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Júpiter caliente

Impresión artística de un Júpiter caliente orbitando cerca de su estrella.

Los Júpiter calientes (a veces llamados Saturnos calientes ) son una clase de exoplanetas gigantes gaseosos que se infiere que son físicamente similares a Júpiter pero que tienen períodos orbitales muy cortos ( P <10 días ). [1] La proximidad a sus estrellas y las altas temperaturas de la atmósfera superficial dieron como resultado su nombre informal "Júpiter calientes". [2]

Los Júpiter calientes son los planetas extrasolares más fáciles de detectar mediante el método de la velocidad radial , porque las oscilaciones que inducen en el movimiento de sus estrellas madre son relativamente grandes y rápidas en comparación con las de otros tipos de planetas conocidos. Uno de los Júpiter calientes más conocidos es 51 Pegasi b . Descubierto en 1995, fue el primer planeta extrasolar encontrado orbitando una estrella similar al Sol . 51 Pegasi b tiene un período orbital de aproximadamente 4 días. [3]

Características generales

Júpiter calientes (a lo largo del borde izquierdo, incluida la mayoría de los planetas detectados mediante el método de tránsito , indicados con puntos negros) descubiertos hasta el 2 de enero de 2014
Júpiter caliente con agua oculta [4]

Aunque existe diversidad entre los Júpiter calientes, comparten algunas propiedades comunes.

Formación y evolución

Hay tres escuelas de pensamiento sobre el posible origen de los Júpiter calientes. Una posibilidad es que se formaran in situ a las distancias a las que se observan actualmente. Otra posibilidad es que se formaron a distancia pero luego migraron hacia el interior. Tal cambio de posición podría ocurrir debido a interacciones con gas y polvo durante la fase de nebulosa solar . También podría ocurrir como resultado de un encuentro cercano con otro objeto grande que desestabilice la órbita de Júpiter. [3] [17] [18]

Migración

En la hipótesis de la migración, un Júpiter caliente se forma más allá de la línea de escarcha , a partir de roca, hielo y gases mediante el método de formación planetaria de acreción del núcleo . Luego, el planeta migra hacia el interior de la estrella, donde finalmente forma una órbita estable. [19] [20] Es posible que el planeta haya migrado hacia adentro suavemente a través de una migración orbital de tipo II . [21] [22] O puede haber migrado más repentinamente debido a la dispersión gravitacional en órbitas excéntricas durante un encuentro con otro planeta masivo, seguido de la circularización y reducción de las órbitas debido a las interacciones de marea con la estrella. La órbita de un Júpiter caliente también podría haber sido alterada a través del mecanismo Kozai , provocando un intercambio de inclinación por excentricidad que resulta en una órbita de perihelio bajo de alta excentricidad, en combinación con la fricción de marea. Esto requiere un cuerpo masivo (otro planeta o un compañero estelar ) en una órbita más distante e inclinada; Aproximadamente el 50% de los Júpiter calientes tienen una masa distante de Júpiter o compañeros más grandes, lo que puede dejar al Júpiter caliente con una órbita inclinada en relación con la rotación de la estrella. [23]

La migración de tipo II ocurre durante la fase de nebulosa solar , es decir, cuando todavía hay gas presente. Los fotones estelares energéticos y los fuertes vientos estelares en este momento eliminan la mayor parte de la nebulosa restante. [24] La migración a través del otro mecanismo puede ocurrir después de la pérdida del disco de gas.

En el lugar

En lugar de ser gigantes gaseosos que migraron hacia el interior, en una hipótesis alternativa los núcleos de los Júpiter calientes comenzaron como supertierras más comunes que acumularon sus envolturas de gas en sus ubicaciones actuales, convirtiéndose en gigantes gaseosos in situ . Las supertierras que proporcionan los núcleos en esta hipótesis podrían haberse formado in situ o a mayores distancias y haber sufrido migraciones antes de adquirir sus envolturas de gas. Dado que las supertierras a menudo se encuentran con compañeros, también se podría esperar que los Júpiter calientes formados in situ tuvieran compañeros. El aumento de masa del Júpiter, que crece localmente y es caliente, tiene varios efectos posibles en los planetas vecinos. Si el caliente Júpiter mantiene una excentricidad superior a 0,01, las amplias resonancias seculares pueden aumentar la excentricidad de un planeta compañero, provocando que colisione con el caliente Júpiter. El núcleo del caliente Júpiter en este caso sería inusualmente grande. Si la excentricidad del caliente Júpiter sigue siendo pequeña, las amplias resonancias seculares también podrían inclinar la órbita de su compañero. [25] Tradicionalmente, el modo de conglomeración in situ ha sido desfavorecido porque el ensamblaje de núcleos masivos, que es necesario para la formación de Júpiter calientes, requiere densidades superficiales de sólidos ≈ 10 4 g/cm 2 , o mayores. [26] [27] [28] Sin embargo, estudios recientes han descubierto que las regiones internas de los sistemas planetarios están frecuentemente ocupadas por planetas de tipo súper Tierra. [29] [30] Si estas súper Tierras se formaron a mayores distancias y migraron más cerca, la formación de Júpiter calientes in situ no es completamente in situ .

Pérdida atmosférica

Si la atmósfera de un Júpiter caliente es eliminada mediante un escape hidrodinámico , su núcleo puede convertirse en un planeta ctónico . La cantidad de gas extraído de las capas más externas depende del tamaño del planeta, los gases que forman la envoltura, la distancia orbital de la estrella y la luminosidad de la estrella. En un sistema típico, un gigante gaseoso que orbita a 0,02 AU alrededor de su estrella madre pierde entre el 5% y el 7% de su masa durante su vida, pero orbitar a menos de 0,015 AU puede significar la evaporación de una fracción sustancialmente mayor de la masa del planeta. [31] Aún no se han encontrado objetos de este tipo y siguen siendo hipotéticos.

Comparación de exoplanetas del "Júpiter caliente" (concepto artístico).
De arriba a izquierda a abajo a derecha: WASP-12b , Boinayel , WASP-31b , Bocaprins , HD 189733b , Puli , Ditsö̀ , Banksia , HAT-P-1b y HD 209458b .

Planetas terrestres en sistemas con Júpiter calientes

Las simulaciones han demostrado que la migración de un planeta del tamaño de Júpiter a través del disco protoplanetario interno (la región entre 5 y 0,1 AU de la estrella) no es tan destructiva como se esperaba. Más del 60% de los materiales del disco sólido en esa región están dispersos hacia afuera, incluidos planetesimales y protoplanetas , lo que permite que el disco de formación de planetas se reforme tras la estela del gigante gaseoso. [32] En la simulación, se pudieron formar planetas de hasta dos masas terrestres en la zona habitable después del paso del caliente Júpiter y su órbita se estabilizó en 0,1 AU. Debido a la mezcla de material del sistema planetario interior con material del sistema planetario exterior procedente de más allá de la línea de congelación, las simulaciones indicaron que los planetas terrestres que se formaron tras el paso de un Júpiter caliente serían particularmente ricos en agua. [32] Según un estudio de 2011, los Júpiter calientes pueden convertirse en planetas perturbados mientras migran hacia el interior; esto podría explicar la abundancia de planetas "calientes" del tamaño de la Tierra al tamaño de Neptuno a 0,2 AU de su estrella anfitriona. [33]

Un ejemplo de este tipo de sistemas es el de WASP-47 . Hay tres planetas interiores y un gigante gaseoso exterior en la zona habitable. El planeta más interno, WASP-47e, es un gran planeta terrestre de 6,83 masas terrestres y 1,8 radios terrestres; el Júpiter caliente, b, es un poco más pesado que Júpiter, pero tiene aproximadamente 12,63 radios terrestres; un Neptuno caliente final, c, tiene 15,2 masas terrestres y 3,6 radios terrestres. [34] El sistema Kepler-30 también exhibe una arquitectura orbital similar. [35]

Órbitas desalineadas

Varios Júpiter calientes, como HD 80606 b , tienen órbitas desalineadas con sus estrellas anfitrionas, incluidos varios con órbitas retrógradas como HAT-P-14b . [36] [37] [38] [39] Esta desalineación puede estar relacionada con el calor de la fotosfera que orbita el caliente Júpiter. Hay muchas teorías propuestas sobre por qué esto podría ocurrir. Una de esas teorías implica la disipación de las mareas y sugiere que existe un único mecanismo para producir Júpiter calientes y este mecanismo produce una variedad de oblicuidades. Las estrellas más frías con mayor disipación de marea amortiguan la oblicuidad (lo que explica por qué los Júpiter calientes que orbitan alrededor de estrellas más frías están bien alineados), mientras que las estrellas más calientes no amortiguan la oblicuidad (lo que explica la desalineación observada). [5] Otra teoría es que la estrella anfitriona a veces cambia de rotación al principio de su evolución, en lugar de cambiar la órbita. [40] Otra hipótesis más es que los Júpiter calientes tienden a formarse en cúmulos densos, donde las perturbaciones son más comunes y la captura gravitacional de planetas por estrellas vecinas es posible. [41]

Júpiter ultracalientes

Los Júpiter ultracalientes son Júpiter calientes con una temperatura diurna superior a 2200 K (1930 °C; 3500 °F). En esas atmósferas del lado diurno, la mayoría de las moléculas se disocian en sus átomos constituyentes y circulan hacia el lado nocturno, donde se recombinan nuevamente para formar moléculas. [42] [43]

Un ejemplo es TOI-1431b , anunciado por la Universidad del Sur de Queensland en abril de 2021, que tiene un período orbital de apenas dos días y medio. Su temperatura diurna es de 2700 K (2430 °C; 4400 °F), lo que la hace más caliente que el 40% de las estrellas de nuestra galaxia. [44] La temperatura del lado nocturno es de 2.600 K (2.330 °C; 4.220 °F). [45]

Planetas de periodo ultracorto

Los planetas de período ultracorto (USP) son una clase de planetas con períodos orbitales inferiores a un día y ocurren solo alrededor de estrellas de menos de aproximadamente 1,25 masas solares . [46] [47]

Los Júpiter calientes en tránsito confirmados que tienen períodos orbitales de menos de un día incluyen WASP-18b , Banksia , Astrolábos y WASP-103b . [48]

Planetas hinchados

Los gigantes gaseosos con un gran radio y muy baja densidad a veces se denominan "planetas hinchados" [49] o "Saturnos calientes", debido a que su densidad es similar a la de Saturno . Los planetas hinchados orbitan cerca de sus estrellas, de modo que el intenso calor de la estrella combinado con el calentamiento interno dentro del planeta ayudará a inflar la atmósfera . Mediante el método del tránsito se han detectado seis planetas de gran radio y baja densidad . En orden de descubrimiento, son: HAT-P-1b , [50] [51] CoRoT-1b , TrES-4b , WASP-12b , WASP-17b y Kepler-7b . Algunos Júpiter calientes detectados mediante el método de la velocidad radial pueden ser planetas hinchados. La mayoría de estos planetas tienen alrededor o menos masa de Júpiter, ya que los planetas más masivos tienen una gravedad más fuerte que los mantiene aproximadamente del tamaño de Júpiter. De hecho, los Júpiter calientes con masas inferiores a Júpiter y temperaturas superiores a 1.800 Kelvin están tan inflados y hinchados que todos siguen trayectorias evolutivas inestables que eventualmente conducen al desbordamiento del lóbulo de Roche y a la evaporación y pérdida de la atmósfera del planeta. [52]

Incluso si se tiene en cuenta el calentamiento de la superficie de la estrella, muchos Júpiter calientes en tránsito tienen un radio mayor de lo esperado. Esto podría deberse a la interacción entre los vientos atmosféricos y la magnetosfera del planeta creando una corriente eléctrica a través del planeta que lo calienta , provocando que se expanda. Cuanto más caliente es el planeta, mayor es la ionización atmosférica y, por tanto, mayor es la magnitud de la interacción y mayor la corriente eléctrica, lo que provoca un mayor calentamiento y expansión del planeta. Esta teoría coincide con la observación de que la temperatura planetaria se correlaciona con radios planetarios inflados. [52]

lunas

La investigación teórica sugiere que es poco probable que los Júpiter calientes tengan lunas , debido tanto a una pequeña esfera de Hill como a las fuerzas de marea de las estrellas que orbitan, que desestabilizarían la órbita de cualquier satélite, siendo este último proceso más fuerte para las lunas más grandes. Esto significa que para la mayoría de los Júpiter calientes, los satélites estables serían cuerpos pequeños del tamaño de un asteroide . [53] Además, la evolución física de los Júpiter calientes puede determinar el destino final de sus lunas: detenerlas en ejes semiasintóticos semimayores o expulsarlas del sistema donde pueden sufrir otros procesos desconocidos. [54] A pesar de esto, las observaciones de WASP-12b sugieren que está orbitado por al menos 1 gran exoluna . [55]

Júpiter calientes alrededor de gigantes rojas

Se ha propuesto que los gigantes gaseosos que orbitan alrededor de gigantes rojas a distancias similares a la de Júpiter podrían ser Júpiter calientes debido a la intensa irradiación que recibirían de sus estrellas. Es muy probable que en el Sistema Solar Júpiter se convierta en un Júpiter caliente tras la transformación del Sol en una gigante roja. [56] El reciente descubrimiento de gigantes gaseosos de densidad particularmente baja que orbitan alrededor de estrellas gigantes rojas respalda esta teoría. [57]

Los Júpiter calientes que orbitan alrededor de gigantes rojas se diferenciarían de aquellos que orbitan alrededor de estrellas de la secuencia principal en varios aspectos, en particular en la posibilidad de acumular material a partir de los vientos estelares de sus estrellas y, asumiendo una rotación rápida (no fijada por mareas a sus estrellas), una Calor mucho más uniformemente distribuido con muchos chorros de banda estrecha. Su detección mediante el método de tránsito sería mucho más difícil debido a su diminuto tamaño en comparación con las estrellas que orbitan, así como al largo tiempo necesario (meses o incluso años) para que una transite su estrella y sea ocultada por ella. . [56]

Interacciones estrella-planeta

La investigación teórica desde 2000 sugirió que los "Júpiter calientes" pueden causar un aumento de las llamaradas debido a la interacción de los campos magnéticos de la estrella y su exoplaneta en órbita, o debido a las fuerzas de marea entre ellos. Estos efectos se denominan "interacciones estrella-planeta" o SPI. El sistema HD 189733 es el sistema de exoplanetas mejor estudiado donde se pensaba que ocurría este efecto.

En 2008, un equipo de astrónomos describió por primera vez cómo, cuando el exoplaneta que orbita HD 189733 A alcanza un determinado lugar de su órbita, provoca un aumento de las llamaradas estelares . En 2010, un equipo diferente descubrió que cada vez que observaban el exoplaneta en una determinada posición de su órbita, también detectaban llamaradas de rayos X. En 2019, los astrónomos analizaron datos del Observatorio de Arecibo , MOST y el Telescopio Fotoeléctrico Automatizado, además de observaciones históricas de la estrella en longitudes de onda de radio, óptica, ultravioleta y rayos X para examinar estas afirmaciones. Descubrieron que las afirmaciones anteriores eran exageradas y que la estrella anfitriona no mostraba muchas de las características espectrales y de brillo asociadas con las llamaradas estelares y las regiones solares activas , incluidas las manchas solares. Su análisis estadístico también encontró que se ven muchas llamaradas estelares independientemente de la posición del exoplaneta, desacreditando así las afirmaciones anteriores. Los campos magnéticos de la estrella anfitriona y el exoplaneta no interactúan, y ya no se cree que este sistema tenga una "interacción estrella-planeta". [58] Algunos investigadores también habían sugerido que HD 189733 acumula, o extrae, material de su exoplaneta en órbita a un ritmo similar a los encontrados alrededor de protoestrellas jóvenes en los sistemas estelares T Tauri . Análisis posteriores demostraron que se acrecentó muy poco o nada de gas del compañero "Júpiter caliente". [59]

Ver también

Otras lecturas

Referencias

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