stringtranslate.com

Objeto de masa planetaria

Las lunas de masa planetaria a escala, comparadas con Mercurio, Venus, la Tierra, Marte y Plutón (los otros objetos de masa planetaria más allá de Neptuno nunca han sido fotografiados de cerca). Se han incluido Proteus y Nereid (aproximadamente del mismo tamaño que la redonda Mimas). No se muestra Dysnomia (de tamaño intermedio entre Tetis y Encélado), que no se ha fotografiado; en cualquier caso, probablemente no sea un cuerpo sólido. [1]

Un objeto de masa planetaria ( PMO ), planemo , [2] o cuerpo planetario es, según la definición geofísica de los objetos celestes , cualquier objeto celeste lo suficientemente masivo como para alcanzar el equilibrio hidrostático , pero no lo suficiente como para sostener la fusión del núcleo como una estrella . [3] [4]

El propósito de este término es clasificar juntos un rango más amplio de objetos celestes que ' planeta ', ya que muchos objetos similares en términos geofísicos no se ajustan a las expectativas convencionales para un planeta. Los objetos de masa planetaria pueden ser bastante diversos en origen y ubicación. Incluyen planetas , planetas enanos , satélites de masa planetaria y planetas flotantes , que pueden haber sido expulsados ​​​​de un sistema ( planetas rebeldes ) o formados a través del colapso de nubes en lugar de acreción ( enanas submarrones ).

Uso en astronomía

Si bien el término técnicamente incluye a los exoplanetas y otros objetos, a menudo se utiliza para objetos de naturaleza incierta o que no encajan en una clase específica. Casos en los que se suele utilizar el término:

Tipos

Satélite de masa planetaria

Satélites de masa planetaria más grandes que Plutón, el planeta enano solar más grande.

Los tres satélites más grandes, Ganimedes , Titán y Calisto, son de tamaño similar o más grandes que el planeta Mercurio ; estos y cuatro más ( Ío , la Luna , Europa y Tritón ) son más grandes y más masivos que los planetas enanos más grandes y masivos, Plutón y Eris . Otra docena de satélites más pequeños son lo suficientemente grandes como para haberse vuelto redondos en algún momento de su historia a través de su propia gravedad, el calentamiento de las mareas de sus planetas progenitores o ambos. En particular, Titán tiene una atmósfera espesa y cuerpos estables de líquido en su superficie, como la Tierra (aunque para Titán el líquido es metano en lugar de agua). Los defensores de la definición geofísica de los planetas argumentan que la ubicación no debería importar y que solo los atributos geofísicos deberían tenerse en cuenta en la definición de un planeta. El término planeta satélite a veces se usa para satélites del tamaño de un planeta. [11]

Planetas enanos

El planeta enano Plutón

Un planeta enano es un objeto de masa planetaria que no es ni un planeta verdadero ni un satélite natural; está en órbita directa de una estrella y es lo suficientemente masivo como para que su gravedad lo comprima en una forma hidrostáticamente equilibrada (generalmente un esferoide), pero no ha despejado la vecindad de otro material alrededor de su órbita. El científico planetario e investigador principal de New Horizons Alan Stern , quien propuso el término "planeta enano", ha argumentado que la ubicación no debería importar y que solo se deben tener en cuenta los atributos geofísicos, y que los planetas enanos son, por lo tanto, un subtipo de planeta. La Unión Astronómica Internacional (UAI) aceptó el término (en lugar del más neutral "planetoide"), pero decidió clasificar a los planetas enanos como una categoría separada de objeto. [12]

Planetas y exoplanetas

Un planeta es un cuerpo astronómico grande y redondeado que generalmente se requiere que esté en órbita alrededor de una estrella , remanente estelar o enana marrón , y no es uno en sí mismo. [13] El Sistema Solar tiene ocho planetas según la definición más restrictiva del término: los planetas terrestres Mercurio , Venus , Tierra y Marte , y los planetas gigantes Júpiter , Saturno , Urano y Neptuno . La mejor teoría disponible sobre la formación de planetas es la hipótesis nebular , que postula que una nube interestelar colapsa a partir de una nebulosa para crear una protoestrella joven orbitada por un disco protoplanetario . Los planetas crecen en este disco por la acumulación gradual de material impulsada por la gravedad , un proceso llamado acreción .

Ex estrellas

En sistemas binarios estelares cercanos , una de las estrellas puede perder masa ante una compañera más pesada. Los púlsares alimentados por acreción pueden provocar la pérdida de masa. La estrella en contracción puede entonces convertirse en un objeto de masa planetaria. Un ejemplo es un objeto con masa de Júpiter que orbita alrededor del púlsar PSR J1719−1438 . [14] Estas enanas blancas encogidas pueden convertirse en un planeta de helio o un planeta de carbono .

Enanas submarrones

Impresión artística de un superJúpiter alrededor de la enana marrón 2M1207 . [15]

Las estrellas se forman a través del colapso gravitacional de nubes de gas, pero también pueden formarse objetos más pequeños a través del colapso de nubes . Los objetos de masa planetaria formados de esta manera a veces se denominan enanas submarrones. Las enanas submarrones pueden flotar libremente, como Cha 110913−773444 [16] y OTS 44 [17], o orbitar un objeto más grande, como 2MASS J04414489+2301513 .

Los sistemas binarios de enanas submarrones son teóricamente posibles; inicialmente se pensó que Oph 162225-240515 era un sistema binario de una enana marrón de 14 masas de Júpiter y una enana submarrón de 7 masas de Júpiter, pero observaciones posteriores revisaron las masas estimadas a más de 13 masas de Júpiter, lo que las convierte en enanas marrones según las definiciones de trabajo de la IAU. [18] [19] [20]

Planetas capturados

Los planetas rebeldes en cúmulos estelares tienen velocidades similares a las de las estrellas y, por lo tanto, pueden ser recapturados. Por lo general, se capturan en órbitas amplias de entre 100 y 10 5 UA. La eficiencia de captura disminuye con el aumento del volumen del cúmulo y, para un tamaño de cúmulo determinado, aumenta con la masa de la estrella anfitriona/primaria. Es casi independiente de la masa planetaria. Se pueden capturar uno o varios planetas en órbitas arbitrarias no alineadas, no coplanares entre sí o con el giro de la estrella anfitriona o con un sistema planetario preexistente. [21]

Planetas rebeldes

Varias simulaciones por computadora de la formación de sistemas estelares y planetarios han sugerido que algunos objetos de masa planetaria serían expulsados ​​al espacio interestelar . [22] Estos objetos suelen denominarse planetas rebeldes .

Véase también

Referencias

  1. ^ Brown, Michael E.; Butler, Bryan (julio de 2023). "Masas y densidades de planetas enanos satélites medidas con ALMA". The Planetary Science Journal . 4 (10): 11. arXiv : 2307.04848 . Código Bibliográfico :2023PSJ.....4..193B. doi : 10.3847/PSJ/ace52a .
  2. ^ Weintraub, David A. (2014). ¿Es Plutón un planeta?: Un viaje histórico a través del sistema solar. Princeton University Press. pág. 226. ISBN 978-1400852970.
  3. ^ Basri, Gibor; Brown, EM (mayo de 2006). "De planetesimales a enanas marrones: ¿qué es un planeta?". Revista anual de ciencias de la Tierra y planetarias . 34 : 193–216. arXiv : astro-ph/0608417 . Código Bibliográfico :2006AREPS..34..193B. doi :10.1146/annurev.earth.34.031405.125058. S2CID  : 119338327.
  4. ^ Stern, S. Alan; Levison, Harold F. (2002). Rickman, H. (ed.). "En relación con los criterios de planetariedad y los esquemas de clasificación planetaria propuestos". Lo más destacado de la astronomía . 12 . San Francisco, CA: Astronomical Society of the Pacific: 208. Bibcode :2002HiA....12..205S. doi : 10.1017/S1539299600013289 . ISBN 978-1-58381-086-6.
  5. ^ Gagné, Jonathan; Allers, Katelyn N.; Theissen, Christopher A.; Faherty, Jacqueline K.; Bardalez Gagliuffi, Daniella; Artigau, Étienne (1 de febrero de 2018). "2MASS J13243553+6358281 es un objeto planetario de masa tipo T temprano en el grupo móvil AB Doradus". The Astrophysical Journal . 854 (2): L27. arXiv : 1802.00493 . Código Bibliográfico :2018ApJ...854L..27G. doi : 10.3847/2041-8213/aaacfd . ISSN  0004-637X.
  6. ^ Best, William MJ; Liu, Michael C.; Magnier, Eugene A.; Bowler, Brendan P.; Aller, Kimberly M.; Zhang, Zhoujian; Kotson, Michael C.; Burgett, WS; Chambers, KC; Draper, PW; Flewelling, H.; Hodapp, KW; Kaiser, N.; Metcalfe, N.; Wainscoat, RJ (1 de marzo de 2017). "Una búsqueda de enanas de transición L/T con Pan-STARRS1 y WISE. III. Descubrimientos de enanas L jóvenes y catálogos de movimiento propio en Tauro y Escorpio-Centauro". The Astrophysical Journal . 837 (1): 95. arXiv : 1702.00789 . Código Bibliográfico :2017ApJ...837...95B. doi : 10.3847/1538-4357/aa5df0 . ISSN  0004-637X.
  7. ^ Scholz, Aleks; Muzic, Koraljka; Jayawardhana, Ray; Almendros-Abad, Víctor; Wilson, Isaac (1 de mayo de 2023). "Discos alrededor de objetos jóvenes de masa planetaria: imágenes ultraprofundas de Spitzer de NGC 1333". La Revista Astronómica . 165 (5): 196. arXiv : 2303.12451 . Código Bib : 2023AJ....165..196S. doi : 10.3847/1538-3881/acc65d . ISSN  0004-6256.
  8. ^ Miles, Brittany E.; Biller, Beth A.; Patapis, Polychronis; Worthen, Kadin; Rickman, Emily; Hoch, Kielan KW; Skemer, Andrew; Perrin, Marshall D.; Whiteford, Niall; Chen, Christine H.; Sargent, B.; Mukherjee, Sagnick; Morley, Caroline V.; Moran, Sarah E.; Bonnefoy, Mickael (1 de marzo de 2023). "El programa científico de lanzamiento temprano del JWST para observaciones directas de sistemas exoplanetarios II: un espectro de 1 a 20 μm del compañero de masa planetaria VHS 1256-1257 b". The Astrophysical Journal . 946 (1): L6. arXiv : 2209.00620 . Código Bibliográfico :2023ApJ...946L...6M. doi : 10.3847/2041-8213/acb04a . ISSN  0004-637X.
  9. ^ Faherty, Jacqueline K.; Gagné, Jonathan; Popinchalk, Mark; Vos, Johanna M.; Burgasser, Adam J.; Schümann, Jörg; Schneider, Adam C.; Kirkpatrick, J. Davy; Meisner, Aaron M.; Kuchner, Marc J.; Bardalez Gagliuffi, Daniella C.; Marocco, Federico; Caselden, Dan; Gonzales, Eileen C.; Rothermich, Austin (1 de diciembre de 2021). "Un compañero de masa planetaria amplia descubierto a través del proyecto de ciencia ciudadana Backyard Worlds: Planet 9". The Astrophysical Journal . 923 (1): 48. arXiv : 2112.04678 . Código Bibliográfico :2021ApJ...923...48F. doi : 10.3847/1538-4357/ac2499 . ISSN  0004-637X.
  10. ^ Fontanive, Clémence; Allers, Katelyn N.; Pantoja, Blake; Biller, Beth; Dubber, Sophie; Zhang, Zhoujian; Dupuy, Trent; Liu, Michael C.; Albert, Loïc (1 de diciembre de 2020). "Un compañero de masa planetaria amplia para una enana marrón joven de baja masa en Ofiuco". The Astrophysical Journal . 905 (2): L14. arXiv : 2011.08871 . Código Bibliográfico :2020ApJ...905L..14F. doi : 10.3847/2041-8213/abcaf8 . ISSN  0004-637X.
  11. ^ Villard, Ray (14 de mayo de 2010). "¿Deberían las lunas grandes llamarse 'planetas satélite'?". Discovery News. Archivado desde el original el 16 de mayo de 2010. Consultado el 4 de noviembre de 2011 .
  12. ^ "Resolución B5 Definición de planeta en el Sistema Solar" (PDF) . Asamblea General de la UAI de 2006 . Unión Astronómica Internacional . Consultado el 26 de enero de 2008 .
  13. ^ Lecavelier des Etangs, A.; Lissauer, Jack J. (1 de junio de 2022). «La definición de trabajo de la IAU de un exoplaneta». New Astronomy Reviews . 94 : 101641. arXiv : 2203.09520 . Código Bibliográfico :2022NewAR..9401641L. doi :10.1016/j.newar.2022.101641. ISSN  1387-6473. S2CID  247065421. Archivado desde el original el 13 de mayo de 2022 . Consultado el 13 de mayo de 2022 .
  14. ^ Bailes, M.; Bates, SD; Bhalerao, V.; Bhat, NDR; et al. (2011). "Transformación de una estrella en un planeta en un sistema binario pulsar de milisegundos". Science . 333 (6050): 1717–20. arXiv : 1108.5201 . Bibcode :2011Sci...333.1717B. doi :10.1126/science.1208890. PMID  21868629. S2CID  206535504.
  15. ^ "Vista artística de un superjúpiter alrededor de una enana marrón (2M1207)". ESA/Hubble . 19 de febrero de 2016. Archivado desde el original el 17 de abril de 2021 . Consultado el 22 de febrero de 2016 .
  16. ^ Luhman, KL; Adame, Lucía; D'Alessio, Paola; Calvet, Nuria (2005). "Descubrimiento de una enana marrón de masa planetaria con un disco circunestelar". Astrophysical Journal . 635 (1): L93. arXiv : astro-ph/0511807 . Código Bibliográfico :2005ApJ...635L..93L. doi :10.1086/498868. S2CID  11685964.
    • Whitney Clavin (29 de noviembre de 2005). "¿Un planeta con planetas? Spitzer encuentra un bicho raro cósmico". NASA (nota de prensa). Archivado desde el original el 11 de octubre de 2012. Consultado el 29 de julio de 2022 .
  17. ^ Joergens, V.; Bonnefoy, M.; Liu, Y.; Bayo, A.; et al. (2013). "OTS 44: Disco y acreción en el borde planetario". Astronomía y Astrofísica . 558 (7): L7. arXiv : 1310.1936 . Código Bibliográfico :2013A&A...558L...7J. doi :10.1051/0004-6361/201322432. S2CID  118456052.
  18. ^ Close, Laird M.; Zuckerman, B.; Song, Inseok; Barman, Travis; et al. (2007). "La binaria enana marrón ancha Oph 1622–2405 y el descubrimiento de una binaria ancha de baja masa en Ophiuchus (Oph 1623–2402): ¿Una nueva clase de binarias anchas jóvenes en evaporación?". Astrophysical Journal . 660 (2): 1492–1506. arXiv : astro-ph/0608574 . Bibcode :2007ApJ...660.1492C. doi :10.1086/513417. S2CID  15170262.
  19. ^ Luhman, Kevin L. ; Allers, Katelyn N.; Jaffe, Daniel T.; Cushing, Michael C.; Williams, Kurtis A.; Slesnick, Catherine L.; Vacca, William D. (abril de 2007). "Ofiuco 1622-2405: no es un sistema binario de masa planetaria". The Astrophysical Journal . 659 (2): 1629–1636. arXiv : astro-ph/0701242 . Código Bibliográfico :2007ApJ...659.1629L. doi :10.1086/512539. S2CID  11153196.
  20. ^ Britt, Robert Roy (10 de septiembre de 2004). "Probable primera fotografía de un planeta más allá del sistema solar". Espacio . Archivado desde el original el 27 de enero de 2011 . Consultado el 23 de agosto de 2008 .
  21. ^ Sobre el origen de los planetas en órbitas muy amplias a partir de la recuperación de planetas que flotan libremente Archivado el 12 de abril de 2022 en Wayback Machine , Hagai B. Perets, MBN Kouwenhoven, 2012
  22. ^ Lissauer, JJ (1987). "Escalas de tiempo para la acreción planetaria y la estructura del disco protoplanetario". Icarus . 69 (2): 249–265. Bibcode :1987Icar...69..249L. doi :10.1016/0019-1035(87)90104-7. hdl : 2060/19870013947 .