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Estudiando la formación de planetas en torno a una estrella muerta.

El descubrimiento de exoplanetas en púlsares mostró que pueden existir, pero también que son raros de darse.
Para eso, debe suceder que se den condiciones muy particulares en la materia que termina rodeando al púlsar, nacido luego de la explosión como supernova de una estrella masiva.
Parte de la materia expulsada en la explosión podría volver al Púlsar, pero lo haría en una lenta rotación que no ayuda a la formación de cuerpos a su alrededor, al menos según los modelos actuales.
La compañera de la estrella precursora de la supernova podrá haber sufrido la “voladura” de sus partes exteriores en la explosión y quedar como un compañero de tipo gaseoso. Si esa compañera era de baja masa, podrá destrozarse con la explosión dejando una nube de materia de donde se formarían planetas, pero esa nube puede ser molestada por el campo magnético de Púlsar y no formar planetas.
(pdp, 22/nov./2016, Exoplanetas en Púlsares II. Por qué son tan pocos, https://paolera.wordpress.com/2016/11/22/exoplanetas-en-pulsares-ii-por-que-son-tan-pocos/).

En Géminis, se encuentra el púlsar Geminga situado a unos 800 años luz de casa.

Este objeto está rodeado de materia (como todo púlsar), se desplaza muy rápidamente y tiene estructuras en forma de arco en el material que lo rodea.

El púlsar está señalado con el cículo negro. Las líneas punteadas indican las estructuras arqueadas. Imagen obtenida en longitud de onda sub-milimétrica via  Jane Greaves / JCMT / EAO/ RAS.  Crédito de

Como esos arcos indican regiones donde la materia tiende a comprimirse, es posible que la aparición de estas estructuras en torno al púlsar estén relacionadas con la futura formación de planetas en torno a él.
El estudio continuará buscando estructuras como estas en otros púlsares.

Referencia:

pdp.

En busca de Próxima Centauri c.

Los exoplaneats no sólo se manifiestan en su tránsito delante de su estrella hospedante disminuyendo el brillo de ésta; también la “bambolean”.

Los sistemas de cuerpos tienen un baricentro o centro de masas (CM).
Entre sus propiedades, tiene la de que los cuerpos se mueven en torno a él. O sea, que cuando dos objetos forman un sistema binario donde uno orbita al otro, en realidad ambos giran en torno al CM de sistema (Wikipedia, Centro de masas, https://es.wikipedia.org/wiki/Centro_de_masas).

File:Orbit5.gif

La cruz deñala el CM – Imagen de Wikipedia.

El CM tiende a estar más cerca del más masivo de los cuerpos. En el caso de que un cuerpo sea mucho más masivo que el otro, el CM cae dentro del más masivo.

File:Orbit4.gif

La cruz señala el CM – Imagen de Wikipedia

Esto sucede con una estrella y sus planetas.
Todos se mueven en torno al CM del sistema, el que está dentro de la estrella. Así, esta debe mostrar un sutil bamboleo debido a la presencia de sus planetas orbitándola.
Luego, si el exoplaneta no transita delante de la estrella, podría ser detectado a través del bamboleo de la estrella, el cual se refleja en variaciones periódicas de su posición o de su velocidad en la dirección del observador (velocidad radial).
El exoplaneta más cercano es Próxima Centauri b, el que orbita a la estrella Próxima Centauri.
Alfa Centauri es la estrella más cercana al Sol, tan sólo a 4 años luz de Él. En realidad se trata de un sistema triple, donde Próxima Centauri es la más cercana al Sol de ese trío. Lo será por mucho tiempo ya que su órbita en torno a las otras dos estrellas es de cientos de miles de años, tanto que por un tiempo se dudó de que esté vinculada al sistema (Wikipedia, Alfa Centauri, https://es.wikipedia.org/wiki/Alfa_Centauri).

¿Tendrá más planetas Próxima Centauri?
Puede que si, puede que no.

Observando su velocidad radial, se encontraron variaciones periódicas de unos 200 días.

Gráfico publicado en Red Dots

La actividad de la estrella puede contaminar la medida de su velocidad radial. Esa velocidad se mide observando el espectro de la estrella (cómo se distribuye su energía en los diferentes colores). Para eso hay que descomponer su luz y cualquier variación en ella puede afectar la medida que se desea hacer. También puede ocurrir que se trate errores sistemáticos involucrados en la medida de la velocidad radial (inestabilidad instrumental). Claro que en ese caso sería difícil explicar el período observado (¿inestabilidades instrumentales periódicas?). Incluso podría deberse a cierta variación (periódica) del campo magnético de la estrella.
Por suerte se puede descartar los efectos que pueda producir su rotación.
Para poder concluir que esta variación periódica en la velocidad radial se debe a la existencia de Próxima Centauri c, habría que descartar las otras causas y para eso hay que seguir observando.

De confirmase la existencia de este otro exoplaneta, éste sería una super-Tierra fría de 3,3 veces la masa Terrestre.
La buena noticia es que las estadísticas son favorables.
Las estrellas enanas rojas como Próxima Centauri suelen tener 2 o 3 planetas, lo que sugiere que podría existir Próxima Centauri c.

Fuente:

pdp.

¿Por qué no hay super-Tierras en el Sistema Solar?

Se dio a conocer el catálogo de exoplanetas descubiertos por el telescopio Kepler.
Este satélite observa y detecta variaciones de luz en estrellas que puedan deberse al tránsito de planetas delante de ellas.
Hasta junio del 2017, hay más de 2300 exoplanetas confirmados y unos 4000 por confirmar.
Según las estadísticas, hay muchos exoplanetas rocosos de tipo Tierra con tamaños alrededor de 1,5 veces el de nuestro Planeta. Luego el número decae para tener un pico mayor al anterior alrededor de 2,5 el tamaño de la Tierra. Después de ese valor, la cantidad de exoplanetas tipo Tierra decae rápidamente.

exoplanetsize_histogram

Gráfico crédito de NASA/Ames/Caltech/University of Hawaii (B. J. Fulton)

La pregunta es: Si las super-Tierras son tan abundantes, ¿dónde están en nuestro Sistema Solar?, o lo que es lo mismo ¿por qué no hay planetas rocosos de alrededor de 2,5 veces la Tierra?
Bien, parece que hay muchas respuestas a eso, y todas apuntan a Júpiter como responsable.
Se sabe que Júpiter es el más viejo de los planetas. Su núcleo de formó antes de lo pensado, cuando aún no se había limpiado de polvo el disco protoplanetario solar. Pero el Sol ya existía, no como dicen por ahí, que se formó antes que el Sol. El Sistema Solar tuvo un nacimiento jerárquico (SyFyWire, Bad Astronomy, 13/jun/2017, How old is Jupiter?, P. Plait, http://www.syfy.com/syfywire/how-old-jupiter).
A medida que fue creciendo y acumulando cada vez más materia, fue migrando hacia el interior del Sistema Solar. Allí, provocó colisiones entre los protoplanetas rocosos expulsando esquirlas. Eso restó materia para el crecimiento de los planetas rocosos en el Sistema Solar interior. Con la materia disponible, los planetas rocosos se formaron hasta donde pudieron. Menos masa disponible, implica menores tamaños. Luego, Júpiter sintió la presencia de Saturno y se retiró hasta donde está hoy en día.

Referencias:

Fuente:

pdp

 

HD 131399Ab no sería un exoplaneta.

No todo lo que reluce es oro, ni todo lo que está cerca de una estrellas es un planeta.
A unos 400 años luz (AL) promedio de Casa, se encuentra la asociación estelar Scorpio-Centauro (Sco-Cen). Está compuesta por tres sub-grupos, uno de ellos es Centauro superior – Lupus (Wikipedia, Asociación estelar Scorpius-Centaurus, https://es.wikipedia.org/wiki/Asociaci%C3%B3n_estelar_de_Scorpius-Centaurus).

En esta última, a unos 320 AL de nosotros, se encuentra el sistema triple HD 131399 de unos 16 millones de años de edad.
Se trata de una estrella principal (de tipo A) con una binaria (de tipos G y K) orbitándola.
A una distancia proyectada contra el cielo de la estrella principal (HD 131399A) de unos 80 Unidades Astronómicas (UA, 1 UA = distancia media Tierra – Sol) se observó un objeto candidato a ser un exoplaneta.
Catalogado como HD 131399Ab, su brillo sugería una masa de 4 veces la de Júpiter y una tempera tura de unos 580ºC. Esto era alentador por tres motivos.
Primero: Se trataba de un ejemplo de planeta de órbita amplia en una estrella triple.
Segundo: El sistema se presentaba como un buen caso para estudiar su evolución dinámica.
Tercero: Mostraba una temperatura menor a 727ºC, lo que lo convertía en un objeto de baja temperatura para estudiar su atmósfera (pdp, 08/jul./2016, Este es HD 131399Ab, https://paolera.wordpress.com/2016/07/08/este-es-hd-131399ab/)

Como refleja la luz de su estrella hospedante, su espectro (la distribución de sus energía en diferentes colores o longitudes de onda) debería ser similar al de ella. Además, la luz de la estrella puede atravesar parte de la atmósfera del planeta antes de reflejarse y traer información de los gases que lo rodean.

hd131399Ab

La flecha señala a HD 131399Ab. La estrella principal fue removida de la imagen, señalando su posición con una cruz. Imagen publicada en el trabajo de E. L. Nielsen et al.

Sin embargo las cosas no resultaron ser así.
Su espectroscopía, en particular la infrarroja es más consistente con la de una estrella enana (de tipo K o M). Su movimiento es alto para ser un planeta a esa distancia de la estrella, ya que supera la velocidad de escape y eso le permitiría no estar orbitándola.
Lo más probable entonces es que se trate de una estrella “de campo” delante o detrás del sistema estelar triple. De estar por detrás, su movimiento es muy rápido, lo que la coloca dentro del 4% de estrellas “de fondo” con velocidades altas.

Fuente:

pdp.

 

Con Uds.: el sistema planetario de HD8799.

En la constelación de Pegaso, a 129 años luz de casa, se encuentra la estrella HD8799 (https://es.wikipedia.org/wiki/HR_8799).
En 2008, se le detectaron tres planetas a su alrededor, y en el 2010 se le encontró otro.
Todos con períodos de entre 40 y 400 años, están unidos a su estrella variable, blanca de secuencia principal, o sea que pertenece al conjunto de las mayoría de las estrellas (de tipo A5V).
Estos exoplanetas fueron observados. La mayoría son vistos en infrarrojo, pero estos fueron observados directamente a través del telescopio Keck en Hawaii (http://www.keckobservatory.org/).

Las observaciones permitieron hacer un video de tan sólo 3 segundos, donde se aprecia el movimiento de los exoplanetas desde julio del 2009 hasta junio del 2016 aproximadamente.
La imagen de la estrella fue “tapada” para poder observar los exoplanertas.

El exoplaneta más cercano a la estrella está a una distancia de ella similar a la de Urano con el Sol. El más alejado se encuentra en una región de ecombros similar a nuesro cinturón de Kuiper.

Referencia:

pdp.

 

La dispersión planeta-planeta.

En los discos protoplanetarios se suelen dar determinadas condiciones que influyen en la formación de los planetas.
Entre ellas, se dan las que hacen que todos ellos tengan inclinaciones similares; o sea, que entre ellos no hayan grandes inclinaciones mutuas y el sistema en general tienda a ser bastante coplanar.
También están las condiciones bajo las cuales los planetas migran de su lugar de formación a otras regiones del sistema. Todo forma parte de los modelos convencionales de formación planetaria.

Pero se han detectado sistemas donde hay grandes inclinaciones mutuas entre planetas gigantes e incluso altas excentricidades orbitales.
El caso más reciente (al año 2017) es el de los exoplanetas Kepler 108b y Kepler 108c, dos gigantes gaseosos.
Kepler 108, es una estrella con una compañera a unas 300 Unidades Astronómicas (300 veces la distancia Tierra – Sol). Es anfitriona de dos exoplanetas similares a Saturno con  períodos de 49 y 190 días respectivamente. Si bien tienen moderadas excentricidades, muestran una alta inclinación mutua .
Para explicar esto, se recurrió al estudio de posibles inestabilidades en la formación de estos planetas. Las inestabilidades responsables de estas extrañas configuraciones actúan a través de lo que sería una dispersión planetaria o dispersión planeta-planeta, la que produce altas inclinaciones mutuas y grandes excentricidades.

Figure 6.

Ilustración donde se puede apreciar los casos de alta inclinación mutua (parte superior) y órbitas coplanares (parte inferior), publicada en el trabajo de Sean M. Mills and Daniel C. Fabrycky

Si bien no son muchos los casos observados (Kepler 108 incluido) se piensa que este tipo de dispersión podría ser común entre gigantes gaseosos, si bien no se dio en nuestro Sistema Solar.

Fuente:

pdp.

HID 68468, la gemela del Sol que engulló un planeta.

La observación de exoplanetas y sus estrellas hospedantes, permiten desarrollar modelos evolutivos de sistemas planetarios.
En particular, la observación de estrellas gemelas al Sol y sus planetas, nos permiten saber más sobre la evolución de nuestro Sistema.
Este es el caso de la estrella HIP 68468 a 300 años luz de casa.

Death star

Ilustración de HID 67468 crédito de Gabi Perez / Instituto de Astrofísica de Canarias

Se trata de una gemela del Sol; mismo tipo y edad, ya que tiene 6 mil millones de años de edad y nuestra estrella es de 5 mil millones de años. Su química es similar a la solar, aunque presenta grandes cantidades de ciertos elementos. Por ejemplo, tiene mucho Litio, 4 veces más de lo que se espera en una estrella de su tipo.
Sucede que el Litio es consumido por la estrella debido a su alta temperatura. Este elemento sobrevive en los planetas porque su temperatura interior así lo permite.

HID 68468, tiene dos planetas a su alrededor.
Uno es de tipo Neptuno con 26 masas terrestres a una distancia de la estrella equivalente a la distancia de Venus al Sol. El otro es rocoso de 3 masas terrestres a 0,03 veces la distancia de la Tierra al Sol; eso es mucho más cerca que Mercurio del Sol.
Los planetas de ese tamaño suelen formarse en regiones más alejadas de la estrella. Evidentemente estos planetas han migrado hacia el interior del sistema.
Esta idea permite suponer que ese Litio excedente que tiene la estrella en su atmósfera, proviene de l menos un planeta que fue absorbido por ella. Se estima que de haber sido un único planeta, debió ser una súper Tierra de unas 6 masas terrestres para contribuir con tanto Litio.

Referencia:

Fuentes:

pdp.