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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 captura de planetas errantes sería algo no tan raro.

Hay evidencias de exoplanetas con órbitas demasiado inclinadas respecto del plano del sistema planetario dominado por una estrella.
Esto sugiere que no todos los planetas se habrían formado del mismo disco protoplanetario.
La pregunta es: ¿de dónde salieron esos planetas si no se formaron en ese sistema?
Bien hay dos respuestas posibles.
Por un lado, pudieron ser “robados” de otro sistema cuando ambos sistemas pasaron cerca en su historia.
Por otro, pueden ser planetas errantes capturados.

Esto nos toca de cerca ya que el tan buscado noveno planeta (P9) responsable de la alineación de ciertas características orbitales de objetos lejanos del cinturón de Kuiper (pdp, Artículos varios sobre el posible noveno planeta, https://paolera.wordpress.com/tag/noveno-planeta/).

No es raro hallar planetas gaseosos errantes (pdp, 07/jun./2011, Planetas errantes, https://paolera.wordpress.com/2011/06/07/planetas-errantes/), como por ejemplo el catalogado como CFBDSIR2149 (pdp, 14/nov./2012, CFBDSIR2149, un Exoplaneta errante, https://paolera.wordpress.com/2012/11/14/cfbdsir2149-un-exoplaneta-errante/).
Se trata de objetos que no llegaron a ser ni estrellas fallidas enanas marrones (pdp, 30/jul./2010, Enanas marrones, https://paolera.wordpress.com/2010/07/30/enanas-marrones/).

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Ilustración de planeta joviano errante, crédito de NASA/JPL-Caltech, publicada en Wikipedia.

Sucede que en nuestra galaxia, se estima que la cantidad de planetas errantes supera la cantidad de estrellas; luego, es más probable la formación de estos objetos que la de estrellas. De hecho, las “gotas” de materia halladas en remanentes de supernovas, permiten pensar que éstas puede dar origen a objetos gaseosos sub-estelares. Se calcula que hay unas mil masas jovianas por cada estrella.
Bajo estas condiciones y dada su abundancia, no sería extraño o improbable la captura de este tipo de objetos en sistemas planetarios, de hecho son muchos los exoplanetas candidatos a haber sido capturados por el tipo de órbita muy inclinada o por ser retrógrados (giran al contrario que el resto de los planetas de ese sistema). Es más, se estima que una de cada cien estrellas puede o pudo capturar, al menos en forma temporaria, a un planeta errante.

Fuente:

pdp.

Una etructura llamada “sinestia”.

Cuando se estudia el comportamiento de un sistema de partículas, hay que tener en cuenta ciertas conservaciones físicas.
Una es la energía total del sistema. Otra es la llamada momento angular. Está relacionada con la rotación de los objetos en torno a un punto. Por su conservación, a medida que la distancia al centro disminuye, aumentará la velocidad de giro; por eso los acróbatas giran más rápido en el aire cuando encogen su cuerpo.
También está el concepto de centro de masas. Es un punto en el sistema de partículas o de objetos en el que se puede considerar concentrada toda la masa del sistema, entre otras propiedades.
Así un sistema de partículas se puede considerar como una sola masa puntual.
Cuando dos galaxias se fusionan, el agujero negro central resultante puede salir despedido. En ese caso las estrellas quedan girando en torno al centro de masa de la galaxia resultante. En general, en todo sistema, cada partícula siente la acción gravitatoria de todas las que están más cerca del centro, como si estuvieran allí concentradas.

Con eso en mente, se estudia los casos resultantes posibles cuando chocan dos (o más) objetos como pequeños planetas en formación.
Evidentemente las esquirlas y materia vaporizado por el calor liberado por la energía del choque, van a respetar todas las conservaciones impuestas por la Física.
En algunos casos, las partículas quedan girando mientras colapsan resultando en un objeto esférico. Si se dan las condiciones, algunas partículas podrán escapar del sistema y otras orbitar en forma de anillo. Pero bajo ciertas condiciones, se puede dar lo que se dio en llamar sinestia (del inglés synestia, no encontré una mejor traducción).
Sería un objeto de forma de rosca (toroidal) aplastada.

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Ilustración crédito de Simon Lock & Sarah Stewart

La pregunta es: ¿pueden existir las sinetias?, ¿son frecuentes las condiciones para que aparezcan estos cuerpos en sistemas planetarios en formación?
La forma y estructura de un cuerpo, está influenciada por las colisiones previas. Por ejemplo, recordemos que las colisiones a baja velocidad generan objetos en forma de “maní” (pdp, 01/jun./2015, Colisiones a baja velocidad como origen de objetos en forma de maní, https://paolera.wordpress.com/2015/06/01/colisiones-a-baja-velocidad-como-origen-de-objetos-en-forma-de-mani/).
Las sinestias no serían permanentes y podrían ser un mecanismo de formación de satélites naturales.
En los nacientes sistemas planetarios, las colisiones entre objetos son frecuentes, luego, las sinestias serían comunes en esos escenarios.

Referencia:

Fuente:

  • arXiv, 22/may/2017, The structure of terrestrial bodies: Impact heating, corotation limits and synestias,  Simon J. Lock & Sarah T. Stewart.
    https://arxiv.org/pdf/1705.07858.pdf

pdp.

¿Troyanos en KIC 8462852?

En relación al extraño comportamiento de “la curva de luz” de KIC 8462852 (la estrella de Tabby) se han desarrollado muchos modelos.
Es importante aclarar que esta estrella no es la primera en mostrar caprichosas variaciones de brillo. Otras han sido KIC 8462852; CoRoT-29 y KIC 12557548. En todos los casos se trata de estrellas de rápida rotación, achatadas, con fotósferas no uniformes, con grandes manchas obscuras en su superficie; similares a las del Sol, pero mucho más grandes (pdp, 23/dic,/2015, Los tránsitos bizarros: Sus causas naturales, https://paolera.wordpress.com/2015/12/23/los-transitos-bizarros-sus-causas-naturales/).

Pero la estrella de Tabby, se lleva el premio a los tránsitos bizarros.
Muestra grandes baches de luz, de alrededor del 20%, y otros menores. Todo en un posible período de unos 700 días. Se han esgrimido muchos modelos, incluyendo el exótico caso de construcción de una esfera Dyson (The Astrophysical Journal, Volume 816, Issue 1, article id. 17, 22 pp. (2016), The Search for Extraterrestrial Civilizations with Large Energy Supplies. IV. The Signatures and Information Content of Transiting Megastructures, Wright et al, http://adsabs.harvard.edu/abs/2016ApJ…816…17W).

Pero hay escenarios más naturales.
Todos incluyen objetos aún no detectados alrededor de la estrella. Entre ellos, hay modelos que involucran nubes de cometas y escombros. El último de ellos (mayo 2017) considera objetos comunes en un sistema dominado por una estrella.

Se trata de un exoplaneta gigante gaseoso anillado, compartiendo su órbita con nubes de Troyanos. Éstps son objetos que viajan delanto y/o detrás del planeta compartiendo su órbita y período alrededor de la estrella. El ejemplo más común, son los Troyanos que acompañan a Júpiter (Wikipedia, Asteroide Troyano, https://es.wikipedia.org/wiki/Asteroide_troyano).

En este caso, el exoplaneta tendría un radio de 0,3 veces el de la estrella, y un anillo de 5 veces el diámetro estelar con una inclinación de 5º respecto del plano orbital. Su órbita compartida con dos grupos de Troyanos (uno delante y otro detrás) tendría un radio de 6 veces el de la órbita Terrestrte y un período de translación de 12 años.

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Imagen publicada en el trabajo de F. J. Ballesteros et al.

De estar en lo correcto y en base a las observaciones, se espera un pasaje de Troyanos para los primeros meses del 2021 y otro para el 2013.

Referencia:

Fuente:

  • MNRAS 000, 1–5 (2017) Preprint 24th May 2017, KIC 8462852: Will the Trojans return in 2021?, Fernando J. Ballesteros et al.

pdp.

 

El sistema Épsilon Erídano: un sistema Solar joven.

Épsilon Erídano (e-Eri) , es una estrellas a unos 10 años luz (AL) de casa.
Ubicada en la constelación de Erídano, tiene una masa y tamaño muy similar a nuestro Sol (de tipo espectral más tardío: K2V) (Wikipedia, https://es.wikipedia.org/wiki/%C3%89psilon_Eridani).
Se le conoce un planeta (e-Eri-b) de masa joviana a una distancia de la estrella (curiosamente) similar a la de Júpiter y el Sol.

Se sabe que el polvo que puede rodear a una estrella, se calienta y emite en infrarrojo (IR). Sabiendo esto, se hicieron observaciones detalladas en infrarrojo de esta estrella.
Se detectó un exceso en IR, que corresponde a anillos de escombros.
Éstos, están relacionados con la formación de planetas, ya sea como esquirlas o como protoplanetas.
Se detectaron tres anillos de polvo y rocas.

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Ilustración del sistema e-Eri (ampliable) crédito de NASA/JPL-Caltech.

El primero, es interior a e-Eri-b, y se corresponde en dimensiones a nuestro cinturón de asteroides.
El segundo, está a una distancia de su estrella similar a Neptuno y del Sol, y sería equivalente a nuestro cinturón de Kuiper.
Más allá, hay un tercer disco, éste más ancho, de objetos más fríos y seguramente helados, similar a nuestra nube de Oort. Entre estos dos últimos, hay una brecha posiblemente definida por la existencia de dos planetas más; uno limitando exteriormente con al segundo anillo, y otro limitando interiormente al tercero.

Así, este sistema no sólo se asemeja mucho al nuestro, sino que es similar a cómo era el Sistema Solar en su juventud. De esta manera, estos planetas bien podrían estar pasando por la etapa de bombardeo de escombros como los que trajeron agua y otros elementos para la vida tal como la conocemos en la Tierra.

Referencia:

Fuente:

pdp.

Disco de escombros en HD 114082.

Los discos circunestelares, son estructuras anulares de gas y polvo alrededor de estrellas.
De ellos, nacen los protoplanetas, planetesimales y planetas. Del choque de estos cuerpos, surgen restos que dan origen a los anillos de escombros.
Estos anillos se distinguen por la forma en que dispersan la luz de la estrella anfitriona, lo que depende de la estructura y morfología del anillo; lo que a su vez, puede variar por la presencia de cuerpos mayores que los perturba.
El estudio de estos anillos, permite saber su origen y evolución en torno a las diferentes estrellas que puedan rodear.

La asociación estelar o grupo de estrellas Scorpio – Centauro, es un grupo de estrellas de tipo OB en su mayoría, de algo más de 10 millones de años de edad a unos 300 a 500 años luz (AL) de nosotros. Este grupo se divide en tres subgrupos, uno de ellos es conocido como Centauro inferior – Cruz.
Allí se encuentra la estrella catalogada como HD 114082, de tipo F3V de unos 17 millones de años de edad, a casi 300 AL de de casa, con una luminosidad casi 4 veces la del Sol y una masa de casi 1,5 veces la solar.
En ella se detectó un compacto disco de escombros.

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Imagen publicada en el trabajo de Z. Wahhaj et al.

Su borde interior está a 27 Unidades Astronómicas (UA – distancia Tierra-Sol) de la estrella; casi la distancia del Sol a Neptuno y forma un ángulo con la visual de casi 7°. La luz dispersada por el anillo, disminuye hacia afuera, como se espera debido a la repulsión de material por la radiación de la estrella, aunque lo hace de una manera más acentuada de lo esperado para este caso. Por las características de este anillo, no hay mayores evidencias de planetas de más de una masa joviana (no mayores a Júpiter) al menos dentro de la UA del borde interior al anillo, pues en tal caso lo habría afectado (generando interrupciones).

Fuente:

pdp.

Las estrellas de rápida rotación y su influencia en el clima de sus planetas.

Las estaciones del año se producen fundamentalmente por la inclinación del eje de rotación de la Tierra.
En aquel Hemisferio que “mira” al Sol, los rayos son más perpendiculares que en el otro. Luego, en esa parte del Planeta se aprovecha mejor la energía recibida y hace más calor. En el Hemisferio opuesto, obviamente sucede lo contrario y hace menos calor.
Esto es así debido a que la órbita de la Tierra es generosamente circular. Su poca excentricidad hace que la Tierra se acerque solamente 1 millón de Kms. al Sol cuando está en el perihelio (punto más cercano al Sol), lo que no es de gran importancia en el incremento de la temperatura, frente a los 150 millones Kms. de distancia promedio. De lo contrario, sí, habría que tener en cuenta ese acercamiento además de la inclinación del eje Terrestre.
Pero hay otros factores que pueden acentuar las estaciones del año de un planeta, por ejemplo: la rotación de la estrella anfitriona.

Si la estrella es de rápida rotación, se deformará abultándose en su ecuador y achatándose en sus polos. La radiación que se genera en su núcleo, encuentra más camino a recorrer hacia el exterior en la dirección del ecuador. Luego, la estrella tendrá menor temperatura superficial y brillo en su ecuador que en sus polos. Así, la mayor radiación se tendrá a través de las regiones polares. A esto se lo conoce como obscurecimiento gravitacional o por gravedad (gravity-darkening).
Esto le suele suceder a las vigorosas estrellas jóvenes, las que además, son grandes radiadoras de energía ultravioleta.
Un planeta orbitando circularmente cerca del ecuador estelar sentirá la misma radiación a lo largo de su órbita, si no se tiene en cuenta la inclinación de su eje de rotación.
Pero si el planeta tiene una órbita muy inclinada, en su camino cruzará del ecuador hacia los polos de la estrella, por donde se irradia más energía. Aunque su órbita fuera circular, recibiría mucha más radiación que cuando transita por el ecuador de la estrella. Más aún; a lo largo de su órbita, en lo que sería un año en ese planeta, pasaría dos veces por los polos (una vez por cada uno) y dos veces por el ecuador. Así tendría dos veranos y dos inviernos de gran diferencia estacional. Veranos infernales y gélidos inviernos. Se estima que en estos casos, el planeta tendía variaciones del 15% en su temperatura promedio y del 80% en energía ultravioleta de la estrella.

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Ilustración publicada en el trabajo de John P. Ahlers.

En el gráfico se muestra el comportamiento del flujo recibido por un en torno a una estrella de rápida rotación. En azul se muestra el caso en que el planeta tenga un eje de rotación a 0º respecto del ecuador, en rojo para 45º y en verde par 90º. En cada caso se muestra la curva de variación anual para inlcinaciomes orbitales de 0º, 30º y 90º.

Si agrega una excentricidad y una inclinación del eje de rotación, esto se acentuaría más aún.

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Referencia:

Fuente:

pdp.