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Mini-Neptuno

Concepción artística de un mini-Neptuno o "enano gaseoso"

Un mini-Neptuno (a veces conocido como enano gaseoso o planeta de transición ) es un planeta menos masivo que Neptuno pero similar a él en que tiene una atmósfera espesa de hidrógeno y helio , probablemente con capas profundas de hielo, roca u océanos líquidos (hechos de agua , amoníaco , una mezcla de ambos o volátiles más pesados). [1]

Un enano gaseoso es un planeta gaseoso con un núcleo rocoso que ha acumulado una gruesa capa de hidrógeno, helio y otros volátiles , lo que le confiere un radio total de entre 1,7 y 3,9 radios terrestres (1,7–3,9  R 🜨 ). El término se utiliza en un régimen de clasificación de tres niveles basado en la metalicidad para exoplanetas de período corto , que también incluye a los planetas rocosos de tipo terrestre con menos de 1,7  R 🜨 y a los planetas con más de 3,9  R 🜨 , es decir, gigantes de hielo y gigantes gaseosos . [2]

Propiedades

Los estudios teóricos de estos planetas se basan vagamente en el conocimiento sobre Urano y Neptuno. Sin una atmósfera espesa, se clasificarían como un planeta oceánico . [3] Se estima que la línea divisoria entre un planeta rocoso y un planeta gaseoso es de alrededor de 1,6 a 2,0 radios terrestres. [4] [5] Los planetas con radios mayores y masas medidas son en su mayoría de baja densidad y requieren una atmósfera extendida para explicar simultáneamente sus masas y radios, y las observaciones muestran que los planetas mayores de aproximadamente 1,6 radios terrestres (y más masivos que aproximadamente 6 masas terrestres) contienen cantidades significativas de volátiles o gas H–He, probablemente adquiridos durante la formación. [6] [1] Estos planetas parecen tener una diversidad de composiciones que no se explica bien con una única relación masa-radio como la que se encuentra para los planetas rocosos más densos. [7] [8] [9] [10] [11] [12]

El límite inferior de masa puede variar ampliamente para diferentes planetas dependiendo de sus composiciones; la masa divisoria puede variar desde tan solo uno hasta tan alta como 20 M E . Los planetas gaseosos más pequeños y los planetas más cercanos a su estrella perderán masa atmosférica más rápidamente a través del escape hidrodinámico que los planetas más grandes y los planetas más alejados. [13] [14] [15] Un planeta gaseoso de baja masa aún puede tener un radio similar al de un gigante gaseoso si tiene la temperatura adecuada. [16]

Los planetas similares a Neptuno son considerablemente más raros que los subneptunianos, a pesar de ser apenas un poco más grandes. [17] [18] Este "acantilado de radio" separa a los subneptunianos (radio < 3 radios terrestres) de los neptunianos (radio > 3 radios terrestres). [17] Se cree que esto se debe a que, durante la formación, cuando el gas se acumula, las atmósferas de los planetas de ese tamaño alcanzan las presiones necesarias para forzar el hidrógeno hacia el océano de magma, lo que detiene el crecimiento del radio. Luego, una vez que el océano de magma se satura, el crecimiento del radio puede continuar. Sin embargo, los planetas que tienen suficiente gas para alcanzar la saturación son mucho más raros, porque requieren mucho más gas. [17]

Ejemplos

El planeta extrasolar más pequeño conocido que podría ser un enano gaseoso es Kepler-138d , que es menos masivo que la Tierra pero tiene un volumen 60% mayor y, por lo tanto, tiene una densidad2.1+2,2
-1,2 g/cm3 , lo que indica un contenido sustancial de agua [19] o posiblemente una envoltura de gas gruesa. [20] Sin embargo, evidencia más reciente sugiere que puede ser más denso de lo que se pensaba anteriormente y podría ser un planeta oceánico . [21]

Véase también

Referencias

  1. ^ ab D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. (2016). "Modelos de formación in situ y ex situ de los planetas de Kepler 11". The Astrophysical Journal . 828 (1): id. 33. arXiv : 1606.08088 . Código Bibliográfico :2016ApJ...828...33D. doi : 10.3847/0004-637X/828/1/33 . S2CID  119203398.
  2. ^ Tres regímenes de planetas extrasolares inferidos a partir de las metalicidades de las estrellas anfitrionas, Buchhave et al.
  3. ^ De Mooij, EJW; Brogi, M.; De Kok, RJ; Koppenhöfer, J.; Nefs, SV; Snellen, IAG; Greiner, J.; Hanse, J.; Heinsbroek, RC; Lee, CH; Van Der Werf, PP (2012). "Observaciones de tránsito óptico a infrarrojo cercano de la súper Tierra GJ 1214b: ¿mundo acuático o mini-Neptuno?". Astronomía y Astrofísica . 538 : A46. arXiv : 1111.2628 . Código Bib : 2012A y A...538A..46D. doi :10.1051/0004-6361/201117205.
  4. ^ Fabrycky, Daniel C.; Lissauer, Jack J.; Ragozzine, Darin; Rowe, Jason F.; Steffen, Jason H.; Agol, Eric; Barclay, Thomas; Batalha, Natalie; Borucki, William; Ciardi, David R.; Ford, Eric B.; Gautier, Thomas N.; Geary, John C.; Holman, Matthew J.; Jenkins, Jon M.; Li, Jie; Morehead, Robert C.; Morris, Robert L.; Shporer, Avi; Smith, Jeffrey C.; Still, Martin; Van Cleve, Jeffrey (2014). "ARQUITECTURA DE LOS SISTEMAS MULTITRÁNSITOS DE KEPLER . II. NUEVAS INVESTIGACIONES CON EL DOBLE DE CANDIDATOS". The Astrophysical Journal . 790 (2): 146. arXiv : 1202.6328 . Código Bibliográfico :2014ApJ...790..146F. doi :10.1088/0004-637X/790/2/146.
  5. ^ ¿Cuándo la superficie de un exoplaneta se vuelve similar a la de la Tierra?, blogs.scientificamerican.com, 20 de junio de 2012
  6. ^ D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. (2013). "Cálculos tridimensionales de radiación e hidrodinámica de las envolturas de planetas jóvenes incrustados en discos protoplanetarios". The Astrophysical Journal . 778 (1): 77 (29 pp.). arXiv : 1310.2211 . Código Bibliográfico :2013ApJ...778...77D. doi :10.1088/0004-637X/778/1/77. S2CID  118522228.
  7. ^ Fulton, Benjamin J.; Petigura, Erik A.; Howard, Andrew W.; Isaacson, Howard; Marcy, Geoffrey W.; Cargile, Phillip A.; Hebb, Leslie; Weiss, Lauren M.; Johnson, John Asher; Morton, Timothy D.; Sinukoff, Evan; Crossfield, Ian JM; Hirsch, Lea A. (2017). "El sondeo California-Kepler. III. Una brecha en la distribución del radio de los planetas pequeños". The Astronomical Journal . 154 (3): 109. arXiv : 1703.10375 . Código Bibliográfico :2017AJ....154..109F. doi : 10.3847/1538-3881/aa80eb .
  8. ^ Dressing, Courtney D.; et al. (2015). "LA MASA DE Kepler-93b Y LA COMPOSICIÓN DE LOS PLANETAS TERRESTRES". The Astrophysical Journal . 800 (2): 135. arXiv : 1412.8687 . Bibcode :2015ApJ...800..135D. doi :10.1088/0004-637X/800/2/135.
  9. ^ Rogers, Leslie A. (2015). " LA MAYORÍA DE LOS PLANETAS CON UN RADIO DE 1,6 MM DE LA TIERRA NO SON ROCOSOS". The Astrophysical Journal . 801 (1): 41. arXiv : 1407.4457 . Bibcode :2015ApJ...801...41R. doi :10.1088/0004-637X/801/1/41.
  10. ^ Weiss, Lauren M.; Marcy, Geoffrey W. (2014). "La relación masa-radio para 65 exoplanetas más pequeños que 4 radios terrestres". The Astrophysical Journal . 783 (1): L6. arXiv : 1312.0936 . Código Bibliográfico :2014ApJ...783L...6W. doi :10.1088/2041-8205/783/1/L6.
  11. ^ Marcy, Geoffrey W.; Weiss, Lauren M.; Petigura, Erik A.; Isaacson, Howard; Howard, Andrew W.; Buchhave, Lars A. (2014). "Aparición y estructura de núcleo-envoltura de planetas de 1–4 veces el tamaño de la Tierra alrededor de estrellas similares al Sol". Actas de la Academia Nacional de Ciencias . 111 (35): 12655–12660. arXiv : 1404.2960 . Código Bibliográfico :2014PNAS..11112655M. doi : 10.1073/pnas.1304197111 . PMID  24912169.
  12. ^ Marcy, Geoffrey W.; et al. (2014). "MASAS, RADIOS Y ÓRBITAS DE PEQUEÑOS PLANETAS KEPLER : LA TRANSICIÓN DE PLANETAS GASEOS A PLANETAS ROCOSOS". The Astrophysical Journal Supplement Series . 210 (2): 20. arXiv : 1401.4195 . Bibcode :2014ApJS..210...20M. doi :10.1088/0067-0049/210/2/20.
  13. ^ Feng Tian; Toon, Owen B.; Pavlov, Alexander A.; De Sterck, H. (10 de marzo de 2005). "Escape hidrodinámico transónico de hidrógeno de atmósferas planetarias extrasolares". The Astrophysical Journal . 621 (2): 1049–1060. Bibcode :2005ApJ...621.1049T. CiteSeerX 10.1.1.122.9085 . doi :10.1086/427204. S2CID  6475341. 
  14. ^ Swift, DC; Eggert, JH; Hicks, DG; Hamel, S.; Caspersen, K.; Schwegler, E.; Collins, GW; Nettelmann, N.; Ackland, GJ (2012). "Relaciones masa-radio para exoplanetas". The Astrophysical Journal . 744 (1): 59. arXiv : 1001.4851 . Código Bibliográfico :2012ApJ...744...59S. doi :10.1088/0004-637X/744/1/59.
  15. ^ Martinez, Cintia F.; Cunha, Katia; Ghezzi, Luan; Smith, Verne V. (10 de abril de 2019). "Un análisis espectroscópico de la muestra del sondeo California-Kepler. I. Parámetros estelares, radios planetarios y una pendiente en la brecha del radio". The Astrophysical Journal . 875 (1). American Astronomical Society: 29. arXiv : 1903.00174 . Bibcode :2019ApJ...875...29M. doi : 10.3847/1538-4357/ab0d93 . hdl : 10150/633733 .
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  17. ^ abc "¿Por qué hay tantos exoplanetas subneptunianos?". 17 de diciembre de 2019.
  18. ^ Kite, Edwin S.; Bruce Fegley Jr.; Schaefer, Laura; Ford, Eric B. (2019). "Superabundancia de subneptunos en exoplanetas explicada por una crisis de fugacidad". The Astrophysical Journal Letters . 887 (2): L33. arXiv : 1912.02701 . Código Bibliográfico :2019ApJ...887L..33K. doi : 10.3847/2041-8213/ab59d9 .
  19. ^ Jontof-Hutter, D; Rowe, J; et al. (18 de junio de 2015). "Masa del exoplaneta del tamaño de Marte Kepler-138b a partir del momento del tránsito". Nature . 522 (7556): 321–323. arXiv : 1506.07067 . Código Bibliográfico :2015Natur.522..321J. doi :10.1038/nature14494. PMID  26085271. S2CID  205243944.
  20. ^ Un exoplaneta con la masa de la Tierra no es un gemelo de la Tierra: un planeta gaseoso desafía la suposición de que los planetas con la masa de la Tierra deberían ser rocosos
  21. ^ Timmer, John (15 de diciembre de 2022). «Los científicos podrían haber descubierto los primeros mundos acuáticos». Ars Technica . Consultado el 17 de diciembre de 2022 .

Lectura adicional

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