J1407b es un objeto subestelar , ya sea un planeta que flota libremente o una enana marrón , con un disco circumplanetario masivo o un sistema de anillos . Fue detectado por primera vez por telescopios automatizados en 2007 cuando su disco eclipsó a la estrella V1400 Centauri , causando una serie de eventos de oscurecimiento durante 56 días. El eclipse de J1407b no fue descubierto hasta 2010, por Mark Pecaut y Eric Mamajek, y fue anunciado en 2012. El disco de J1407b abarca un radio de aproximadamente 90 millones de kilómetros (56 millones de millas) y consta de muchos anillos y huecos que pueden indicar que se están formando lunas en órbita alrededor del objeto. Inicialmente se pensó que orbitaba V1400 Centauri, pero estudios posteriores sugieren que es probable que J1407b sea un objeto no ligado que pasó casualmente frente a la estrella. J1407b fue observado potencialmente a través de imágenes de alta resolución en 2017, lo que puede sugerir que el objeto tiene menos de 6 masas de Júpiter .
Del 7 de abril al 4 de junio de 2007, [a] los telescopios de los proyectos Super Wide Angle Search for Planets (SuperWASP) y All Sky Automated Survey (ASAS) registraron automáticamente que V1400 Centauri atravesaba una serie de eventos de oscurecimiento significativos durante 56 días. [7] El patrón de estos eventos de oscurecimiento era complejo pero casi simétrico, lo que indica que fueron causados por una estructura opaca en forma de disco que eclipsaba a la estrella. La curva de luz de V1400 Centauri durante 2007 mostró al menos cinco eventos de oscurecimiento importantes, incluido un eclipse central largo y muy profundo enmarcado por dos pares de eclipses más cortos que ocurrieron simétricamente 12 días y 26 días antes y después de la mitad del eclipse profundo. [4] : 5 El eclipse profundo duró alrededor de 14 días y bloqueó al menos el 95% de la luz de V1400 Centauri, lo que provocó que se atenuara al menos en 3,3 magnitudes . [4] : 1 [b] Los eclipses cortos antes y después del eclipse profundo bloquearon al menos el 60% de la luz de la estrella, provocando que se atenuara al menos en 1 magnitud. [4] : 1 [b]
El evento no fue notado hasta el 3 de diciembre de 2010, [4] : 5 cuando Mark J. Pecaut, un estudiante graduado de Eric E. Mamajek en la Universidad de Rochester , descubrió el eclipse de 2007 de V1400 Centauri mientras investigaba la base de datos pública de curvas de luz de SuperWASP. [8] [9] Pecaut y Mamajek originalmente tenían la intención de usar los datos de SuperWASP para verificar la variabilidad del brillo en las estrellas candidatas de baja masa de la asociación Escorpio-Centauro, que habían estado estudiando desde 2009. [10] [4] : 4 Mamajek, Pecaut y colaboradores presentaron su descubrimiento del eclipse de V1400 Centauri en enero de 2012 en la 219.a conferencia de la Sociedad Astronómica Estadounidense en Austin, Texas , [11] [10] y luego publicaron formalmente sus resultados en The Astronomical Journal en marzo de 2012. [4]
Las búsquedas infructuosas de compañeros alrededor de V1400 Centauri sugieren que el objeto que eclipsó a la estrella debe tener una masa subestelar (por debajo de 80 masas de Júpiter ), lo que significa que podría ser una enana marrón o un objeto de masa planetaria . [12] : 423 El equipo de Mamajek planteó la hipótesis de que este objeto subestelar podría estar orbitando V1400 Centauri como un exoplaneta o un compañero binario , aunque estudios posteriores han desfavorecido este escenario. [4] : 10–11 [1]
El objeto fue denominado por primera vez "J1407b" en un artículo publicado por Tim van Werkhoven, Matthew Kenworthy y Eric Mamajek en 2014, que asumía que el objeto orbitaba V1400 Centauri como un exoplaneta. [5] El nombre J1407b sigue la convención de nomenclatura de exoplanetas al agregar la letra "b" después del nombre de la estrella anfitriona. [5] En el momento del descubrimiento de J1407b, V1400 Centauri se conocía como "J1407", que es la forma abreviada de la designación completa del catálogo SuperWASP de la estrella 1SWASP J140747.93–394542.6. [4] : 5 Esta designación muestra la ubicación de la estrella en el cielo en coordenadas ecuatoriales . [13]
El disco de J1407b puede considerarse un disco circumplanetario [4] : 9 [14] [15] : 1683–1684 o un sistema de anillos masivo compuesto principalmente de polvo . [16] [1] La tasa de oscurecimiento de V1400 Centauri durante los eclipses de J1407b indica que J1407b y su disco se movían a una velocidad transversal de 35 km/s (22 mi/s) en relación con la estrella, [1] : 5 que corresponde a un radio de 0,6 unidades astronómicas (90 millones de km; 56 millones de mi) entre J1407b y el borde exterior de su disco. [5] : 2850 A modo de comparación, el radio del disco de J1407b es aproximadamente 200 veces mayor que el del anillo E de Saturno , [c] y se encuentra entre los radios orbitales de Mercurio (0,39 UA ) y Venus (0,72 UA ). [18] El sistema de anillos o discos circumplanetarios de J1407b se ha comparado frecuentemente con el de Saturno, lo que ha llevado a los medios de comunicación populares a denominarlo un "Super Saturno" [19] [20] o un "Saturno con esteroides". [10] [21]
El radio del disco se extiende mucho más allá del límite de Roche de J1407b en 0,001 UA (150 mil km; 93 mil mi), lo que permite que se formen exolunas (o exoplanetas si J1407b es una enana marrón) dentro del disco, como lo evidencian los espacios observados en el disco de J1407b. [15] : 1682 El disco de J1407b está inclinado 13° con respecto al plano de la trayectoria de J1407b y la línea de visión de la Tierra, lo que explica su curva de luz de eclipse casi simétrica y las diferentes duraciones de tiempo entre el ingreso y el egreso del eclipse. [4] : 12 [5] : 2846 Las variaciones en la tasa de oscurecimiento de V1400 Centauri durante los eclipses sugieren que el disco de J1407b tiene una relación altura-radio de aproximadamente 0,0015, lo que corresponde a un espesor de disco vertical de 0,0009 UA (130 mil km; 84 mil mi). [5] : 2850 [d]
Las diferentes profundidades de los eclipses de J1407b indican que su disco consta de varios anillos concéntricos y huecos de diferentes opacidades. Un análisis de 2015 de la curva de luz del eclipse de J1407b realizado por Kenworthy y Mamajek encontró que el disco de J1407b comprende al menos 37 anillos distintos con radios que varían de 0,2 a 0,6 UA (30 a 90 millones de km; 19 a 56 millones de mi). [14] : 1, 5 [7] : 1 El anillo más interno del disco de J1407b se extiende hasta un radio de 0,206 UA (30,8 millones de km; 19,1 millones de mi) y es la región más opaca del disco. [14] : 9 Suponiendo que los anillos tienen una densidad de masa proporcional a su opacidad, la masa total del disco de J1407b es aproximadamente 100 masas lunares (1,23 masas terrestres ). [14] : 9 [15] : 1686
El disco de J1407b tiene un espacio de 4 millones de kilómetros (2,5 millones de millas) de ancho entre radios de 0,396 a 0,421 UA (59,2 a 63,0 millones de kilómetros; 36,8 a 39,1 millones de millas), que se cree que fue creado por un asteroide de tamaño casi terrestre (<0,8 M 🜨 ) exoluna orbitando dentro de ese espacio y limpiando material, de manera similar a las lunas pastoras de los anillos de Saturno. [14] : 7 [15] : 1682 También se cree que otro espacio más pequeño, de 1 millón de kilómetros (0,62 millones de millas) de ancho en el disco de J1407b entre radios de 0,354 a 0,360 UA (53,0 a 53,9 millones de kilómetros; 32,9 a 33,5 millones de millas) fue creado por una exoluna orbitando dentro de ese espacio. [14] : 8 [15] : 1683–1684 Otros posibles mecanismos para crear los espacios del disco de J1407b, como las resonancias orbitales entre múltiples exolunas, se consideran poco probables porque no pueden producir otras características observadas del disco de J1407b. [15] : 1684 En conjunto, la presencia de anillos y huecos fuera del límite de Roche de J1407b combinados con evidencia de posibles exolunas sugiere que el disco de J1407b está actualmente en proceso de acreción en más exolunas, y eventualmente se convertirá en un sistema satelital (o un sistema planetario si J1407b es una enana marrón) en menos de unos pocos miles de millones de años. [14] : 9 [15] : 1682
El equipo de Mamajek inicialmente consideró plausible la hipótesis del compañero ligado porque V1400 Centauri es lo suficientemente joven como para que hipotéticamente pudiera existir un disco protoplanetario alrededor de la estrella y su supuesto compañero, y hay estrellas binarias eclipsantes conocidas donde un componente está rodeado por un disco circunestelar (por ejemplo Epsilon Aurigae ). [4] : 8 Aunque ahora se considera obsoleta, la hipótesis de que J1407b sea un compañero subestelar o exoplaneta que orbita V1400 Centauri fue popularizada por Mamajek y Kenworthy en 2015, cuando anunciaron su investigación sobre J1407b en un comunicado de prensa publicado por sus respectivas universidades. [22] [23]
Si asumimos que J1407b está orbitando alrededor de V1400 Centauri, su velocidad transversal de 35 km/s (22 mi/s) durante el eclipse de 2007 debería ser la misma que su velocidad orbital alrededor de la estrella. Esta velocidad orbital permite una variedad de posibles períodos orbitales dependiendo de la excentricidad orbital de J1407b : si J1407b tiene una órbita circular con una velocidad orbital constante, entonces tendría un período orbital de alrededor de 200 días, mientras que si la órbita de J1407b es más elíptica con una velocidad orbital variable, entonces podría tener períodos orbitales más largos de hasta varios años. [4] : 8
Las observaciones continuas del brillo de V1400 Centauri después de 2007 no mostraron signos de atenuación similar a un eclipse, lo que descarta la posibilidad de órbitas casi circulares y de período corto para J1407b. [14] : 9 Un análisis más extenso del brillo de V1400 Centauri en observaciones de archivo de 1890-1990 tampoco encontró signos de eclipses, descartando el 90% de los posibles períodos orbitales entre 10 y 20 años para J1407b. [24] : 6–7 Aunque estas observaciones no descartan la posibilidad de períodos orbitales superiores a 25 años, se consideran improbables períodos orbitales tan largos porque requieren una órbita extremadamente excéntrica para J1407b, lo que desestabilizaría el disco de J1407b. [24] : 6–7 En general, estas restricciones sugieren un rango de período orbital probable de 14 a 17 años (con los períodos orbitales más probables alrededor de 16,5 a 17 años) si J1407b orbita V1400 Centauri. [24] : 6 Para este rango de período orbital, la excentricidad orbital de J1407b debe estar entre 0,72 y 0,78. [24] : 7
Un estudio de 2016 realizado por Steven Rieder y Matthew Kenworthy investigó la dinámica orbital de la órbita excéntrica postulada de J1407b y descubrió que el disco de J1407b llena una gran fracción o se extiende más allá del radio de Hill de J1407b (extensión de la influencia gravitacional de J1407b contra V1400 Centauri) independientemente de su masa, lo que significa que el disco de J1407b podría desestabilizarse fácilmente por la influencia gravitacional de V1400 Centauri cada vez que hace su aproximación más cercana a la estrella en el periapsis . [16] : 2 Para remediar el problema con la estabilidad del disco de J1407b en una órbita excéntrica, Rieder y Kenworthy propusieron que J1407b debe ser una enana marrón de al menos 20 masas de Júpiter ( M J ) y su disco debe orbitar J1407b en movimiento retrógrado , opuesto a la dirección en la que J1407b orbita su estrella anfitriona. [16] : 3–4 Un disco en órbita retrógrada sobreviviría más tiempo contra la influencia gravitatoria de V1400 Centauri, aunque todavía se encogería lentamente en escalas de tiempo de 10.000 años. [16] : 4 Rieder y Kenworthy sugirieron que la vida útil de un disco en órbita retrógrada podría prolongarse mediante procesos que producen polvo, como la disrupción de marea de los cometas alrededor de J1407b. [16] : 4
A pesar de la mejor estabilidad de un disco en órbita retrógrada, no se podría explicar por qué el disco de J1407b es plano e inclinado en relación con su órbita postulada alrededor de V1400 Centauri. [8] La influencia gravitatoria de la estrella es lo suficientemente fuerte como para realinear el disco de J1407b a su plano orbital en lugar de al ecuador de J1407b, lo que daría como resultado una deformación significativa del disco de J1407b. [8] Además de este problema, el origen de un disco en órbita retrógrada junto con la órbita excéntrica postulada de J1407b no podría explicarse fácilmente con las teorías actuales sobre la formación planetaria. [16] : 5 Si J1407b es un compañero que se formó en órbita alrededor de V1400 Centauri, entonces se espera que su disco sea progrado, orbitando a J1407b en la misma dirección que su órbita alrededor de la estrella. [16] : 5
Una hipótesis para explicar la supuesta órbita excéntrica de J1407b propone que V1400 Centauri podría tener otro compañero subestelar no detectado que está orbitando más allá de J1407b y perturbando gravitacionalmente su órbita. [7] : 2 Sin embargo, la existencia de compañeros subestelares adicionales más allá de la distancia de la supuesta órbita de J1407b ya había sido demostrada como improbable por el equipo de Mamajek, que intentó una búsqueda de J1407b utilizando varios telescopios durante 2012-2013. [12] : 412 Las imágenes de alta resolución de V1400 Centauri en luz infrarroja cercana no encontraron señales de J1407b o ningún compañero con masa de enana marrón a unas pocas UA de la estrella. [12] : 414–415 La espectroscopia Doppler de V1400 Centauri no mostró evidencia de variaciones de velocidad radial que serían causadas por una>12 M J compañero orbitando la estrella. [12] : 422 Además, las observaciones continuas del brillo de V1400 Centauri durante un lapso de tiempo de 19 años entre 2001 y 2020 no encontraron evidencia de tránsitos de exoplanetas del tamaño de Júpiter o compañeros subestelares antes y después del eclipse de J1407b de 2007. [7] : 2 En general, la falta de eclipses recurrentes, la no detección de compañeros en órbita y las complicaciones para explicar la órbita excéntrica de J1407b y la estabilidad del disco sugieren que es probable que J1407b no orbite V1400 Centauri y, en cambio, sea un objeto que flota libremente. [24] : 1 [1] : 2
En un estudio de 2015, Mamajek y Kenworthy rechazaron inicialmente la idea de que J1407b fuera un objeto que flota libremente porque pensaban que era poco probable. Su razonamiento fue que las estrellas y otros objetos interestelares suelen estar muy separados entre sí ( distancia proyectada de ~1000 UA), por lo que la probabilidad de que dos objetos no ligados coincidan en la línea de visión de la Tierra y se eclipsen entre sí es extremadamente pequeña. [14] : 9 Argumentaron además que la existencia del disco masivo de J1407b implica que el objeto debe ser considerablemente más joven que las estrellas que rodean su ubicación, lo que dificulta explicar el origen de J1407b. [14] : 9 Sin embargo, finalmente reconsideraron su postura sobre la naturaleza de J1407b cuando descubrieron problemas con la hipótesis del compañero ligado. [1]
En 2017, Kenworthy y sus colaboradores llevaron a cabo una búsqueda de J1407b utilizando el Atacama Large Millimeter Array (ALMA), que es capaz de detectar la radiación térmica de objetos subestelares anillados en frecuencias de radio milimétricas . [1] : 2 Las imágenes de radio de alta resolución de ALMA no mostraron evidencia de compañeros unidos dentro de los 100 milisegundos de arco (mas) de la estrella, pero sí detectaron un objeto cercano.A 438 ± 8 mas de la posición observada de V1400 Centauri. [1] : 3–4 A la distancia de V1400 Centauri de la Tierra, esta separación angular corresponde a una distancia proyectada de 61 UA, que está demasiado lejos de la estrella para que coincida con la órbita propuesta para J1407b. [1] : 3–4 La separación angular observada es marginalmente consistente con la distancia esperada (543 ± 82 mas ) recorrida por un objeto no ligado que se movía a la velocidad transversal de J1407b durante 2007-2017, lo que hace posible que el objeto de ALMA pudiera ser J1407b si es un objeto que flota libremente. [1] : 3 Si la fuente de ALMA es J1407b, tendría un movimiento propio de 43 mas/año. [1] : 3 El brillo de emisión térmica del objeto de ALMA también es consistente con que sea un objeto subestelar rodeado por un disco cálido de partículas de polvo de tamaño submilimétrico, lo que respalda aún más la posibilidad de que pudiera ser J1407b. [1] : 1, 4
En 2019, Kenworthy y sus colaboradores intentaron una búsqueda de seguimiento de J1407b utilizando imágenes de alta resolución del Very Large Telescope . [1] : 2 Estas imágenes, que se tomaron con luz infrarroja cercana, no detectaron el objeto ALMA y no mostraron signos de>6 M J objetos subestelares más allá de 30 UA (0,25 segundos de arco) ni>4 M J objetos más allá de 100 UA (0,70 segundos de arco) de V1400 Centauri. [1] : 3 [1] : 2 Estas no detecciones en longitudes de onda del infrarrojo cercano establecen un límite de masa superior de<6 M J para el objeto ALMA, lo que lo convertiría en un enano submarrón o un planeta rebelde, ya que se encuentra debajo de laUmbral de 13 M J para enanas marrones. [1] : 2 Es posible que el objeto de ALMA sea un planeta joven expulsado, aunque si es J1407b, entonces su velocidad transversal sugeriría que no se originó a partir de la asociación Escorpio-Centauro. [1] : 1, 4
Si bien las propiedades del objeto de ALMA parecen coincidir con las de J1407b, solo se ha observado una vez, por lo que aún no se ha confirmado si se mueve en la dirección y velocidad correctas. [1] : 5 Es posible que el objeto de ALMA sea una galaxia de fondo estacionaria o una detección espuria causada por ruido de imagen , aunque estas dos posibilidades se consideran poco probables. [1] : 5 ALMA volvió a observar V1400 Centauri en junio y julio de 2024, lo que proporcionará una confirmación de la naturaleza del objeto una vez que se analicen y publiquen los datos. [25]
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