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Planeta perturbado

Concepto artístico de un objeto planetario rocoso que es vaporizado por su estrella madre

En astronomía , un planeta perturbado [1] [2] es un planeta o exoplaneta o, quizás en una escala algo menor, un objeto de masa planetaria , planetesimal , luna , exoluna o asteroide que ha sido perturbado o destruido por un cuerpo u objeto astronómico cercano o que pasa por allí, como una estrella . [1] [2] La necroplanetología es el estudio relacionado de dicho proceso. [3] [4]

El resultado de tal alteración puede ser la producción de cantidades excesivas de gas, polvo y escombros relacionados, [5] que eventualmente pueden rodear a la estrella madre en forma de un disco circunestelar o disco de escombros . Como consecuencia, el campo de escombros en órbita puede ser un " anillo de polvo desigual ", causando fluctuaciones erráticas de luz en la luminosidad aparente de la estrella madre, lo que puede haber sido responsable de las curvas de luz extrañamente parpadeantes asociadas con la luz estelar observada de ciertas estrellas variables , como la de la estrella de Tabby (KIC 8462852), RZ Piscium y WD 1145+017 . [3] [4] Se pueden detectar cantidades excesivas de radiación infrarroja de dichas estrellas, [6] evidencia sugerente en sí misma de que el polvo y los escombros pueden estar orbitando las estrellas. [5] [7] [8] [9]

Ejemplos

Planetas

Entre los ejemplos de planetas, o sus restos relacionados, considerados como planetas perturbados, o parte de un planeta de este tipo, se incluyen: 'Oumuamua [10] y WD 1145+017 b , así como asteroides , [11] Júpiter calientes [12] y aquellos que son planetas hipotéticos , como el Quinto Planeta , Faetón , el Planeta V y Theia .

Estrellas

Entre los ejemplos de estrellas progenitoras que se considera que han alterado un planeta se incluyen: EPIC 204278916 , Tabby's Star (KIC 8462852), PDS 110 , RZ Piscium , WD 1145+017 y 47 Ursae Majoris .

Concepto artístico de un " anillo de polvo irregular " que rodea la estrella de Tabby

Curva de luz de la estrella de Tabby

La estrella de Tabby (KIC 8462852) es una estrella de secuencia principal de tipo F que exhibe fluctuaciones de luz inusuales, incluyendo una atenuación de hasta un 22% en el brillo. [13] Se han propuesto varias hipótesis para explicar estos cambios irregulares, pero hasta la fecha ninguna explica completamente todos los aspectos de la curva. Una explicación es que un " anillo de polvo desigual " orbita la estrella de Tabby. [14] [15] Sin embargo, en septiembre de 2019, los astrónomos informaron que las atenuaciones observadas en la estrella de Tabby pueden haber sido producidas por fragmentos resultantes de la disrupción de una exoluna huérfana . [16] [17]

Gráfico consolidado de todas las atenuaciones conocidas (a 1 de marzo de 2020)

Véase también

Referencias

  1. ^ ab Staff (22 de diciembre de 2017). "La joven estrella RZ Piscium está 'devorando' sus propios planetas, dicen los astrónomos". Sci-News.com . Consultado el 23 de diciembre de 2017 .
  2. ^ ab Fryling, Kevin (21 de diciembre de 2017). «El análisis de un astrónomo de la IU ayuda a descubrir que una estrella en la constelación de Piscis es una 'devoradora de planetas'». Universidad de Indiana . Consultado el 23 de diciembre de 2017 .
  3. ^ ab Starr, Michelle (28 de marzo de 2020). «Necroplanetología: el campo más extraño de la astronomía del que nunca has oído hablar». ScienceAlert.com . Consultado el 30 de marzo de 2020 .
  4. ^ ab Duvvuri, Girish M.; Redfield, Seth; Veras, Dimitri (18 de marzo de 2020). "Necroplanetología: simulación de la disrupción de marea de material planetario diferenciado que orbita WD 1145+017". The Astrophysical Journal . 893 (2): 166. arXiv : 2003.08410 . Bibcode :2020ApJ...893..166D. doi : 10.3847/1538-4357/ab7fa0 . S2CID  213004256.
  5. ^ ab Punzi, KM; Kastner, JH; Melis, C.; Zuckerman, B.; Pilachowski, C.; Gingerich, L.; Knapp, T. (21 de diciembre de 2017). "¿Está la joven estrella RZ Piscium consumiendo su propia descendencia (planetaria)?". The Astronomical Journal . 155 (1): 33. arXiv : 1712.08962 . Bibcode :2018AJ....155...33P. doi : 10.3847/1538-3881/aa9524 . S2CID  119530135.
  6. ^ Farihi, J.; Jura, M.; Zuckerman, B. (10 de marzo de 2009). "Firmas infrarrojas de planetas menores alterados en enanas blancas". The Astrophysical Journal . 694 (2): 805–819. arXiv : 0901.0973 . Código Bibliográfico :2009ApJ...694..805F. doi :10.1088/0004-637X/694/2/805. S2CID  14171378.
  7. ^ Landau, Elizabeth (4 de octubre de 2017). «El misterioso oscurecimiento de la estrella de Tabby puede deberse al polvo». NASA . Consultado el 23 de diciembre de 2017 .
  8. ^ Meng, Huan YA; et al. (3 de octubre de 2017). "Extinción y atenuación de KIC 8462852". La revista astrofísica . 847 (2): 131. arXiv : 1708.07556 . Código Bib : 2017ApJ...847..131M. doi : 10.3847/1538-4357/aa899c . S2CID  118875846.
  9. ^ Tabor, Abby (5 de octubre de 2017). «La búsqueda científica para explicar el hallazgo más enigmático de Kepler». Phys.org . Consultado el 23 de diciembre de 2017 .
  10. ^ Ćuk, Matija (2017). "1I/ʻOumuamua como un fragmento de disrupción de marea de un sistema estelar binario". The Astrophysical Journal . 852 (1): L15. arXiv : 1712.01823 . Código Bibliográfico :2018ApJ...852L..15C. doi : 10.3847/2041-8213/aaa3db . S2CID  54959652.
  11. ^ Soter, Steven (2006). "¿Qué es un planeta?". The Astronomical Journal . 132 (6): 2513–2519. arXiv : astro-ph/0608359 . Código Bibliográfico :2006AJ....132.2513S. doi :10.1086/508861. S2CID  14676169.
  12. ^ Nayakshin, Sergei (20 de septiembre de 2011). "Supertierras calientes: ¿Júpiteres jóvenes perturbados?". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 416 (4): 2974–2980. arXiv : 1103.1846 . Bibcode :2011MNRAS.416.2974N. doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19246.x . S2CID  53960650.
  13. ^ Boyajian, TS; LaCourse, DM; Rappaport, SA; Fabrycky, D.; Fischer, DA; Gandolfi, D.; Kennedy, GM; Korhonen, H.; Liu, MC (27 de enero de 2016). "Planet Hunters IX. KIC 8462852 – ¿dónde está el flujo?". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 457 (4): 3988–4004. arXiv : 1509.03622 . Bibcode :2016MNRAS.457.3988B. doi : 10.1093/mnras/stw218 . ISSN  0035-8711. S2CID  54859232.
  14. ^ "El misterioso oscurecimiento de la estrella de Tabby puede deberse al polvo". NASA/JPL . Consultado el 13 de noviembre de 2018 .
  15. ^ Boyajian, Tabetha S.; Alonso, Roi; Ammerman, Alex; Armstrong, David; Ramos, A. Asensio; Barkaoui, K.; Beatty, Thomas G.; Benkhaldoun, Z.; Benni, Paul (19 de enero de 2018). "Las primeras caídas de brillo post-Kepler de KIC 8462852". The Astrophysical Journal . 853 (1): L8. arXiv : 1801.00732 . Código Bibliográfico :2018ApJ...853L...8B. doi : 10.3847/2041-8213/aaa405 . ISSN  2041-8213. S2CID  215751718.
  16. ^ Universidad de Columbia (16 de septiembre de 2019). «Nuevas observaciones ayudan a explicar el oscurecimiento de la estrella de Tabby». Phys.org . Consultado el 16 de septiembre de 2019 .
  17. ^ Marinez, Miquel; Stone, Nicholas C.; Metzger, Brian D. (5 de septiembre de 2019). "Exolunas huérfanas: desprendimiento de marea y evaporación tras una colisión entre un exoplaneta y una estrella". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 489 (4): 5119–5135. arXiv : 1906.08788 . doi : 10.1093/mnras/stz2464 . S2CID  195316956 .
  18. ^ Gary, Bruce L. (14 de noviembre de 2017). "Observaciones fotométricas del Observatorio Hereford Arizona de KIC 8462852". BruceGary.net . Consultado el 24 de diciembre de 2017 .
  19. ^ Gary, Bruce L. (4 de octubre de 2017). "Observaciones fotométricas del Observatorio Hereford Arizona de KIC 8462852 entre el 2 de mayo y el 4 de octubre de 2017". BruceGary.net . Archivado desde el original el 4 de octubre de 2017 . Consultado el 23 de diciembre de 2017 . Nota: las profundidades (y formas) de inmersión de la banda g' y la banda r' pueden diferir, siendo la banda g' más sensible a la dispersión de las nubes de polvo debido a su longitud de onda más corta (0,47 frente a 0,62 micrones). Para una distribución de tamaño de partícula razonable (por ejemplo, Hanson, 0,2 micrones), la relación de la sección transversal de extinción produciría una profundidad en la banda r' que es 0,57 x profundidad en la banda g'. Si la profundidad de la banda g' es del 0,3 %, por ejemplo, la profundidad en la banda r' podría ser del 0,17 %. Las mediciones del "Equipo Tabby" ( Fig. 3 ) en la banda r' son compatibles con esa pequeña profundidad de inclinación. Por cierto, ninguna de estas formas se parece a los tránsitos de cola de un exocometa, por lo que el misterio de qué produce estas inclinaciones en escalas de tiempo de semanas continúa. En realidad, se sabe que las formas ovaladas largas producen inclinaciones en forma de V (piense en anillos con una inclinación alta).– (como lo describe Rappaport et al, 2017 enlace)
  20. ^ Gary, Bruce L. (1 de enero de 2018). «Observaciones fotométricas del Observatorio Hereford Arizona de KIC 8462852 entre el 2 de mayo y el 31 de diciembre de 2017». BruceGary.net . Archivado desde el original el 2 de enero de 2018. Consultado el 1 de enero de 2018 .
  21. ^ Gary, Bruce L. (4 de mayo de 2018). «Observaciones fotométricas del Observatorio Hereford Arizona de KIC 8462852 entre el 2 de mayo de 2017 y el 4 de mayo de 2018». BruceGary.net . Archivado desde el original el 5 de mayo de 2018. Consultado el 5 de mayo de 2018 .
  22. ^ Gary, Bruce (11 de enero de 2020). «KIC 8462852 Observaciones de fotometría del Observatorio Hereford Arizona n.º 9». Archivado desde el original el 5 de abril de 2020. Consultado el 5 de abril de 2020 .

Lectura adicional

Enlaces externos