Un Júpiter excéntrico es un planeta joviano que orbita su estrella en una órbita excéntrica . [1] Los Júpiter excéntricos pueden descalificar a un sistema planetario de tener planetas similares a la Tierra (aunque no siempre de tener exolunas habitables ) en él, porque un gigante gaseoso masivo con una órbita excéntrica puede expulsar todos los exoplanetas de masa terrestre de la zona habitable , si no del sistema por completo.
Los planetas del sistema solar, a excepción de Mercurio , tienen órbitas con una excentricidad inferior a 0,1. Sin embargo, dos tercios de los exoplanetas descubiertos en 2006 tienen órbitas elípticas con una excentricidad de 0,2 o más. [2] El exoplaneta típico con un período orbital superior a cinco días tiene una excentricidad media de 0,23. [3] El descubrimiento de este tipo de exoplanetas, junto con los Júpiter calientes , ha puesto en tela de juicio algunas teorías ampliamente aceptadas sobre la formación del sistema solar.
El primer exoplaneta clasificado como un Júpiter excéntrico se confirmó en 1996, orbitando alrededor de 16 Cygni. El primer exoplaneta alrededor de una estrella de secuencia principal se descubrió en 51 Pegasi el año anterior. Los cuerpos celestes que giran alrededor de 16 Cygni y 70 Virginis con excentricidades orbitales mayores de 0,5 se consideraron inicialmente enanas marrones, antes de que se pudieran realizar mediciones más precisas de sus masas. [ cita requerida ]
Se han propuesto varias teorías sobre el origen de órbitas con alta excentricidad en comparación con los planetas del sistema solar, que pueden modelarse y analizarse mediante simulación por computadora . Un modelo, denominado "modelo de tirachinas", describe dichas órbitas en el caso de un Júpiter caliente en un sistema multiplanetario.
En cualquier sistema planetario, la órbita de un planeta es inicialmente casi un círculo perfecto, pero si hay tres o más planetas gigantes gaseosos , su órbita probablemente se distorsionará después de un cierto período de tiempo. En algunos casos, un planeta puede ser expulsado del sistema y los planetas restantes caerán en órbitas con una excentricidad muy alta.
Esto se debe a que la energía intercambiada entre los tres planetas durante su revolución se concentra en un planeta específico. Este fenómeno ocurre casi siempre después de un cierto período de tiempo, [ cuantificar ] pero cuando solo hay uno o dos planetas gaseosos gigantes (es decir, solo Júpiter y Saturno en el sistema solar), el sistema es más estable durante la vida útil de una estrella de secuencia principal, y un planeta de este tipo es prácticamente estable en una órbita circular. Por lo tanto, hay un resultado de cálculo de que cada planeta permanece en una órbita circular de forma semipermanente en el sistema solar. Por el contrario, si hay tres o más planetas gaseosos gigantes, el "periodo fijo" se verá muy afectado por la masa y el espaciamiento orbital de los planetas. Si un planeta masivo tiene un espaciamiento orbital estrecho, este periodo será más corto que la vida de la estrella, y el cruce orbital se producirá poco después de la formación del sistema planetario.
Otra teoría propone que la interacción entre planetas gigantes y discos protoplanetarios puede aumentar la excentricidad. [4] Sin embargo, es difícil explicar un planeta excéntrico con una excentricidad superior a 0,4 con este mecanismo. [5] Además, si el planeta está orbitando una estrella perteneciente a un sistema estelar , la gravedad de la estrella compañera puede aumentar la excentricidad orbital. [6]
Se ha propuesto que los Júpiter calientes, cuyas órbitas tienen semiejes mayores mucho más pequeños , evolucionan a partir de gigantes gaseosos en órbitas de alta excentricidad. Por ejemplo, un Júpiter excéntrico puede tener una órbita elíptica alargada con un periapsis de alrededor de 0,05 ua, y experimentar frenado de marea en su aproximación más cercana a su estrella. Como resultado, el planeta se asienta en una órbita aproximadamente circular con un semieje mayor comparable a su periapsis original, y por lo tanto recibe un mayor flujo radiante a lo largo de toda su órbita. Por ejemplo, el planeta excéntrico HD 80606 b tiene una órbita extremadamente elíptica con una distancia de periapsis de 0,03 ua y una distancia de apoapsis de 0,87 ua, y puede ser un cuerpo celeste que está en transición a un Júpiter caliente con un radio orbital de 0,03 ua.
Una limitación de este modelo es que las fuerzas de marea se debilitan rápidamente a distancias orbitales mayores (inversamente proporcionales al cubo de la distancia), lo que requiere que un planeta orbite más cerca de la estrella principal durante un período de tiempo más largo para experimentar un frenado suficiente. A modo de ejemplo, si otro planeta gigante tiene una órbita más distante que el cuerpo celeste que está evolucionando hacia un Júpiter caliente, su gravedad cambiará la distancia del periapsis del planeta interior, y si el cuerpo potencialmente en evolución tiene una órbita estable con un periapsis demasiado distante, la fuerza de marea será casi ineficaz. Además, se han encontrado Júpiter calientes en órbitas ligeramente más distantes, con semiejes mayores de al menos 0,1 ua, pero se necesita otro modelo para explicarlos.
Algunos de los "planetas excéntricos" detectados pueden ser en realidad múltiples planetas con órbitas casi circulares. [7] [8] La mayoría de los planetas excéntricos se han informado basándose en mediciones de velocidad radial utilizando espectroscopia Doppler mediante la cual la excentricidad es directamente medible. En el caso en que el planeta esté en una órbita circular, el patrón de fluctuación de la velocidad radial es una curva sinusoidal simple , pero en el caso de una órbita elíptica, se desvía de la curva sinusoidal y se reconoce como un planeta excéntrico. Sin embargo, una forma de onda tan distorsionada también puede ocurrir debido a la síntesis de fluctuaciones de velocidad radial ( interferencia de onda ) causada por múltiples planetas. Los dos no se pueden distinguir si el muestreo de velocidad radial es insuficiente (el número de veces es pequeño, solo se puede cubrir una parte del período orbital, etc.). En esta situación, se prefiere que el modelo más simple que pueda reproducir las observaciones sea un solo planeta excéntrico en lugar de un sistema multiplanetario.
Debido a estas circunstancias, hay casos en los que las observaciones inicialmente atribuidas a un planeta excéntrico se debieron en realidad a un sistema multiplanetario con planetas en órbitas de baja excentricidad, debido a la acumulación de observaciones y a las mejoras en las técnicas analíticas. Como ejemplo, un estudio que reexaminó 82 sistemas planetarios que supuestamente tenían un solo planeta excéntrico en 2013 encontró que los modelos multiplanetarios eran más precisos que los modelos de un solo planeta; se informaron nueve sistemas multiplanetarios. [9]
Es probable que se produzca una situación en la que se confundan varios sistemas planetarios y planetas excéntricos en los casos en que la distorsión de la forma de onda sea relativamente pequeña, como cuando la excentricidad es de 0,5 o menos cuando se interpreta como un solo planeta. Por otro lado, se considera que es poco probable que un planeta con una excentricidad orbital de 0,5 o más se confunda con un sistema multiplanetario .
Esta es una lista de Júpiter excéntricos: [2]