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Planeta rebelde

Este vídeo muestra una impresión artística del planeta que flota libremente CFBDSIR J214947.2-040308.9.

Un planeta rebelde (alternativamente interestelar , nómada , huérfano , sin estrellas , desatado o errante ) , también denominado planeta flotante libre (FFP) u objeto aislado de masa planetaria (iPMO) , es un objeto interestelar de masa planetaria que no es unido gravitacionalmente a cualquier estrella o enana marrón . [1] [2] [3] [4]

Los planetas rebeldes pueden originarse a partir de sistemas planetarios en los que se forman y luego son expulsados, o también pueden formarse por sí solos, fuera de un sistema planetario. Sólo la Vía Láctea puede tener entre miles de millones y billones de planetas rebeldes, un rango que el próximo Telescopio Espacial Romano Nancy Grace probablemente podrá reducir. [5] [6]

Algunos objetos de masa planetaria pueden haberse formado de manera similar a las estrellas, y la Unión Astronómica Internacional ha propuesto que dichos objetos se denominen enanas submarrones . [7] Un posible ejemplo es Cha 110913−773444 , que pudo haber sido expulsado y convertirse en un planeta rebelde o formarse por sí solo para convertirse en una enana submarrón. [8]

Nombre

Los dos primeros artículos sobre descubrimientos utilizan los nombres de objetos aislados de masa planetaria (iPMO) [9] y planetas flotantes libres (FFP). [10] La mayoría de los artículos astronómicos utilizan uno de estos términos. [11] [12] [13] El término planeta rebelde se utiliza con mayor frecuencia para estudios de microlente, que también suele utilizar el término FFP. [14] [15] Un comunicado de prensa destinado al público podría utilizar un nombre alternativo. El descubrimiento de al menos 70 FFP en 2021, por ejemplo, utilizó los términos planeta rebelde, [16] planeta sin estrellas, [17] planeta errante [18] y planeta flotante [19] en diferentes comunicados de prensa.

Descubrimiento

Los objetos aislados de masa planetaria (iPMO) fueron descubiertos por primera vez en 2000 por el equipo británico Lucas & Roche con UKIRT en la Nebulosa de Orión . [10] En el mismo año el equipo español Zapatero Osorio et al. Descubrió iPMO con espectroscopia de Keck en el cúmulo σ Orionis . [9] La espectroscopia de los objetos de la Nebulosa de Orión se publicó en 2001. [20] Ambos equipos europeos son ahora reconocidos por sus descubrimientos casi simultáneos. [21] En el año 1999 el equipo japonés Oasa et al. Descubrieron objetos en Chamaeleon I [22] que fueron confirmados espectroscópicamente años más tarde, en 2004, por el equipo estadounidense Luhman et al. [23]

En octubre de 2023, los astrónomos, basándose en observaciones de la Nebulosa de Orión con el telescopio espacial James Webb , informaron del descubrimiento de pares de planetas rebeldes, similares en masa al planeta Júpiter , y llamados JuMBO (abreviatura de Jupiter Mass Binary Objects ). [24] [25]

Observación

115 posibles planetas rebeldes en la región entre Upper Scorpius y Ophiuchus (2021)

Existen dos técnicas para descubrir planetas que flotan libremente: imágenes directas y microlentes.

microlente

El astrofísico Takahiro Sumi de la Universidad de Osaka en Japón y sus colegas, que forman las colaboraciones de Microlensing Observations in Astrophysics y Optical Gravitational Lensing Experiment , publicaron su estudio sobre microlentes en 2011. Observaron 50 millones de estrellas en la Vía Láctea utilizando el telescopio de 1,8 metros ( Telescopio MOA-II de 5 pies 11 pulgadas en el Observatorio Mount John de Nueva Zelanda y el telescopio de 1,3 metros (4 pies 3 pulgadas) de la Universidad de Varsovia en el Observatorio Las Campanas de Chile . Encontraron 474 incidentes de microlente, diez de los cuales fueron lo suficientemente breves como para ser planetas del tamaño de Júpiter sin ninguna estrella asociada en las inmediaciones. Los investigadores estimaron a partir de sus observaciones que hay casi dos planetas rebeldes con la masa de Júpiter por cada estrella de la Vía Láctea. [26] [27] [28] Un estudio sugirió un número mucho mayor, hasta 100.000 veces más planetas rebeldes que estrellas en la Vía Láctea, aunque este estudio abarcó objetos hipotéticos mucho más pequeños que Júpiter. [29] Un estudio de 2017 realizado por Przemek Mróz del Observatorio de la Universidad de Varsovia y sus colegas, con estadísticas seis veces mayores que el estudio de 2011, indica un límite superior para los planetas de órbita amplia o que flotan libremente con masa de Júpiter de 0,25 planetas por estrella de la secuencia principal. en la Vía Láctea. [30]

En septiembre de 2020, los astrónomos que utilizaron técnicas de microlente informaron de la detección , por primera vez, de un planeta rebelde de masa terrestre (llamado OGLE-2016-BLG-1928 ) no unido a ninguna estrella y flotando libremente en la Vía Láctea . [15] [31] [32]

En diciembre de 2013, se anunció una candidata a exoluna de un planeta rebelde ( MOA-2011-BLG-262 ). [14]

Imagen directa

El frío objeto de masa planetaria WISE J0830+2837 (objeto marcado en naranja) observado con el Telescopio Espacial Spitzer . Tiene una temperatura de 300-350 K (27-77 °C ; 80-170 °F )

Los planetas con microlente sólo pueden estudiarse mediante el evento de microlente, lo que dificulta la caracterización del planeta. Por lo tanto, los astrónomos recurren a objetos aislados de masa planetaria (iPMO) que se encontraron mediante el método de imagen directa . Para determinar la masa de una enana marrón o iPMO se necesita, por ejemplo, la luminosidad y la edad de un objeto. [33] Determinar la edad de un objeto de baja masa ha demostrado ser difícil. No sorprende que la gran mayoría de las iPMO se encuentren dentro de regiones jóvenes cercanas de formación de estrellas cuya edad los astrónomos conocen. Estos objetos tienen menos de 200 millones de años, son masivos (>5 MJ ) [ 4 ] y pertenecen a las enanas L y T. [34] [35] Sin embargo, existe una pequeña muestra creciente de enanas Y viejas y frías que tienen masas estimadas de 8-20 MJ . [36] Los candidatos a planetas rebeldes cercanos de tipo espectral Y incluyen WISE 0855-0714 a una distancia de7,27 ± 0,13 años luz . [37] Si esta muestra de enanas Y se puede caracterizar con mediciones más precisas o si se puede encontrar una manera de caracterizar mejor sus edades, el número de iPMO viejas y frías probablemente aumentará significativamente.

Las primeras iPMO se descubrieron a principios de la década de 2000 mediante imágenes directas del interior de regiones de formación de estrellas jóvenes. [38] [9] [20] Estas iPMO encontradas mediante imágenes directas se formaron probablemente como estrellas (a veces llamadas subenanas marrones). Podría haber iPMO que se formen como un planeta y luego sean expulsados. Sin embargo, estos objetos serán cinemáticamente diferentes de su región natal de formación estelar, no deberían estar rodeados por un disco circunestelar y tendrán una alta metalicidad . [21] Ninguna de las iPMO encontradas dentro de regiones de formación de estrellas jóvenes muestra una velocidad alta en comparación con su región de formación de estrellas. Para las iPMO antiguas, el frío WISE J0830+2837 [39] muestra una V tan de aproximadamente 100 km/s, que es alta, pero aún consistente con la formación en nuestra galaxia. Para WISE 1534-1043 [40] un escenario alternativo explica este objeto como un exoplaneta expulsado debido a su alto V tan de aproximadamente 200 km/s, pero su color sugiere que es una vieja enana marrón pobre en metales. La mayoría de los astrónomos que estudian iPMO masivas creen que representan el final del proceso de formación estelar de baja masa. [21]

Los astrónomos han utilizado el Observatorio Espacial Herschel y el Very Large Telescope para observar un objeto de masa planetaria muy joven que flota libremente, OTS 44 , y demostrar que los procesos que caracterizan el modo de formación canónico similar a una estrella se aplican a objetos aislados hasta unos pocos Masas de Júpiter. Las observaciones de Herschel en el infrarrojo lejano han demostrado que OTS 44 está rodeado por un disco de al menos 10 masas terrestres y, por lo tanto, podría eventualmente formar un mini sistema planetario. [41] Las observaciones espectroscópicas de OTS 44 con el espectrógrafo SINFONI en el Very Large Telescope han revelado que el disco está acumulando materia activamente, de manera similar a los discos de estrellas jóvenes. [41]

Objetos binarios de masa de Júpiter

JuMBO 31 a 35 en la Nebulosa de Orión con NIRCam

En la Nebulosa de Orión se descubrió una población de 40 sistemas binarios de ancho y 2 sistemas triples. Esto fue sorprendente por dos razones: la tendencia de las binarias de las enanas marrones predijo una disminución de la distancia entre objetos de baja masa con masa decreciente. También se predijo que la fracción binaria disminuye con la masa. Estos binarios fueron denominados Objetos Binarios de Masa de Júpiter (JuMBO). Constituyen al menos el 9% de los iPMO y tienen una separación menor a 340 AU . No está claro cómo se podrían haber formado estos JuMBO. Si se formaron como estrellas, entonces debe haber un "ingrediente extra" desconocido que les permita formarse. Si se formaron como planetas y luego fueron expulsados, entonces hay que explicar por qué estos binarios no se rompieron durante el proceso de expulsión. [25] Futuras mediciones de movimiento propio con JWST podrían resolver si estos objetos se formaron como planetas expulsados ​​o como estrellas. Los planetas expulsados ​​deberían mostrar un movimiento propio alto, mientras que una formación como las estrellas debería mostrar movimientos propios similares a las estrellas del cúmulo del trapecio.

Otros JuMBO sospechosos se conocen fuera de la Nebulosa de Orión, como 2MASS J11193254–1137466 AB , 2MASS J1553022+153236AB, [42] [43] WISE 1828+2650 , WISE J0336−0143 (también podría ser binario BD + PMO ) y 2MASS J0013 −1143.

Número total de iPMO conocidas

Probablemente haya cientos [44] [25] de iPMO candidatos conocidos, más de cien [45] [46] [47] objetos con espectros y un número pequeño pero creciente de candidatos descubiertos mediante microlente. Algunas encuestas importantes incluyen:

En diciembre de 2021, se descubrió el grupo de planetas rebeldes más grande jamás descubierto, con al menos 70 y hasta 170, según la edad supuesta. Se encuentran en la asociación OB entre Upper Scorpius y Ophiuchus con masas entre 4 y 13 MJ y una edad de alrededor de 3 a 10 millones de años, y muy probablemente se formaron por colapso gravitacional de nubes de gas o por la formación en un disco protoplanetario seguido de Eyección debido a inestabilidades dinámicas . [44] [16] [48] [18] Observaciones de seguimiento con espectroscopia del Telescopio Subaru y el Gran Telescopio Canarias mostraron que la contaminación de esta muestra es bastante baja (≤6%). Los 16 objetos jóvenes tenían una masa de entre 3 y 14 MJ , lo que confirma que efectivamente son objetos de masa planetaria. [47]

En octubre de 2023, se descubrió con JWST un grupo aún mayor de 540 candidatos a objetos de masa planetaria en el cúmulo del Trapecio y la Nebulosa interior de Orión. Los objetos tienen una masa entre 13 y 0,6 MJ . Un número sorprendente de estos objetos formaron binarios amplios, algo que no se había predicho anteriormente. [25]

Formación

En general, existen dos escenarios que pueden conducir a la formación de un objeto aislado de masa planetaria (iPMO). Puede formarse como un planeta alrededor de una estrella y luego ser expulsado, o formarse como una estrella de baja masa o una enana marrón de forma aislada. Esto puede influir en su composición y movimiento. [21]

Formación como una estrella.

Se pensaba que los objetos con una masa de al menos una masa de Júpiter podían formarse mediante el colapso y la fragmentación de nubes moleculares de los modelos de 2001. [49] Las observaciones anteriores al JWST han demostrado que es poco probable que se formen objetos por debajo de 3-5 MJ . en su propia. [4] Las observaciones realizadas en 2023 en el cúmulo del Trapecio con JWST han demostrado que objetos tan masivos como 0,6 MJ podrían formarse por sí solos, sin requerir una masa de corte pronunciada. [25] Se cree que un tipo particular de glóbulo , llamado globulettes, es el lugar de nacimiento de enanas marrones y objetos de masa planetaria. Las globulitas se encuentran en la Nebulosa Roseta y en IC 1805 . [50] A veces, las iPMO jóvenes todavía están rodeadas por un disco que podría formar exolunas . Debido a la estrecha órbita de este tipo de exoluna alrededor de su planeta anfitrión, tienen una alta probabilidad de entre un 10 y un 15 % de estar en tránsito . [51]

Discos

Algunas regiones de formación estelar muy jóvenes, normalmente de menos de 5 millones de años, a veces contienen objetos aislados de masa planetaria con exceso de infrarrojos y signos de acreción . El más conocido es el iPMO OTS 44 que se descubrió que tenía un disco y estaba ubicado en Chamaeleon I. Charmaeleon I y II tienen otras iPMO candidatas con discos. [52] [53] [34] Otras regiones de formación estelar con iPMO con discos o acreción son Lupus I, [53] Complejo de nubes Rho Ophiuchi , [54] Cúmulo Sigma Orionis, [55] Nebulosa de Orión, [56] Tauro , [54] [57] NGC 1333 [58] y IC 348 . [59] Un gran estudio de los discos alrededor de enanas marrones e iPMO con ALMA encontró que estos discos no son lo suficientemente masivos como para formar planetas con masa terrestre . Todavía existe la posibilidad de que en los discos ya se hayan formado planetas. [54] Los estudios de enanas rojas han demostrado que algunas tienen discos ricos en gas a una edad relativamente avanzada. Estos discos fueron denominados Discos de Peter Pan y esta tendencia podría continuar en el régimen de masa planetaria. Un disco de Peter Pan es la enana marrón de 45 millones de años 2MASS J02265658-5327032 con una masa de aproximadamente 13,7 MJ , que está cerca del régimen de masa planetaria. [60]

Formación como un planeta.

Se predice que los planetas expulsados ​​serán en su mayoría de baja masa (<30 M E Figura 1 Ma et al.) [61] y su masa media depende de la masa de su estrella anfitriona. Simulaciones de Ma et al. [61] demostraron que el 17,5% de las estrellas de 1 M ☉ expulsan un total de 16,8 ME por estrella con una masa típica ( mediana ) de 0,8 ME para un planeta de flotación libre (FFP ) individual. Para enanas rojas de menor masa con una masa de 0,3 M ☉ el 12% de las estrellas expulsan un total de 5,1 M E por estrella con una masa típica de 0,3 M E para un FFP individual.

Hong et al. [62] predijeron que las exolunas pueden dispersarse por interacciones planeta-planeta y convertirse en exolunas expulsadas.

Se predice que es posible que se produzcan PFC expulsados ​​con una masa mayor (0,3-1 MJ ) , pero también se predice que serán poco frecuentes. [61]

Destino

La mayoría de los objetos aislados de masa planetaria flotarán en el espacio interestelar para siempre.

Algunas iPMO tendrán un encuentro cercano con un sistema planetario . Este raro encuentro puede tener tres resultados: el iPMO permanecerá libre, podría estar débilmente unido a la estrella o podría "expulsar" al exoplaneta, reemplazándolo. Las simulaciones han demostrado que la gran mayoría de estos encuentros resultan en un evento de captura en el que la iPMO está débilmente unida con una baja energía de enlace gravitacional y una órbita alargada y altamente excéntrica . Estas órbitas no son estables y el 90% de estos objetos ganan energía debido a encuentros planeta-planeta y son expulsados ​​de nuevo al espacio interestelar. Sólo el 1% de todas las estrellas experimentarán esta captura temporal. [63]

Calor

Concepción artística de un planeta rebelde del tamaño de Júpiter .

Los planetas interestelares generan poco calor y no son calentados por una estrella. [64] Sin embargo, en 1998, David J. Stevenson teorizó que algunos objetos del tamaño de un planeta a la deriva en el espacio interestelar podrían sostener una atmósfera espesa que no se congelaría. Propuso que estas atmósferas serían preservadas por la opacidad de la radiación infrarroja lejana inducida por la presión de una atmósfera espesa que contiene hidrógeno . [sesenta y cinco]

Durante la formación del sistema planetario, varios cuerpos protoplanetarios pequeños pueden ser expulsados ​​del sistema. [66] Un cuerpo expulsado recibiría menos luz ultravioleta generada por las estrellas que puede eliminar los elementos más ligeros de su atmósfera. Incluso un cuerpo del tamaño de la Tierra tendría suficiente gravedad para impedir el escape del hidrógeno y el helio de su atmósfera. [65] En un objeto del tamaño de la Tierra, la energía geotérmica de la desintegración del radioisótopo residual del núcleo podría mantener una temperatura superficial por encima del punto de fusión del agua, [65] permitiendo que existan océanos de agua líquida. Es probable que estos planetas permanezcan geológicamente activos durante largos períodos. Si tienen magnetosferas protectoras creadas con geodinamo y vulcanismo en el fondo marino, los respiraderos hidrotermales podrían proporcionar energía para la vida. [65] Estos cuerpos serían difíciles de detectar debido a sus débiles emisiones de radiación térmica de microondas, aunque la radiación solar reflejada y las emisiones térmicas del infrarrojo lejano pueden ser detectables desde un objeto que esté a menos de 1.000 unidades astronómicas de la Tierra. [67] Alrededor del cinco por ciento de los planetas del tamaño de la Tierra expulsados ​​con satélites naturales del tamaño de la Luna retendrían sus satélites después de la expulsión. Un satélite de gran tamaño sería una fuente de importante calentamiento geológico por mareas . [68]

Lista

La siguiente tabla enumera los planetas rebeldes, confirmados o sospechosos, que han sido descubiertos. Aún se desconoce si estos planetas fueron expulsados ​​de la órbita de una estrella o si se formaron por sí solos como enanas submarrones . Actualmente se desconoce si los planetas rebeldes de masa excepcionalmente baja (como OGLE-2012-BLG-1323 y KMT-2019-BLG-2073) son capaces de formarse por sí solos.

Descubierto mediante imágenes directas

Estos objetos fueron descubiertos con el método de imagen directa . Muchos fueron descubiertos en cúmulos de estrellas jóvenes o asociaciones estelares y se conocen algunos antiguos (como W0855 ). La lista está ordenada según el año de descubrimiento.

Descubierto mediante microlente

Estos objetos fueron descubiertos mediante microlente . Los planetas rebeldes descubiertos mediante microlente solo pueden estudiarse mediante el evento de lente y, a menudo, también son consistentes con exoplanetas en una amplia órbita alrededor de una estrella invisible. [96]

Ver también

Referencias

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Bibliografía

enlaces externos

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