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VHS J1256–1257

VHS J125601.92–125723.9 (abreviado como VHS J1256–1257 ) es un joven sistema triple enana marrón ubicado en la constelación de Corvus aproximadamente a 69,0 años luz (21,2 pársecs ) del Sol . [1] El sistema consta del binario de igual masa VHS J1256–1257AB y el distante compañero de masa planetaria VHS 1256–1257 b. [2] [11] En 2022, se detectó una emisión de radio continua de los cinturones de radiación que rodean VHS J1256–1257. [12]

VHS J1256–1257b

VHS 1256–1257 b fue identificado y documentado por primera vez mediante el estudio 2MASS en 2015. [2] Orbita a una distancia de350+
150-150 AU y tiene una masa estimada de aproximadamente19 ± 5 masas de Júpiter. [13] [14] [15] [6]

El planeta es rico en carbono, con una relación molar C/O superior a 0,63, y su temperatura se ha medido en 1380 ± 54 K. [16] Se ha medido que el período de rotación de VHS 1256-1257 b es de 22,04 ± 0,05 horas, lo que es inusualmente largo para los objetos subestelares . [7] [17]

Variabilidad

Las observaciones con la cámara de campo amplio del Hubble 3, observaciones espectroscópicas de series temporales de infrarrojo cercano mostraron que VHS 1256 b varió con un 19,3 % a 1,1 y 1,7 μm durante 8,5 horas. Con el filtro de 1,27 μm la amplitud fue aún mayor, del 24,7%. [17] Esta es la amplitud más grande para cualquier objeto subestelar a partir de 2022, ubicándolo en el infrarrojo medio . [7] [18] Estudios posteriores con el telescopio espacial Hubble han arrojado una variabilidad de brillo aún mayor del 33-37% sin un período definido, lo que indica la presencia tanto de manchas como de ondas. [19]

Composición atmosférica

Impresión artística de VHS 1256 b en órbita alrededor de su estrella anfitriona VHS J1256–1257AB, basada en el espectro creado por el JWST

La atmósfera de VHS 1256 b se encuentra en desequilibrio químico . [18] El monóxido de carbono reacciona naturalmente con las moléculas de hidrógeno en la atmósfera de las enanas marrones, formando moléculas de metano y agua . La reacción funciona en ambos sentidos, lo que significa que el metano reacciona con el agua y libera hidrógeno y monóxido de carbono. A temperaturas más altas y presión más baja, la reacción se inclina hacia el monóxido de carbono y a temperaturas más bajas y presión más alta, la reacción se inclina hacia el metano. En equilibrio, una enana marrón fría o un planeta debería tener una alta concentración de metano y una baja concentración de monóxido de carbono. [20] La presencia de monóxido de carbono y metano empobrecido en el espectro de VHS 1256 b en comparación con los modelos atmosféricos de equilibrio sugiere una mezcla atmosférica. La mezcla vertical hace que el monóxido de carbono se eleve desde las capas atmosféricas más bajas y más calientes y que el metano se hunda en estas capas inferiores, forzando a la atmósfera superior a un desequilibrio químico. [18]

Se han detectado agua y monóxido de carbono en la atmósfera. [21] El JWST observó el planeta en 2022 tomando espectros en una longitud de onda de 1-20 μm con los instrumentos NIRSpec y MIRI . El equipo que analizó los datos encontró nubes de vapor de agua , metano, monóxido de carbono, dióxido de carbono , sodio , potasio y silicato dentro de la atmósfera de VHS 1256 b. La detección directa de nubes de silicato es la primera detección de este tipo reportada para un objeto de masa planetaria . Se cree que los silicatos están formados por pequeñas partículas de silicato amorfo . La característica de silicato en VHS 1256 b coincide estrechamente con la característica de silicato en la enana marrón L4.5 2M2224-0158, detectada con Spitzer. En el futuro se modelarán el tamaño de grano y la composición de las nubes de silicato en VHS 1256 b. [18]

Las observaciones con NIRSpec detectaron varias moléculas, así como varios isótopos de carbono y oxígeno en la atmósfera de VHS 1256 b. La proporción de carbono 12 a carbono 13 se midió como 62 ± 2, que se encuentra entre la de las enanas marrones aisladas (alrededor de 100) y la de los exoplanetas (alrededor de 30). Las abundancias de oxígeno-17 y oxígeno-18 son mayores que en el sistema solar y el medio interestelar local . La abundancia de isótopos es un importante indicador de la formación de planetas. La mejora de isótopos menores en VHS 1256 b podría explicarse por el fraccionamiento de isótopos en los discos protoplanetarios . Estos procesos de fraccionamiento podrían ser fotodisociación selectiva de isótopos , partición de gas/hielo y reacciones de intercambio isotópico . [22]

Ver también

Referencias

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