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Planeta circumbinario

Configuración típica de sistemas planetarios circumbinarios (no a escala), en la que A y B son la estrella primaria y secundaria, mientras que ABb denota el planeta circumbinario.
Impresión artística del planeta gigante que orbita el sistema binario PSR B1620-26 , que contiene un púlsar y una estrella enana blanca y está situado en el cúmulo globular M4 .

Un planeta circumbinario es un planeta que orbita dos estrellas en lugar de una. Las dos estrellas orbitan entre sí en un sistema binario , mientras que el planeta normalmente orbita más lejos del centro del sistema que cualquiera de las dos estrellas. Por el contrario, los planetas circunestelares en un sistema binario tienen órbitas estables alrededor de una de las dos estrellas, [1] más cerca que la distancia orbital de la otra estrella. Estudios realizados en 2013 demostraron que hay fuertes indicios de que un planeta circumbinario y sus estrellas se originan a partir de un solo disco. [2]

Observaciones y descubrimientos.

Planetas confirmados

PSR B1620-26

El primer planeta circumbinario confirmado fue encontrado orbitando el sistema PSR B1620-26 , que contiene un púlsar de milisegundos y una enana blanca y está ubicado en el cúmulo globular M4 . La existencia del tercer cuerpo se informó por primera vez en 1993, [3] y se sugirió que era un planeta basándose en 5 años de datos de observación. [4] En 2003, el planeta se caracterizó por tener 2,5 veces la masa de Júpiter en una órbita de baja excentricidad con un semieje mayor de 23 AU . [5]

HD 202206

El primer planeta circumbinario alrededor de una estrella de secuencia principal fue descubierto en 2005 en el sistema HD 202206 : un planeta del tamaño de Júpiter que orbita un sistema compuesto por una estrella similar al Sol y una enana marrón . [6]

HD 202206 es una estrella similar al Sol orbitada por dos objetos, uno de 17  MJ y otro de  2,4 MJ . La clasificación de HD 202206 b como enana marrón o "superplaneta" ya está clara. HD 202206 b es en realidad una enana roja con 0,089 masas solares. Los dos objetos podrían haberse formado en un disco protoplanetario y el interior se habría convertido en un superplaneta, o el planeta exterior podría haberse formado en un disco circumbinario. [6] Un análisis dinámico del sistema muestra además una resonancia de movimiento medio de 5:1 entre el planeta y la enana marrón. [7] Estas observaciones plantean la cuestión de cómo se formó este sistema, pero las simulaciones numéricas muestran que un planeta formado en un disco circumbinario puede migrar hacia adentro hasta ser capturado en resonancia. [8]

Kepler-16

El 15 de septiembre de 2011, los astrónomos, utilizando datos del telescopio espacial Kepler de la NASA , anunciaron el primer descubrimiento de un planeta circumbinario basado en un eclipse parcial. [9] [10] El planeta, llamado Kepler-16b , está a unos 200 años luz de la Tierra, en la constelación de Cygnus, y se cree que es un mundo helado de roca y gas, de aproximadamente la masa de Saturno. Orbita dos estrellas que también giran entre sí, una de aproximadamente dos tercios del tamaño del Sol y la otra de aproximadamente una quinta parte del tamaño del Sol. Cada órbita de las estrellas por parte del planeta tarda 229 días, mientras que el planeta orbita el centro de masa del sistema cada 225 días; las estrellas se eclipsan entre sí aproximadamente cada tres semanas.

PH1 (Kepler-64)

En 2012, voluntarios del proyecto Planet Hunters descubrieron PH1b (Planet Hunters 1 b), un planeta circumbinario en un sistema estelar cuádruple . [11]

Kepler-453

En 2015, los astrónomos confirmaron la existencia de Kepler-453b , un planeta circumbinario con un período orbital de 240,5 días. [12]

Kepler-1647

El 13 de junio de 2016 se anunció un nuevo planeta, llamado Kepler-1647b . Fue descubierto utilizando el telescopio Kepler. El planeta es un gigante gaseoso, similar en tamaño a Júpiter , lo que lo convierte en el segundo planeta circumbinario más grande jamás descubierto, junto al PSR B1620-26 . Está ubicado en la zona habitable de las estrellas y orbita el sistema estelar en 1107 días, lo que lo convierte en el período más largo de cualquier exoplaneta en tránsito confirmado hasta el momento. [13]

MXB 1658-298

Un planeta masivo o una enana marrón alrededor de este sistema binario de rayos X de baja masa (LMXB) fue encontrado mediante el método de retardo periódico en eclipses de rayos X. [14]

TOI-1338b

El 6 de enero de 2020 se anunció un gran planeta llamado TOI-1338 b , aproximadamente 6,9 ​​veces más grande que la Tierra y a 1.300 años luz de distancia. [15]

Otras observaciones

El disco circumbinario alrededor de AK Scorpii , un sistema joven en la constelación de Escorpio. La imagen del disco fue tomada con ALMA .

Las afirmaciones sobre un planeta descubierto mediante microlente , orbitando el par binario cercano MACHO-1997-BLG-41 , se anunciaron en 1999. [16] Se decía que el planeta estaba en una órbita amplia alrededor de las dos enanas rojas compañeras, pero las afirmaciones fueron Más tarde se retractó, ya que resultó que la detección podría explicarse mejor por el movimiento orbital de las propias estrellas binarias. [17]

Se han realizado varios intentos para detectar planetas alrededor del sistema binario eclipsante CM Draconis , que a su vez forma parte del sistema triple GJ 630.1. Se ha estudiado el binario eclipsante en busca de planetas en tránsito, pero no se hicieron detecciones concluyentes y finalmente se descartó la existencia de todos los planetas candidatos. [18] [19] Más recientemente, se han hecho esfuerzos para detectar variaciones en el tiempo de los eclipses de las estrellas causados ​​por el movimiento reflejo asociado con un planeta en órbita, pero hasta el momento no se ha confirmado ningún descubrimiento. La órbita de las estrellas binarias es excéntrica, lo cual es inesperado para una binaria tan cercana, ya que las fuerzas de marea deberían haber circularizado la órbita. Esto puede indicar la presencia de un planeta masivo o una enana marrón en órbita alrededor del par cuyos efectos gravitacionales mantienen la excentricidad del binario. [20]

Se han encontrado discos circumbinarios que pueden indicar procesos de formación de planetas alrededor de varias estrellas y, de hecho, son comunes alrededor de estrellas binarias con separaciones inferiores a 3 AU. [21] [22] Un ejemplo notable es el sistema HD 98800 , que comprende dos pares de estrellas binarias separadas por alrededor de 34 AU. El subsistema binario HD 98800 B, que consta de dos estrellas de 0,70 y 0,58 masas solares en una órbita muy excéntrica con un semieje mayor de 0,983 UA, está rodeado por un complejo disco de polvo que se deforma por los efectos gravitacionales de las estrellas mutuamente inclinadas y órbitas estelares excéntricas. [23] [24] El otro subsistema binario, HD 98800 A, no está asociado con cantidades significativas de polvo. [25]

HW Virginis

Anunciado en 2008, se afirmó que el sistema binario eclipsante HW Virginis , que comprende una estrella B subenana y una enana roja , también albergaba un sistema planetario. Los planetas reivindicados tienen masas al menos 8,47 y 19,23 veces la de Júpiter respectivamente, y se propuso que tuvieran períodos orbitales de 9 y 16 años. El planeta exterior propuesto es lo suficientemente masivo como para ser considerado una enana marrón según algunas definiciones del término, [26] pero los descubridores afirmaron que la configuración orbital implica que se habría formado como un planeta a partir de un disco circumbinario. Es posible que ambos planetas hayan acumulado masa adicional cuando la estrella primaria perdió material durante su fase de gigante roja . [27]

Otros trabajos sobre el sistema [28] demostraron que las órbitas propuestas para los planetas candidatos eran catastróficamente inestables en escalas de tiempo mucho más cortas que la edad del sistema. De hecho, los autores descubrieron que el sistema era tan inestable que simplemente no puede existir, con vidas medias de menos de mil años en toda la gama de soluciones orbitales plausibles. Al igual que otros sistemas planetarios propuestos alrededor de sistemas estelares binarios evolucionados similares, parece probable que algún mecanismo distinto de los planetas reclamados sea responsable del comportamiento observado de las estrellas binarias, y que los planetas reclamados simplemente no existen.

Características del sistema

Los resultados de Kepler indican que los sistemas planetarios circumbinarios son relativamente comunes (hasta octubre de 2013, la nave espacial había encontrado siete planetas de aproximadamente 1000 binarios eclipsantes buscados).

Configuración estelar

Existe una amplia gama de configuraciones estelares para las que pueden existir planetas circumbinarios. Las masas de las estrellas primarias varían de 0,69 a 1,53 masas solares ( Kepler-16 A y PH1 Aa), las proporciones de masa de las estrellas de 1,03 a 3,76 ( Kepler-34 y PH1 ) y la excentricidad binaria de 0,023 a 0,521 ( Kepler-47 y Kepler-34 ). La distribución de las excentricidades de los planetas varía desde una e = 0,007 casi circular hasta una e = 0,182 significativa ( Kepler-16 y Kepler-34 ). No se han encontrado resonancias orbitales con el binario. [2]

Dinámica orbital

Las estrellas binarias Kepler-34 A y B tienen una órbita muy excéntrica ( e  = 0,521) entre sí y su interacción con el planeta es tan fuerte que después de una sola órbita se nota una desviación de las leyes de Kepler . [2] [ se necesita aclaración ]

Coplanaridad

Todos los planetas circumbinarios de Kepler conocidos hasta agosto de 2013 orbitan sus estrellas muy cerca del plano del binario (en dirección prógrada), lo que sugiere una formación de un solo disco . [2] Sin embargo, no todos los planetas circumbinarios son coplanares con el binario: Kepler-413b está inclinado 2,5 grados, lo que puede deberse a la influencia gravitacional de otros planetas o de una tercera estrella. [29] [30] Teniendo en cuenta los sesgos de selección, la inclinación mutua promedio entre las órbitas planetarias y las binarias estelares está dentro de ~3 grados, lo que es consistente con las inclinaciones mutuas de los planetas en sistemas multiplanetarios. [31]

Precesión de inclinación axial

La inclinación axial del eje de giro de Kepler-413b podría variar hasta 30 grados en 11 años, lo que provocaría cambios rápidos y erráticos en las estaciones. [30]

Migración

Las simulaciones muestran que es probable que todos los planetas circumbinarios conocidos antes de un estudio de 2014 migraran significativamente desde su lugar de formación, con la posible excepción de Kepler-47 (AB)c . [32]

Semiejes mayores cercanos al radio crítico

La separación mínima entre estrellas estables y planetas circumbinarios es aproximadamente de 2 a 4 veces la separación de estrellas binarias, o el período orbital es de aproximadamente 3 a 8 veces el período binario. Se ha encontrado que los planetas más internos de todos los sistemas circumbinarios de Kepler orbitan cerca de este radio. Los planetas tienen semiejes mayores que se encuentran entre 1,09 y 1,46 veces este radio crítico. La razón podría ser que la migración podría volverse ineficiente cerca del radio crítico, dejando a los planetas justo fuera de este radio. [2]

Recientemente, se ha descubierto que la distribución de los semiejes mayores planetarios más internos es consistente con una distribución log-uniforme, teniendo en cuenta los sesgos de selección, donde los planetas más cercanos pueden detectarse más fácilmente. [31] Esto cuestiona la acumulación de planetas cerca del límite de estabilidad, así como el predominio de la migración planetaria.

Ausencia de planetas alrededor de sistemas binarios de períodos más cortos

La mayoría de las binarias eclipsantes de Kepler tienen períodos de menos de 1 día, pero el período más corto de una binaria eclipsante de Kepler que alberga un planeta es de 7,4 días ( Kepler-47 ). Es poco probable que las binarias de período corto se hayan formado en una órbita tan estrecha y su falta de planetas puede estar relacionada con el mecanismo que eliminó el momento angular que permitía a las estrellas orbitar tan cerca. [2] Una excepción es el planeta alrededor del binario de rayos X MXB 1658-298, que tiene un período orbital de 7,1 horas.

Límite de tamaño del planeta

En junio de 2016, todos menos uno de los planetas circumbinarios de Kepler confirmados son más pequeños que Júpiter. Esto no puede ser un efecto de selección porque los planetas más grandes son más fáciles de detectar. [2] Las simulaciones habían predicho que este sería el caso. [33]

Habitabilidad

Todos los planetas circumbinarios de Kepler están cerca o en la zona habitable . Ninguno de ellos es planetas terrestres , pero grandes lunas de tales planetas podrían ser habitables. Debido a la binaridad estelar, la insolación recibida por el planeta probablemente variará en el tiempo de una manera muy diferente a la luz solar normal que recibe la Tierra. [2]

Probabilidad de tránsito

Los planetas circumbinarios generalmente tienen más probabilidades de transitar que los planetas alrededor de una sola estrella. Se ha obtenido la probabilidad de que la órbita planetaria se superponga con la órbita estelar binaria. [34] Para los planetas que orbitan sistemas binarios estelares eclipsantes (como los sistemas detectados), se ha obtenido la expresión analítica de la probabilidad de tránsito en un tiempo de observación finito. [31]

Composición

Los planetas circumbinarios deberían ser preferentemente helados, no rocosos. [35]

Lista de planetas circumbinarios

Planetas circumbinarios confirmados

No confirmado o dudoso

El supuesto planeta circumbinario en el evento de microlente MACHO-1997-BLG-41 ha sido refutado. [53]

Alguna vez se pensó que la compañera circumbinaria de FW Tauri tenía masa planetaria, [54] [44] pero se ha demostrado que es una estrella de baja masa de aproximadamente 0,1  M ☉ , que forma un sistema estelar triple. [55]

Se han afirmado muchos planetas circumbinarios basándose en variaciones en el tiempo de los eclipses en sistemas binarios post-envoltura común , pero la mayoría de estas afirmaciones han sido cuestionadas ya que los modelos planetarios a menudo no logran predecir cambios futuros en el tiempo de los eclipses. Otras causas propuestas, como el mecanismo de Applegate , a menudo tampoco pueden explicar completamente las observaciones, por lo que la verdadera causa de estas variaciones sigue sin estar clara. [56] Algunos de estos planetas propuestos se enumeran en la siguiente tabla.

Ficción

Los planetas circumbinarios son comunes en muchas historias de ciencia ficción :

Ver también

Notas

  1. ^ El planeta fue descubierto en 2014, pero la binaridad de la estrella anfitriona se descubrió en 2016.

Referencias

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