo se observa la cuarta, Imagen crédito University of Oklahoma

Pero sucede que en cada imagen del cuásar se observaron diferencias que no se daban en todas ellas, por lo tanto, no se estaban dando en el cuásar.
Luego de modelar el problema, se encontró que se debían a un efecto de micro-lente ejercido no sólo por una estrella de la galaxia elíptica, sino por más objetos. Ni siquiera estrellas de baja masa como las estrellas fallidas conocidas como enanas marrones
Se trata de unos 2000 exoplanetas de masas que van desde masas Lunares a Jovianas o 200 exoplanetas con masas entre Marcianas a Jovianas, por cada estrella de Secuencia Principal (de las comunes), todos ellos errantes, o sea, ninguno vinculado a estrellas.

Eso hace miles de millones de planetas errantes, las misma cantidad que se estima para la Vía Láctea.
Este tipo de planetas, bien podría haberse formado y luego fueron expulsados por encuentros gravitacionales cercanos con otros planetas en la juventud de la formación del sistema planetario en el que nacieron.

Referencias:

Fuente:

pdp.

La re-inflación en los planetas gaseosos.

Llama la atención por qué los planetas gaseosos son generalmente tan grandes.
Si bien su masa es un factor importante, ésta contribuye a la contracción gravitatoria y eso tiende a comprimirlo, no a expandirlo.
Se piensa que el tamaño de los planetas gaseosos, está en relación con el flujo de calor a través de su atmósfera; ya sea desde el exterior proveniente de su estrella, como desde su interior. Eso genera convecciones que terminan “inflándolo”.
No podemos pasarnos siglos observando exoplanetas, pero sí podemos observar a varios de ellos alrededor de diferentes tipos de estrellas.

La radiación de una estrella proviene de su interior.
Desde allí, los fotones hacen caminos aleatorios entrando y saliendo de átomos hasta llegar a la superficie. Así, una gigante roja, tiene una baja temperatura superficial (porqué ésta se debe repartir en una mayor superficie) y gran brillo por tener más superficie para irradiar. El brillo de una estrella depende de su radio además de su temperatura.
De esta manera, los exoplanetas gaseosos reciben más energía de sus estrellas gigantes rojas que de estrellas como el Sol (estrellas comunes o de Secuencia Principal).

Hay evidencias observacionales consistentes con esta idea.

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Ilustración crédito de  KAREN TERAMURA, UH ©IFA/Hawaii.

En la ilustarción (fuera de escala), se muestra el tamaño de un planeta gaseoso en torno a una estrella tipo solar (izq. arriba) y cuando ésta se convierte en gigante roja (izq. abajo).

Se descubrieron dos exoplanetas girando en torno a gigantes rojas con períodos similares de aproximadamente 9 días. Ambos tienen masas del 50% la de Júpiter por lo que son muy parecidos (gemelos). Ambos tiene un tamaño 30% más grande que Júpiter.
Esto colabora con la idea de re-inflación por flujo de calor, aunque también se está encontrando que este proceso no es tan eficiente como se esperaba.

Referencia:

Fuente:

pdp.

vM2, la primer estrella con evidencias de un sistema asteroidal.

Muchas veces dije y lo repito, los objetos raros van a la bolsa de los objetos raros; el problema es cuando esa bolsa se llena.

Allá por 1917, se descubrió por accidente una estrella de rápido movimiento. Sabiendo que las estrellas se mueven rápido y que la distancia “disimula” esa velocidad; esta estrella estaba cerca o era una estrella de rápido movimiento.

Maanen A van 583.jpg

A. van Maanen – Imagen: Wikipedia

Se la catalogó como vM2 por su descubridor Adriaan van Maanen. El núnero “2” hace referencia a que era la segunda estrella de rápido movimiento propio que había observado.
Resultó estar cerca y ser un objeto caliente, pero su brillo no estaba de acuerdo a esa cercanía de tan sólo 14 años luz. En resumen, se trataba de una enana blanca cercana, por eso se notaba tanto su movimiento y tenía bajo brillo.
Estas estrellas son el resto evolutivo de estrellas de tipo Solar.
Cuando una estrella de tipo Solar envejece, se transforma en una gigante roja. Su gran tamaño hace que haya mucha superficie para irradiar, por eso son tan brillantes aunque superficialmente sean mas bien frías. Luego de “toser” algo de materia, se contrae dejando alejar sus capas exteriores en forma de nebulosa planetaria y queda como un objeto compacto, del tamaño de un planea como el nuestro y caliente; o sea, una enana blanca. Su brillo es modesto debido a su pequeña superficie que no permite una cómoda salida de la radiación.
El brillo de una estrella depende de su radio.

Las enanas blancas tienen tienen sus capas exteriores ricas en Helio e Hidrógeno, permitiendo que elementos más pesados precipiten a su interior.
Pero vM2, era abundante en Hierro, Calcio y Magnesio; cosa rara porque esos elementos precipitan pronto, astronómicamente en unos 100 mil años, y las enanas blancas tienen miles de millones de años. Ahí fue a la bolsa de los objetos raros.
Con el tiempo fueron descubiertas más enanas blancas de similares características. La bolsa de esas enanas blancas raras se estaba llenando. ¿Qué hacía que tengan esos elementos pesados tan presentes? Algo estaba donándoles esa materia. ¿Qué?
Muy fácil: un sistema de asteroidal; rocas y escombros que precipitaban sobre ellas.

Así vM2, en 1917 se transformó en la primera estrella con evidencias de un sistema de cuerpos fríos orbitándola. Claro que eso no se supo sino hasta muchos años después, cuando se investigó las causas de tantos elementos pesados en enanas blancas.

Sucede que estas estrellas, como resultado de la evolución de una estrella como el Sol, no es raro que tengan planetas a su alrededor (eso hoy es más sabido que antes con la gran cantidad de exoplanetas hallados).
Cuando la estrella envejece transformándose en gigante roja, y luego en enana blanca después de soltar materia en forma de nebulosa planetaria, provoca inestabilidades gravitatorias que bien pueden hacer chocar a los planetas que la circundan.
Eso origina gran cantidad de escombros, que son los que luego caen sobre ella colaborando con la cantidad de Hierro y otros elementos pesados observados.

Referencia:

Fuente:

pdp.

WASP 12b: el exoplaneta obscuro.

Artículo retocado el  15/sep./2017 a las 08:20 HOA (GMT -3).
¿Pueden existir los planetas negros?
No estrictamente, pero sí los que son bastante obscuos.
A unos 1400 años luz de casa, en la constelación de Auriga (https://es.wikipedia.org/wiki/Auriga_(constelaci%C3%B3n)), también conocida como El Cochero, se encuentra el exoplaneta catalogado como WASP 12b.
Este planeta es del tipo gigante gaseoso caliente. Los estudios indican que es bastante obscuro, tanto como puede ser el asfalto. Eso implica que absorbe la mayor cantidad de energía visible, lo que colabora con su alta temperatura.

Ilustración de WASP 12b publicada en spacetelescope.org (sin créditos)

WASP 12b (https://es.wikipedia.org/wiki/WASP-12b), orbita su estrella (de tipo G0) a unos 3 millones de Kms. (nosotros lo hacemos a 150 millones de Kms. del Sol) en alrededor de un día de los nuestros.
A esa corta distancia, el exoplaneta recibe mucha energía en su cara diurna, elevando la temperatura a unos 2500ºC. Esto impide la existencia de moléculas y por lo tanto de nubes que reflejen luz. Así, la energía de la estrella penetra el planeta y es absorbida por sus partes interiores.
Debido a la distancia a su estrella, el exoplaneta se encuentra bloqueado tidalmente, o sea que, por mareas gravitatorias, ofrece siempre la misma cara a la estrella (como la Luna con Nosotros). Eso hace que en su lado eternamente nocturno, la temperatura sea unos 1000ºC menor y permita la existencia de nubes de vapor de agua, como las que se se detectaron en el límite entre la cara diurna y nocturna.

Mientras, el planeta pierde masa que es absorbida por su estrella. Dejará de existir aproximadamente en 10 millones de años.

Video: Exoplanets Art18 ene. 2017, WASP siendo consumido por su estrella.

©David Argemí.

En relación a la masa que le extrae su estrella hospedante, el exoplaneta no tendría que terminar extinguido.
Se me ocurre (y esto es una simple idea, ya que este tema no es mi especialidad) que a medida que el planeta pierde masa, se debilita la atracción gravitatoria que lo mantiene vinculado con esa órbita, y si mantiene su velocidad orbital, se alejaría de su estrella pudiendo terminar en una órbita más alejada. Así, pasaría a sentir menor atracción y dejaría de sufrir la succión de materia por parte de su estrella y no se extinguiría.

Referencias:

Fuente:

pdp.

 

 

Sobre el origen de los planetas de ultra corto período.

Estudiando otros sistemas planetarios, hallamos exoplanetas de tipo supertierra y exoplanetas de período ultra corto (USP – del inglés Ultra Short Period).
Los primeros son rocosos y tienen un tamaño similar al doble de la Tierra. Si bien son abundantes, en nuestro Sistema no hay supertierras.
Eso se debe al trabajo de “limpieza” realizado por el joven Júpiter. En una ubicación más cercana al Sol, fue absorbiendo y dispersando material. Así, no había mucho para que los planetas rocosos crezcan mucho. Luego, Júpiter se retiró a su actual órbita (pdp, 21/jun./2017, ¿Por qué no hay super-Tierras en el Sistema Solar?, https://paolera.wordpress.com/2017/06/21/por-que-no-hay-super-tierras-en-el-sistema-solar/).

Los exoplanetas USP, son rocosos de no más del doble del tamaño terrestre, en órbitas cercanas a la estrella y con períodos muy cortos, inferiores a un día de los nuestros.
Los modelos de formación planetaria no podían explicar satisfactoriamente a ese tipo de objetos tan cercanos a su estrella hospedante. Entonces se pensó en núcleos de exoplanetas Jovianos. Éstos, habrían perdido sus partes exteriores gaseosas por el viento estelar.

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Ilustración de un joviano evaporándo sus capas gaseosas. Crédito: NASA/Ames/JPL-Caltech.

Pero las estrellas hospedantes de los Jovianos son ricas en metales (elementos más pesados que el Hidrógeno y el Helio) y las hospedantes de USP no lo son. Es más; las estrellas con planetas de corto período y tamaños de hasta 4 veces el terrestre tienen más metales.
Luego, estos exoplanetas serían núcleos de Jovianos evaporados, digamos de sub-Neptunos.

Referencia:

Fuente:

pdp.