.tiff/lossy-page1-1280px-Exomoon_Kepler-1625b-I_orbiting_its_planet_(artist%E2%80%99s_impression).tiff.jpg)
Una exoluna o luna extrasolar es un satélite natural que orbita un exoplaneta u otro cuerpo extrasolar no estelar . [2]
Las exolunas son difíciles de detectar y confirmar utilizando las técnicas actuales, [3] y hasta la fecha no ha habido detecciones confirmadas de exolunas. [4] Sin embargo, las observaciones de misiones como Kepler han observado varios candidatos. [5] [6] También se han detectado mediante microlente dos posibles exolunas que podrían orbitar planetas rebeldes . [7] [8] 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 interrupción de una exoluna huérfana . [9] [10] [11] Algunas exolunas pueden ser hábitats potenciales para vida extraterrestre . [2]
Aunque el uso tradicional implica que las lunas orbitan un planeta , el descubrimiento de enanas marrones con satélites del tamaño de un planeta desdibuja la distinción entre planetas y lunas, debido a la baja masa de las enanas marrones. Esta confusión se resuelve con la declaración de la Unión Astronómica Internacional (IAU) de que "Objetos con masas verdaderas por debajo de la masa límite para la fusión termonuclear de deuterio que orbitan estrellas, enanas marrones o restos estelares y que tienen una relación de masa con el objeto central por debajo de L4 /L5 inestabilidad (M/M central < 2/(25+ √ 621 ) son planetas." [12]
La definición de la IAU no aborda la convención de nomenclatura para los satélites de objetos que flotan libremente que son menos masivos que las enanas marrones y por debajo del límite de deuterio (los objetos normalmente se denominan planetas que flotan libremente, planetas rebeldes , enanas marrones de baja masa). u objetos aislados de masa planetaria). Los satélites de estos objetos suelen denominarse exolunas en la literatura. [7] [8] [13]
Las exolunas toman su designación de la de su cuerpo matriz más un número romano mayúsculo ; por lo tanto, Kepler-1625b orbita a Kepler-1625 (sinónimo de Kepler-1625a) y a su vez está orbitado por Kepler-1625b I (no se conoce ningún Kepler-1625b II, ni tampoco se sabe que I tenga una subluna ).
Es probable que las características de cualquier satélite extrasolar varíen, al igual que las lunas del Sistema Solar . Para los planetas gigantes extrasolares que orbitan dentro de su zona estelar habitable , existe la posibilidad de que un satélite del tamaño de un planeta terrestre sea capaz de sustentar vida. [14] [15] [ se necesita aclaración ]
En agosto de 2019, los astrónomos informaron que una exoluna en el sistema de exoplanetas WASP-49b puede estar volcánicamente activa. [dieciséis]
Para las lunas generadas por impactos de planetas terrestres no muy lejos de su estrella, con una gran distancia entre el planeta y la luna, se espera que los planos orbitales de las lunas tiendan a estar alineados con la órbita del planeta alrededor de la estrella debido a las mareas de la estrella. , pero si la distancia planeta-luna es pequeña, puede estar inclinada. En el caso de los gigantes gaseosos , las órbitas de las lunas tenderán a alinearse con el ecuador del planeta gigante porque se formaron en discos circumplanetarios. [17]
Los planetas cercanos a sus estrellas en órbitas circulares tenderán a desgirar y quedar bloqueados por mareas . A medida que la rotación del planeta se ralentiza, el radio de una órbita sincrónica del planeta se mueve hacia afuera del planeta. Para los planetas fijados por mareas a sus estrellas, la distancia desde el planeta a la que la luna estará en una órbita sincrónica alrededor del planeta está fuera de la esfera de Hill del planeta. La esfera Hill del planeta es la región donde su gravedad domina a la de la estrella para que pueda retener sus lunas. Las lunas dentro del radio de órbita sincrónica de un planeta entrarán en espiral hacia el planeta. Por lo tanto, si la órbita sincrónica está fuera de la esfera de Hill, entonces todas las lunas entrarán en espiral hacia el planeta. Si la órbita sincrónica no es estable con tres cuerpos , las lunas fuera de este radio escaparán de la órbita antes de alcanzar la órbita sincrónica. [17]
Un estudio sobre la migración inducida por las mareas ofreció una explicación factible para esta falta de exolunas. Mostró que la evolución física de los planetas anfitriones (es decir, la estructura interior y el tamaño) juega un papel importante en su destino final: las órbitas sincrónicas pueden convertirse en estados transitorios y las lunas son propensas a quedar atrapadas en ejes semimayores semiasintóticos, o incluso expulsadas del sistema. , donde pueden aparecer otros efectos. A su vez, esto tendría un gran impacto en la detección de satélites extrasolares. [18]
Se teoriza la existencia de exolunas alrededor de muchos exoplanetas . [14] A pesar de los grandes éxitos de los cazadores de planetas con la espectroscopía Doppler de la estrella anfitriona, [19] no se pueden encontrar exolunas con esta técnica. Esto se debe a que los espectros estelares desplazados resultantes debido a la presencia de un planeta más satélites adicionales se comportarían de manera idéntica a una masa puntual única que se mueve en la órbita de la estrella anfitriona. En reconocimiento de esto, se han propuesto varios otros métodos para detectar exolunas, que incluyen:
La obtención de imágenes directas de un exoplaneta es extremadamente desafiante debido a la gran diferencia de brillo entre la estrella y el exoplaneta, así como al pequeño tamaño y la irradiancia del planeta. Estos problemas son mayores para las exolunas en la mayoría de los casos. Sin embargo, se ha teorizado que las exolunas calentadas por las mareas podrían brillar tan intensamente como algunos exoplanetas. Las fuerzas de marea pueden calentar una exoluna porque la energía se disipa mediante fuerzas diferenciales sobre ella. Io , una luna calentada por las mareas que orbita alrededor de Júpiter , tiene volcanes impulsados por fuerzas de marea. Si una exoluna calentada por las mareas se calienta lo suficiente por las mareas y está lo suficientemente distante de su estrella como para que la luz de la luna no se ahogue, sería posible que un telescopio como el Telescopio Espacial James Webb pudiera obtener imágenes de ella. [20]
La espectroscopia Doppler es un método de detección indirecta que mide el cambio de velocidad y el cambio del espectro estelar resultante asociado con un planeta en órbita. [21] Este método también se conoce como método de velocidad radial. Tiene más éxito en las estrellas de la secuencia principal. Los espectros de exoplanetas se han recuperado parcialmente con éxito en varios casos, incluidos HD 189733 b y HD 209458 b . La calidad de los espectros recuperados se ve significativamente más afectada por el ruido que el espectro estelar. Como resultado, la resolución espectral y el número de características espectrales recuperadas es mucho menor que el nivel requerido para realizar la espectroscopia Doppler del exoplaneta.
Durante su órbita, la ionosfera de Io interactúa con la magnetosfera de Júpiter , para crear una corriente de fricción que provoca emisiones de ondas de radio. Se denominan "emisiones decamétricas controladas por Io" y los investigadores creen que encontrar emisiones similares cerca de exoplanetas conocidos podría ser clave para predecir dónde existen otras lunas. [22]
En 2002, Cheongho Han y Wonyong Han propusieron utilizar microlentes para detectar exolunas. [23] Los autores encontraron que detectar señales de satélite en curvas de luz de lentes será muy difícil porque las señales están seriamente borradas por el severo efecto de fuente finita, incluso para eventos relacionados con estrellas fuente con radios angulares pequeños.
En 2008, Lewis, Sackett y Mardling [24] de la Universidad de Monash , Australia, propusieron utilizar la sincronización del púlsar para detectar las lunas de los planetas púlsar . Los autores aplicaron su método al caso de PSR B1620-26 b y descubrieron que se podía detectar una luna estable orbitando este planeta, si la luna tenía una separación de aproximadamente una quincuagésima parte de la de la órbita del planeta alrededor del púlsar y una relación de masa con respecto al planeta del 5% o más.
En 2007, los físicos A. Simon, K. Szatmáry y Gy. M. Szabó publicó una nota de investigación titulada 'Determinación del tamaño, masa y densidad de “exolunas” a partir de variaciones fotométricas del tiempo de tránsito”. [25]
En 2009, David Kipping publicó un artículo [3] [26] que describe cómo, al combinar múltiples observaciones de variaciones en el tiempo de tránsito medio (TTV, causado por el planeta que va delante o detrás del baricentro del sistema planeta-luna cuando el par está orientado aproximadamente perpendicular a la línea de visión) con variaciones de la duración del tránsito (TDV, causada por el movimiento del planeta a lo largo de la trayectoria de tránsito en relación con el baricentro del sistema planeta-luna cuando el eje luna-planeta se encuentra aproximadamente a lo largo de la línea de visión) Se produce una firma de exoluna única. Además, el trabajo demostró cómo se pueden determinar tanto la masa de la exoluna como su distancia orbital al planeta utilizando ambos efectos.
En un estudio posterior, Kipping concluyó que el Telescopio Espacial Kepler [27] podría detectar exolunas de zonas habitables utilizando los efectos TTV y TDV.
Cuando un exoplaneta pasa frente a su estrella anfitriona, se puede observar una pequeña caída en la luz recibida de la estrella. El método de tránsito es actualmente el método más exitoso y con mayor capacidad de respuesta para detectar exoplanetas. Este efecto, también conocido como ocultación, es proporcional al cuadrado del radio del planeta. Si un planeta y una luna pasan frente a una estrella anfitriona, ambos objetos deberían producir una caída en la luz observada. [28] También puede ocurrir un eclipse planeta-luna [29] durante el tránsito, pero tales eventos tienen una probabilidad inherentemente baja.
Si se obtienen imágenes directas del planeta anfitrión, entonces se pueden observar los tránsitos de una exoluna. Cuando una exoluna pasa frente al planeta anfitrión, se puede detectar una pequeña caída en la luz recibida del planeta fotografiado directamente. [29] Se predice que las exolunas de exoplanetas y planetas flotantes de imágenes directas tendrán una alta probabilidad de tránsito y tasa de ocurrencia. Lunas tan pequeñas como Io o Titán deberían poder detectarse con el telescopio espacial James Webb utilizando este método, pero este método de búsqueda requiere una cantidad sustancial de tiempo de observación. [13]
Si se sostiene una botella de vidrio a contraluz, es más fácil ver a través del centro del vidrio que cerca de los bordes. De manera similar, una secuencia de muestras de la posición de una luna estará más agrupada en los bordes de la órbita lunar de un planeta que en el medio. Si una luna orbita un planeta que transita por su estrella, entonces la luna también transitará por la estrella y esta acumulación en los bordes puede ser detectable en las curvas de luz de tránsito si se realiza un número suficiente de mediciones. Cuanto más grande es la estrella, mayor es el número de mediciones necesarias para crear agrupaciones observables. Los datos del telescopio Kepler pueden contener datos suficientes para detectar lunas alrededor de enanas rojas utilizando efectos de muestreo orbital, pero no tendrán datos suficientes para estrellas similares al Sol. [30] [31]
La atmósfera de las enanas blancas puede estar contaminada con metales y, en algunos casos, las enanas blancas están rodeadas por un disco de escombros . Por lo general, esta contaminación es causada por asteroides o cometas , pero en el pasado también se propusieron exolunas perturbadas por las mareas como fuente de contaminación de las enanas blancas. [32] En 2021, Klein y sus colaboradores descubrieron que las enanas blancas GD 378 y GALEXJ2339 tenían una contaminación inusualmente alta con berilio . Los investigadores concluyen que los átomos de oxígeno , carbono o nitrógeno deben haber sido sometidos a colisiones de MeV con protones para crear este exceso de berilio. [33] En un escenario propuesto, el exceso de berilio es causado por una exoluna perturbada por las mareas. En este escenario, existe un disco de hielo en formación de luna alrededor de un planeta gigante , que orbita alrededor de la enana blanca. El fuerte campo magnético de un planeta tan gigante acelera las partículas del viento estelar , como los protones, y las dirige hacia el disco. El protón acelerado choca con el hielo de agua en el disco, creando elementos como berilio, boro y litio en una reacción de espalación . Estos tres elementos son relativamente raros en el universo ya que se destruyen en el proceso de fusión estelar. Una luna pequeña que se forme en este tipo de disco tendría una mayor abundancia de berilio, boro y litio. El estudio también predijo que las lunas de tamaño mediano de Saturno , por ejemplo Mimas , deberían enriquecerse en Be, B y Li. [34]
Actualmente hay varias misiones en marcha que utilizan algunos de los métodos descritos anteriormente, que encontrarán muchas más exolunas candidatas y podrán confirmar o refutar algunas candidatas. Se espera que PLATO , por ejemplo, se lance en 2026.
Como parte de la misión Kepler , el proyecto Hunt for Exoluons with Kepler (HEK) tenía como objetivo detectar exolunas y generó algunos de los candidatos que aún se discuten hoy. [35] [36]
La habitabilidad de las exolunas se ha considerado en al menos dos estudios publicados en revistas revisadas por pares. René Heller y Rory Barnes [37] consideraron la iluminación estelar y planetaria en las lunas, así como el efecto de los eclipses en la iluminación de la superficie promedio de su órbita. También consideraban que el calentamiento de las mareas era una amenaza para su habitabilidad. Insecto. 4 en su artículo, introducen un nuevo concepto para definir las órbitas habitables de las lunas. Refiriéndose al concepto de zona habitable circunestelar para los planetas, definen un borde interior para que una luna sea habitable alrededor de un determinado planeta y lo llaman el "borde habitable" circunplanetario. Las lunas más cercanas a su planeta que el borde habitable son inhabitables. En un segundo estudio, René Heller [38] incluyó en este concepto el efecto de los eclipses, así como las limitaciones de la estabilidad orbital de un satélite. Descubrió que, dependiendo de la excentricidad orbital de una luna, existe una masa mínima para que las estrellas alberguen lunas habitables de alrededor de 0,2 masas solares.
Tomando como ejemplo la más pequeña Europa , con menos del 1% de la masa de la Tierra, Lehmer et al. Se descubrió que si terminara cerca de la órbita terrestre, solo podría retener su atmósfera durante unos pocos millones de años. Sin embargo, para cualquier luna más grande, del tamaño de Ganímedes , que se aventure en la zona habitable de su sistema solar, se podría retener una atmósfera y agua superficial indefinidamente. Los modelos de formación de lunas sugieren que la formación de lunas aún más masivas que Ganímedes es común en muchos de los exoplanetas superjovianos. [39]
Los exoplanetas del tamaño de la Tierra en la zona habitable alrededor de las enanas M a menudo están fijados por mareas a la estrella anfitriona. Esto tiene el efecto de que un hemisferio siempre mira hacia la estrella, mientras que el otro permanece en la oscuridad. Una exoluna en un sistema enano M no enfrenta este desafío, ya que está bloqueada por las mareas del planeta y recibiría luz para ambos hemisferios. Martínez-Rodríguez et al. Estudió la posibilidad de exolunas alrededor de planetas que orbitan alrededor de enanas M en la zona habitable. Si bien encontraron 33 exoplanetas de estudios anteriores que se encuentran en la zona habitable, solo cuatro podrían albergar exolunas con masa desde la Luna hasta Titán durante escalas de tiempo superiores a 0,8 Gyr ( HIP 12961 b, HIP 57050 b, Gliese 876 b y c). Para este rango de masas, las exolunas probablemente no podrían retener su atmósfera. Los investigadores aumentaron la masa de las exolunas y descubrieron que las exolunas con la masa de Marte alrededor de IL Aquarii byc podrían ser estables en escalas de tiempo superiores a la hora de Hubble . La misión CHEOPS podría detectar exolunas alrededor de las enanas M más brillantes o ESPRESSO podría detectar el efecto Rossiter-McLaughlin causado por las exolunas. Ambos métodos requieren un exoplaneta en tránsito, lo que no es el caso de estos cuatro candidatos. [40]
Al igual que un exoplaneta, una exoluna puede potencialmente quedar bloqueada por mareas en su primario. Sin embargo, dado que la principal de la exoluna es un exoplaneta, continuaría girando en relación con su estrella después de quedar bloqueada por mareas y, por lo tanto, aún experimentaría un ciclo día/noche indefinidamente.
El posible candidato a exoluna que transita por 2MASS J1119-1137AB se encuentra en la zona habitable de su anfitrión (al menos inicialmente hasta que el planeta se enfríe), pero es poco probable que se haya formado vida compleja ya que el sistema tiene solo 10 millones de años. Si se confirma, la exoluna puede ser similar a la Tierra primordial y la caracterización de su atmósfera con el Telescopio Espacial James Webb podría quizás poner límites a la escala de tiempo para la formación de la vida. [13]
{{cite journal}}: Mantenimiento CS1: varios nombres: lista de autores ( enlace )
