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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.

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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.

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.

jupiter_neptune

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.

MOA-2010-BLG-117, primer binaria magnificada por microlente de un sistema exoplanetario.

Las lentes gravitacionales, se deben a la presencia de una masa que es capaz de deflectar y enfocar gravitacionalmente la luz de objetos más lejanos.
Esa masa suele ser una galaxia o un cúmulo de galaxias. Así, la imagen de aquellos objetos se ve magnificada o incluso multiplicada como si se usara una lente óptica (IAC, Lentes gravitacionales, http://www.iac.es/cosmoeduca/gravedad/fisica/fisica1.htm).

También existen las micro lentes gravitacionales. Éstas, están dadas por masas mucho menores a las anteriores; se trata de masas estelares.

Para la detección de exoplanetas hay varias técnicas.
Se los puede detectar a través de la oscilación en la posición o en la velocidad radial (en la dirección de la visual) de la estrella hospedante, debido a que ella y sus planetas giran en torno al centro de masas del sistema.
Tránsitos de los planetas delante de la estrella, lo que provoca variaciones de la luz recibida.
Hasta aquí estos métodos son más efectivos para exoplanetas mas bien masivos y cercanos a su estrella.
Pero cuando los exoplanetas no son muy masivos y están más bien alejados de su estrella, estos métodos no son tan efectivos. En este caso, la variación del efecto de microlente gravitacional ejercido por la estrella hospedante y sus planetas sobre la luz de objetos más lejanos, suele delatar la presencia de éstos. Es como mover la lupa que enfoca el objeto que estamos magnificando.

El efecto de microlente gravitacional catalogado como MOA-2010-BLG-117, se debe a la magnificación de la imagen de una binaria por un estrella con un exoplaneta de masa joviana.
A una distancia de unos 20 mil años luz (AL) de nosotros, se encuentra un sistema estelar binario. Su luz se ve afectada por la microlente gravitacional ejercida por una estrella y su planeta a unos 10 mil AL de casa.
El modelo indica que se trata de una estrella con una masa de media masa solar, con un planeta de media masa joviana, con una separación entre ellos de 2,5 Unidades Astronómicas (UA = distancia Tierra-Sol = 150 000 000 Kms.), lo que es igual a la mitad de la distancia Sol-Júpiter.
Luego, se trata de un sistema Sol-Júpiter a media escala.

moa-2010

Imagen publicada en el trabajo de D.P. Bennett et al.

En la imagen se observa la fuente de luz señalada con una cruz.
Esa fuente está compuesta por la binaria (de fondo) magnificada por la microlente gravitacional, la estrella generadora de esa microlente y su planeta y posiblemente algunas estrellas de campo cercanas a la dirección de la visual.

Se trata del primer caso (a fines de julio del 2017) de magnificación de una binaria por microlente gravitacional de una estrella y su planeta.

Fuente:

pdp.

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.