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Una exoluna o luna extrasolar es un satélite natural que orbita alrededor de 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 dos exolunas potenciales que pueden orbitar planetas rebeldes mediante microlente . [7] [8] En septiembre de 2019, los astrónomos informaron que las atenuaciones observadas de 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 la vida extraterrestre . [2]
Aunque el uso tradicional implica que las lunas orbitan alrededor de un planeta , el descubrimiento de enanas marrones con satélites del tamaño de planetas difumina 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 (UAI) de que "los objetos con masas reales por debajo de la masa límite para la fusión termonuclear del deuterio que orbitan estrellas, enanas marrones o remanentes estelares y que tienen una relación de masa con el objeto central por debajo de la inestabilidad L4/L5 (M/M central < 2/(25+ √ 621 ) son planetas". [12]
La definición de la UAI no aborda la convención de nombres para los satélites de objetos flotantes que son menos masivos que las enanas marrones y están por debajo del límite de deuterio (los objetos se denominan típicamente planetas flotantes, planetas rebeldes , enanas marrones de baja masa u objetos aislados de masa planetaria). Los satélites de estos objetos se denominan típicamente exolunas en la literatura. [7] [8] [13]
Las exolunas toman su designación de la de su cuerpo original más un número romano en mayúscula ; así, Kepler-1625b orbita alrededor de Kepler-1625 (sinónimo de Kepler-1625a) y a su vez puede ser orbitado por Kepler-1625b I (no se conoce ningún Kepler-1625b II, ni se sabe que I tenga una subluna ).
Las características de cualquier satélite extrasolar pueden variar, al igual que las lunas del Sistema Solar . En el caso de los planetas extrasolares gigantes que orbitan dentro de su zona de habitabilidad estelar , existe la posibilidad de que un satélite del tamaño de un planeta terrestre pueda albergar vida. [14] [15] [ Aclaración necesaria ]
En agosto de 2019, los astrónomos informaron que una exoluna en el sistema de exoplanetas WASP-49b podría ser volcánicamente activa. [16]
En el caso de las lunas de planetas terrestres que se generan por impacto y que no están muy lejos de su estrella y que tienen 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 entre el planeta y la luna es pequeña, puede estar inclinada. En el caso de los gigantes gaseosos , las órbitas de las lunas tenderán a estar alineadas 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 bloqueados por mareas a sus estrellas, la distancia del 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 de 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 la órbita sincrónica de un planeta caerán en espiral hacia el planeta. Por lo tanto, si la órbita sincrónica está fuera de la esfera de Hill, entonces todas las lunas caerán en espiral hacia el planeta. Si la órbita sincrónica no es estable a tres cuerpos , entonces las lunas fuera de este radio escaparán de la órbita antes de alcanzar la órbita sincrónica. [17]
Un estudio sobre la migración inducida por mareas ofreció una explicación factible para esta falta de exolunas. Demostró que la evolución física de los planetas anfitriones (es decir, la estructura y el tamaño internos) juega un papel importante en su destino final: las órbitas sincrónicas pueden convertirse en estados transitorios y las lunas son propensas a estancarse en semiejes mayores semiasintóticos, o incluso a ser expulsadas del sistema, donde pueden aparecer otros efectos. A su vez, esto tendría un gran impacto en la detección de satélites extrasolares. [18]
Se ha teorizado sobre la existencia de exolunas alrededor de muchos exoplanetas . [14] A pesar de los grandes éxitos de los cazadores de planetas con espectroscopia 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 un único punto de masa que se mueve en órbita alrededor de la estrella anfitriona. En reconocimiento de esto, se han propuesto varios otros métodos para detectar exolunas, entre ellos:
La obtención de imágenes directas de un exoplaneta es extremadamente complicada 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 por las fuerzas diferenciales sobre ella. Ío , una luna calentada por las mareas que orbita Júpiter , tiene volcanes alimentados por fuerzas de marea. Si una exoluna calentada por las mareas se calienta lo suficiente por las mareas y está lo suficientemente lejos de su estrella para que la luz de la luna no se vea ahogada, sería posible obtener imágenes de ella con un telescopio como el Telescopio Espacial James Webb . [20]
La espectroscopia Doppler es un método de detección indirecta que mide el cambio de velocidad y el cambio de espectro estelar resultante asociado con un planeta en órbita. [21] Este método también se conoce como el método de velocidad radial. Es más exitoso para las estrellas de secuencia principal. Los espectros de exoplanetas se han recuperado parcialmente con éxito para 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 son mucho menores que el nivel requerido para realizar la espectroscopia Doppler del exoplaneta.
Durante su órbita, la ionosfera de Ío interactúa con la magnetosfera de Júpiter para crear una corriente de fricción que provoca emisiones de ondas de radio. Estas se denominan "emisiones decamétricas controladas por Ío" 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 el uso de microlente para detectar exolunas. [23] Los autores descubrieron que detectar señales satelitales en curvas de luz con efecto lente será muy difícil porque las señales están seriamente difuminadas por el severo efecto de fuente finita incluso para eventos involucrados con estrellas fuente con radios angulares pequeños.
En 2008, Lewis, Sackett y Mardling [24] de la Universidad Monash , Australia, propusieron utilizar la sincronización de púlsares para detectar las lunas de los planetas púlsares . 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 un quincuagésimo de la de la órbita del planeta alrededor del púlsar y una relación de masa con el planeta del 5% o mayor.
En 2007, los físicos A. Simon, K. Szatmáry y Gy. M. Szabó publicaron una nota de investigación titulada 'Determinación del tamaño, la masa y la densidad de las "exolunas" a partir de variaciones fotométricas en el tiempo de tránsito'. [25]
En 2009, David Kipping publicó un artículo [3] [26] en el que se describe cómo, al combinar múltiples observaciones de variaciones en el tiempo de tránsito intermedio (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 planeta que se mueve a lo largo de la trayectoria de dirección del 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 única de exoluna. Además, el trabajo demostró cómo se podían determinar tanto la masa de la exoluna como su distancia orbital desde el planeta utilizando los dos efectos.
En un estudio posterior, Kipping concluyó que las exolunas de la zona habitable podrían ser detectadas por el Telescopio Espacial Kepler [27] utilizando los efectos TTV y TDV.
Cuando un exoplaneta pasa por delante de su estrella anfitriona, se puede observar una pequeña disminución en la luz que recibe de esta. El método de tránsito es actualmente el método más exitoso y eficaz para detectar exoplanetas. Este efecto, también conocido como ocultación, es proporcional al cuadrado del radio del planeta. Si un planeta y una luna pasan por delante de una estrella anfitriona, ambos objetos deberían producir una disminución en la luz observada. [28] También puede ocurrir un eclipse planeta-luna [29] durante el tránsito, pero estos eventos tienen una probabilidad inherentemente baja.
Si se toma una imagen directa del planeta anfitrión, se pueden observar los tránsitos de una exoluna. Cuando una exoluna pasa frente al planeta anfitrión, se puede detectar una pequeña disminución en la luz recibida del planeta directamente fotografiado. [29] Se prevé que las exolunas de exoplanetas y planetas que flotan libremente fotografiados directamente tengan una alta probabilidad de tránsito y una alta tasa de ocurrencia. Lunas tan pequeñas como Ío o Titán deberían ser detectables 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 su estrella, entonces la luna también transitará por la estrella y esta agrupación en los bordes puede detectarse en las curvas de luz de tránsito si se realiza un número suficiente de mediciones. Cuanto más grande sea la estrella, mayor será el número de mediciones necesarias para crear una agrupación observable. Los datos del telescopio Kepler pueden contener suficientes datos para detectar lunas alrededor de enanas rojas utilizando efectos de muestreo orbital, pero no tendrán suficientes datos 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 las exolunas interrumpidas por mareas también se propusieron en el pasado como una fuente de contaminación de enanas blancas. [32] En 2021, Klein y 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 estado sujetos 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 interrumpida por mareas. En este escenario, existe un disco helado formador de lunas alrededor de un planeta gigante , que orbita 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 el berilio, el boro y el 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 forma en este tipo de disco tendría una mayor abundancia de berilio, boro y litio. El estudio también predijo que las lunas de tamaño medio de Saturno , por ejemplo, Mimas , deberían estar enriquecidas en Be, B y Li. [34]
Actualmente hay varias misiones en marcha que utilizan algunos de los métodos descritos anteriormente, que permitirán encontrar muchas más exolunas candidatas y confirmar o refutar algunas de ellas. Se espera que PLATO , por ejemplo, se lance en 2026.
Como parte de la misión Kepler , el proyecto Hunt for Exomoons with Kepler (HEK) tenía como objetivo detectar exolunas y generó algunos de los candidatos que aún se discuten hoy en día. [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 promediada por la órbita. También consideraron el calentamiento por marea como una amenaza para su habitabilidad. En la sección 4 de su artículo, introducen un nuevo concepto para definir las órbitas habitables de las lunas. Refiriéndose al concepto de la 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" circumplanetario. Las lunas más cercanas a su planeta que el borde habitable son inhabitables. En un segundo estudio, René Heller [38] luego incluyó el efecto de los eclipses en este concepto, así como las restricciones 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 a Europa , una luna más pequeña que tiene menos del 1% de la masa de la Tierra, Lehmer et al. descubrieron que si terminara cerca de la órbita terrestre, solo podría mantener su atmósfera durante unos pocos millones de años. Sin embargo, en el caso de cualquier luna más grande, del tamaño de Ganímedes , que se aventure a entrar en la zona habitable de su sistema solar, podría retener una atmósfera y agua en la superficie indefinidamente. Los modelos de formación de lunas sugieren que la formación de lunas incluso más masivas que Ganímedes es común alrededor de muchos de los exoplanetas superjovianos. [39]
Los exoplanetas del tamaño de la Tierra en la zona habitable alrededor de enanas M suelen estar bloqueados por mareas con la estrella anfitriona. Esto tiene el efecto de que un hemisferio siempre está de cara a la estrella, mientras que el otro permanece en la oscuridad. Una exoluna en un sistema enano M no se enfrenta a este desafío, ya que está bloqueada por mareas al planeta y recibiría luz para ambos hemisferios. Martínez-Rodríguez et al. estudiaron la posibilidad de exolunas alrededor de planetas que orbitan 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 de masas de la Luna a Titán para escalas de tiempo superiores a 0,8 mil millones de años ( HIP 12961 b, HIP 57050 b, Gliese 876 b y c). Para este rango de masas, las exolunas probablemente no podrían mantener su atmósfera. Los investigadores aumentaron la masa de las exolunas y descubrieron que las exolunas con la masa de Marte alrededor de IL Aquarii b y c podrían ser estables en escalas de tiempo superiores al tiempo 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 atrapada por mareas con su estrella primaria. Sin embargo, dado que la estrella primaria de la exoluna es un exoplaneta, continuaría rotando en relación con su estrella después de quedar atrapada por mareas y, por lo tanto, seguiría experimentando un ciclo de día/noche indefinidamente.
La posible candidata a exoluna que transita por 2MASS J1119-1137AB se encuentra en la zona habitable de su sistema 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 primigenia 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]
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