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Planeta rebelde

Este vídeo muestra una impresión artística del planeta flotante CFBDSIR J214947.2-040308.9 .

Un planeta rebelde , también denominado planeta flotante libre ( FFP ) u objeto aislado de masa planetaria ( iPMO ), es un objeto interestelar de masa planetaria que no está ligado gravitacionalmente a ninguna estrella o enana marrón . [1] [2] [3] [4]

Los planetas rebeldes pueden tener su origen en sistemas planetarios en los que se forman y luego son expulsados, o también pueden formarse por sí solos, fuera de un sistema planetario. La Vía Láctea por sí sola puede tener entre miles de millones y billones de planetas rebeldes, un rango que el futuro telescopio espacial Nancy Grace Roman 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 puede haber sido expulsado y convertirse en un planeta rebelde o formarse por sí solo para convertirse en una enana submarrón. [8]

Terminología

Los dos primeros artículos de descubrimiento 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 errante se utiliza con más frecuencia para estudios de microlente, que también suelen 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 errante, [16] planeta sin estrellas, [17] planeta errante [18] y planeta flotante libre [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 Keck en el cúmulo σ Orionis . [9] La espectroscopia de los objetos en la Nebulosa de Orión se publicó en 2001. [20] Ambos equipos europeos son reconocidos ahora por sus descubrimientos casi simultáneos. [21] En 1999, el equipo japonés Oasa et al. descubrió objetos en Chamaeleon I [22] que fueron confirmados espectroscópicamente años después en 2004 por el equipo estadounidense Luhman et al. [23]

Observación

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

Hay dos técnicas para descubrir planetas que flotan libremente: imágenes directas y microlente.

Microlente

El astrofísico Takahiro Sumi de la Universidad de Osaka en Japón y sus colegas, que forman parte de las colaboraciones Microlensing Observations in Astrophysics y Optical Gravitational Lensing Experiment , publicaron su estudio de microlente en 2011. Observaron 50 millones de estrellas en la Vía Láctea utilizando el telescopio MOA-II de 1,8 metros (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 de un tamaño similar al de Júpiter sin una 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 en la Vía Láctea. [24] [25] [26] 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. [27] Un estudio de 2017 realizado por Przemek Mróz del Observatorio de la Universidad de Varsovia y colegas, con estadísticas seis veces mayores que el estudio de 2011, indica un límite superior de planetas flotantes o de órbita amplia con la masa de Júpiter de 0,25 planetas por estrella de secuencia principal en la Vía Láctea. [28]

En septiembre de 2020, los astrónomos que utilizan técnicas de microlente informaron la detección , por primera vez, de un planeta rebelde con una masa similar a la de la Tierra (llamado OGLE-2016-BLG-1928 ) no ligado a ninguna estrella y que flota libremente en la Vía Láctea . [15] [29] [30]


Imágenes directas

El objeto planetario frío WISE J0830+2837 (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 solo 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 imágenes directas . Para determinar la masa de una enana marrón o iPMO, se necesita, por ejemplo, la luminosidad y la edad de un objeto. [31] Determinar la edad de un objeto de baja masa ha demostrado ser difícil. No es de extrañar que la gran mayoría de iPMO se encuentren dentro de regiones jóvenes cercanas de formación estelar de las que los astrónomos conocen su edad. Estos objetos son más jóvenes que 200 millones de años, son masivos (>5 M J ) [4] y pertenecen a las enanas L y T . [32] [33] Sin embargo, existe una pequeña muestra creciente de enanas Y frías y viejas que tienen masas estimadas de 8-20 M J . [34] Los candidatos a planetas rebeldes cercanos de tipo espectral Y incluyen WISE 0855−0714 a una distancia de7,27 ± 0,13 años luz . [35] Si esta muestra de enanas Y se puede caracterizar con mediciones más precisas o si se puede encontrar una forma de caracterizar mejor sus edades, el número de iPMO antiguas y frías probablemente aumentará significativamente.

Los primeros iPMO se descubrieron a principios de la década de 2000 mediante imágenes directas dentro de regiones de formación estelar joven. [36] [9] [20] Estos iPMO encontrados mediante imágenes directas se formaron probablemente como estrellas (a veces llamadas enanas submarrones). Puede haber iPMO que se formen como un planeta, que 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 tienen alta metalicidad . [21] Ninguno de los iPMO encontrados dentro de regiones de formación estelar joven muestra una alta velocidad en comparación con su región de formación estelar. Para iPMO viejos, el frío WISE J0830+2837 [37] muestra una V tan de aproximadamente 100 km/s, que es alta, pero aún consistente con la formación en nuestra galaxia. En el caso de WISE 1534–1043 [38], un escenario alternativo explica que este objeto es un exoplaneta expulsado debido a su elevada velocidad tangente de unos 200 km/s, pero su color sugiere que se trata de una antigua enana marrón pobre en metales. La mayoría de los astrónomos que estudian iPMO masivos creen que representan el extremo de baja masa del proceso de formación estelar. [21]

Los astrónomos han utilizado el Observatorio Espacial Herschel y el Very Large Telescope para observar un objeto muy joven de masa planetaria que flota libremente, OTS 44 , y demostrar que los procesos que caracterizan el modo canónico de formación similar a una estrella se aplican a objetos aislados de hasta unas pocas masas de Júpiter. Las observaciones de infrarrojo lejano de Herschel han demostrado que OTS 44 está rodeado por un disco de al menos 10 masas terrestres y, por lo tanto, podría llegar a formar un minisistema planetario. [39] Las observaciones espectroscópicas de OTS 44 con el espectrógrafo SINFONI en el Very Large Telescope han revelado que el disco está acrecentando materia de forma activa, de forma similar a los discos de las estrellas jóvenes. [39]

Binarios

El primer descubrimiento de un sistema binario de masa planetaria resuelto fue 2MASS J1119–1137AB . Sin embargo, existen otros sistemas binarios conocidos, como 2MASS J1553022+153236AB, [40] [41] WISE 1828+2650 , WISE 0146+4234 , WISE J0336−0143 (también podría ser un sistema binario de enana marrón y objeto de masa planetaria (BD+PMO)), NIRISS-NGC1333-12 [42] y varios objetos descubiertos por Zhang et al. [41]

En la Nebulosa de Orión se descubrió una población de 40 sistemas binarios de gran tamaño y 2 sistemas triples. Esto fue sorprendente por dos razones: la tendencia de los sistemas binarios de enanas marrones predijo una disminución de la distancia entre objetos de baja masa a medida que la masa disminuye. También se predijo que la fracción de sistemas binarios disminuye con la masa. Estos sistemas binarios se denominaron objetos binarios con masa de Júpiter (JuMBO). Constituyen al menos el 9% de los iPMO y tienen una separación menor a 340 UA . [43] No está claro cómo se formaron estos JuMBO, pero un estudio extenso sostuvo que se formaron in situ, como las estrellas. [44] Si se formaron como estrellas, entonces debe haber un "ingrediente extra" desconocido que les permitió formarse. Si se formaron como planetas y luego fueron expulsados, entonces debe explicarse por qué estos sistemas binarios no se desintegraron durante el proceso de expulsión. Las mediciones futuras con el JWST podrían resolver si estos objetos se formaron como planetas expulsados ​​o como estrellas. [43] Un estudio realizado por Kevin Luhman volvió a analizar los datos de NIRCam y descubrió que la mayoría de los JuMBO no aparecían en su muestra de objetos subestelares. Además, el color era consistente con fuentes de fondo enrojecidas o fuentes de baja relación señal-ruido. Solo JuMBO 29 se identifica como un buen candidato en este trabajo. [45] JuMBO 29 también se observó con NIRSpec y un componente se identificó como una fuente joven M8. [46] Este tipo espectral es consistente con una masa baja para la edad de la Nebulosa de Orión. [45]

Número total de iPMO conocidas

Es probable que existan cientos [47] [43] de candidatos conocidos a iPMO, más de cien [48] [49] [50] objetos con espectros y un número pequeño pero creciente de candidatos descubiertos mediante microlente. Algunos estudios de gran envergadura incluyen:

En diciembre de 2021 se descubrió el grupo más grande de planetas rebeldes hasta la fecha, con al menos 70 y hasta 170, dependiendo de la edad asumida. Se encuentran en la asociación OB entre Upper Scorpius y Ophiuchus, con masas entre 4 y 13 M J y una edad de alrededor de 3 a 10 millones de años, y lo más probable es que se formaran por colapso gravitacional de nubes de gas o por formación en un disco protoplanetario seguido de eyección debido a inestabilidades dinámicas . [47] [16] [51] [18] Las 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 entre 3 y 14 M J , lo que confirma que son efectivamente objetos de masa planetaria. [50]

En octubre de 2023, el JWST descubrió un grupo aún más grande de 540 candidatos a objetos de masa planetaria en el cúmulo del Trapecio y en el interior de la nebulosa de Orión. Los objetos tienen una masa de entre 13 y 0,6 M J . Una cantidad sorprendente de estos objetos formaron sistemas binarios amplios, algo que no se había previsto. [43]

Formación

En general, existen dos escenarios que pueden llevar a la formación de un objeto aislado de masa planetaria (iPMO, por sus siglas en inglés). 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 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 a través del colapso y la fragmentación de nubes moleculares a partir de modelos en 2001. [52] Las observaciones previas al JWST han demostrado que es poco probable que los objetos por debajo de 3-5 M J se formen por sí solos. [4] Las observaciones en 2023 en el Cúmulo del Trapecio con JWST han demostrado que los objetos tan masivos como 0,6 M J podrían formarse por sí solos, sin requerir una masa de corte pronunciada. [43] Se cree que un tipo particular de glóbulo , llamado globulettes, son los lugares de nacimiento de las enanas marrones y los objetos de masa planetaria. Las globulettes se encuentran en la Nebulosa Roseta y en IC 1805. [ 53] A veces, los iPMO jóvenes todavía están rodeados por un disco que podría formar exolunas . Debido a la órbita estrecha de este tipo de exoluna alrededor de su planeta anfitrión, tienen una alta probabilidad del 10-15% de estar en tránsito . [54]

Discos

Algunas regiones de formación estelar muy jóvenes, típicamente menores de 5 millones de años, a veces contienen objetos aislados de masa planetaria con exceso de infrarrojo y signos de acreción . El más conocido es el iPMO OTS 44 descubierto por tener un disco y estar ubicado en Chamaeleon I. Charmaeleon I y II tienen otros iPMO candidatos con discos. [55] [56] [32] Otras regiones de formación estelar con iPMO con discos o acreción son Lupus I, [56] Complejo de Nubes Rho Ophiuchi , [57] cúmulo Sigma Orionis, [58] Nebulosa de Orión, [59] Tauro , [57] [60] NGC 1333 [61] e IC 348. [ 62] Un gran estudio de 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 los discos ya hayan formado planetas. [57] 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 M J , que está cerca del régimen de masa planetaria. [63] Estudios recientes del cercano objeto de masa planetaria 2MASS J11151597+1937266 encontraron que este iPMO cercano está rodeado por un disco. Muestra signos de acreción del disco y también exceso de infrarrojos. [64]

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.) [65] y su masa media depende de la masa de su estrella anfitriona. Las simulaciones de Ma et al. [65] mostraron que el 17,5% de las estrellas de 1 M ☉ eyectan un total de 16,8 M E por estrella con una masa típica ( mediana ) de 0,8 M E para un planeta flotante libre individual (FFP). Para las enanas rojas de menor masa con una masa de 0,3 M ☉ el 12% de las estrellas eyectan 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. [66] predijeron que las exolunas pueden dispersarse por interacciones planeta-planeta y convertirse en exolunas eyectadas. Se predice que son posibles las exolunas eyectadas de mayor masa (0,3-1 M J ), pero también se predice que son raras. [65] La eyección de un planeta puede ocurrir por dispersión planeta-planeta o debido a un sobrevuelo estelar. Otra posibilidad es la eyección de un fragmento de un disco que luego se forma en un objeto de masa planetaria. [67] Otro escenario sugerido es la eyección de planetas en una órbita circumbinaria inclinada . Las interacciones con el binario central y los planetas entre sí pueden conducir a la eyección del planeta de menor masa en el sistema. [68]

Otros escenarios

Si un embrión estelar o enano marrón experimenta una detención de su acreción, podría permanecer con una masa lo suficientemente baja como para convertirse en un objeto de masa planetaria. Tal detención de la acreción podría ocurrir si el embrión es expulsado o si su disco circunestelar experimenta fotoevaporación cerca de estrellas O. Los objetos que se formaron a través del escenario del embrión expulsado tendrían un disco más pequeño o ninguno y la fracción de sistemas binarios disminuye para tales objetos. También podría ser que los objetos de masa planetaria que flotan libremente se originen a partir de una combinación de escenarios. [67]

Destino

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

Algunos iPMO tendrán un encuentro cercano con un sistema planetario . Este raro encuentro puede tener tres resultados: el iPMO permanecerá sin ligar, podría estar débilmente ligado 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 con el iPMO estando débilmente ligado con una energía de enlace gravitacional baja y una órbita alargada altamente excéntrica . Estas órbitas no son estables y el 90% de estos objetos ganan energía debido a los encuentros planeta-planeta y son expulsados ​​de nuevo al espacio interestelar. Solo el 1% de todas las estrellas experimentarán esta captura temporal. [69]

Calor

Concepción artística de un planeta rebelde del tamaño de Júpiter

Los planetas interestelares generan poco calor y no son calentados por una estrella. [70] Sin embargo, en 1998, David J. Stevenson teorizó que algunos objetos del tamaño de un planeta a la deriva en el espacio interestelar podrían mantener una atmósfera espesa que no se congelaría. Propuso que estas atmósferas se conservarían gracias a la opacidad de la radiación infrarroja lejana inducida por la presión de una atmósfera espesa que contenga hidrógeno . [71]

Durante la formación de un sistema planetario, varios cuerpos protoplanetarios pequeños pueden ser expulsados ​​del sistema. [72] Un cuerpo expulsado recibiría menos de la 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 evitar el escape del hidrógeno y el helio en su atmósfera. [71] En un objeto del tamaño de la Tierra, la energía geotérmica de la desintegración de radioisótopos residuales del núcleo podría mantener una temperatura superficial por encima del punto de fusión del agua, [71] permitiendo la existencia de océanos de agua líquida. Es probable que estos planetas permanezcan geológicamente activos durante largos períodos. Si tienen magnetosferas protectoras creadas por geodinamos y volcanismo en el fondo marino, los respiraderos hidrotermales podrían proporcionar energía para la vida. [71] 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 de infrarrojo lejano pueden detectarse desde un objeto que esté a menos de 1000 unidades astronómicas de la Tierra. [73] Alrededor del cinco por ciento de los planetas del tamaño de la Tierra con satélites naturales del tamaño de la Luna que hayan sido expulsados ​​conservarían sus satélites después de la expulsión. Un satélite grande sería una fuente de calentamiento geológico de marea significativo . [74]

Lista

La siguiente tabla enumera los planetas rebeldes, confirmados o sospechosos, que se han descubierto. Todavía se desconoce si estos planetas fueron expulsados ​​de la órbita de una estrella o 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 se descubrieron con el método de imágenes directas . Muchos se descubrieron en cúmulos estelares jóvenes o asociaciones estelares y se conocen unos pocos antiguos (como WISE 0855−0714 ). La lista está ordenada por año de descubrimiento.

Descubierto mediante microlente

Estos objetos fueron descubiertos mediante microlente . Los planetas rebeldes descubiertos mediante microlente solo pueden estudiarse mediante el efecto de lente y, a menudo, también son compatibles con exoplanetas en una órbita amplia alrededor de una estrella invisible. [103]

Descubierto a través del tránsito

Véase también

En la ficción

Referencias

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Bibliografía

Enlaces externos

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