Clase de planetas de gran masa que orbitan cerca de una estrella
Una impresión artística de un Júpiter caliente orbitando cerca de su estrella.
Los Júpiter calientes (a veces llamados Saturnos calientes ) son una clase de exoplanetas gigantes gaseosos que se infiere que son físicamente similares a Júpiter pero que tienen períodos orbitales muy cortos ( P < 10 días ). [1] La proximidad a sus estrellas y las altas temperaturas de la superficie y la atmósfera dieron lugar a su nombre informal "Júpiter calientes". [2]
Los Júpiter calientes son los planetas extrasolares más fáciles de detectar mediante el método de velocidad radial , porque las oscilaciones que inducen en el movimiento de sus estrellas madre son relativamente grandes y rápidas en comparación con las de otros tipos conocidos de planetas. Uno de los Júpiter calientes más conocidos es 51 Pegasi b . Descubierto en 1995, fue el primer planeta extrasolar encontrado orbitando una estrella similar al Sol . 51 Pegasi b tiene un período orbital de aproximadamente 4 días. [3]
Características generales
Júpiter calientes (a lo largo del borde izquierdo, incluida la mayoría de los planetas detectados mediante el método de tránsito , indicados con puntos negros) descubiertos hasta el 2 de enero de 2014Júpiter caliente con agua oculta [4]
Aunque existe diversidad entre los Júpiter calientes, todos comparten algunas propiedades comunes.
Sus características definitorias son sus grandes masas y períodos orbitales cortos, que abarcan entre 0,36 y 11,8 masas de Júpiter y entre 1,3 y 111 días terrestres. [5] La masa no puede ser mayor que aproximadamente 13,6 masas de Júpiter porque entonces la presión y la temperatura dentro del planeta serían lo suficientemente altas como para causar la fusión de deuterio , y el planeta sería una enana marrón . [6]
La mayoría tienen órbitas casi circulares (bajas excentricidades ). Se cree que sus órbitas se circularizan por perturbaciones de estrellas cercanas o fuerzas de marea . [7] El que permanezcan en estas órbitas circulares durante largos períodos de tiempo o colisionen con sus estrellas anfitrionas depende del acoplamiento de su evolución orbital y física, que están relacionadas a través de la disipación de energía y la deformación por marea. [8]
Muchos de ellos presentan densidades inusualmente bajas. La más baja medida hasta el momento es la de TrES-4b, con 0,222 g/cm 3 . [9] Los grandes radios de los Júpiter calientes aún no se comprenden por completo, pero se cree que las envolturas expandidas pueden atribuirse a una alta irradiación estelar, altas opacidades atmosféricas, posibles fuentes de energía interna y órbitas lo suficientemente cercanas a sus estrellas como para que las capas externas de los planetas superen su límite de Roche y sean atraídas aún más hacia afuera. [9] [10]
Generalmente están bloqueados por mareas, con un lado siempre orientado hacia su estrella anfitriona. [11]
Es probable que tengan atmósferas extremas y exóticas debido a sus períodos cortos, días relativamente largos y bloqueo de mareas . [3]
Los modelos de dinámica atmosférica predicen una fuerte estratificación vertical con vientos intensos y chorros ecuatoriales superrotativos impulsados por el forzamiento radiativo y la transferencia de calor y momento. [12] [13] Los modelos recientes también predicen una variedad de tormentas (vórtices) que pueden mezclar sus atmósferas y transportar regiones calientes y frías de gas. [14]
Se predice que la diferencia de temperatura entre el día y la noche en la fotosfera será sustancial, aproximadamente 500 K (500 °C; 900 °F) para un modelo basado en HD 209458 b . [13]
Parecen ser más comunes alrededor de estrellas de tipo F y G y menos alrededor de estrellas de tipo K. Los Júpiter calientes alrededor de enanas rojas son muy raros. [15] Las generalizaciones sobre la distribución de estos planetas deben tener en cuenta los diversos sesgos observacionales, pero en general su prevalencia disminuye exponencialmente en función de la magnitud estelar absoluta. [16]
Formación y evolución
Existen tres escuelas de pensamiento sobre el posible origen de los Júpiter calientes. Una posibilidad es que se formaron in situ a las distancias a las que se los observa actualmente. Otra posibilidad es que se formaron a cierta distancia pero que luego migraron hacia el interior. Este cambio de posición podría deberse a interacciones con gas y polvo durante la fase de nebulosa solar . También podría ocurrir como resultado de un encuentro cercano con otro objeto grande que desestabilizara la órbita de un Júpiter. [3] [17] [18]
Migración
En la hipótesis de la migración, un Júpiter caliente se forma más allá de la línea de congelación , a partir de roca, hielo y gases a través del método de acreción del núcleo de formación planetaria . Luego, el planeta migra hacia el interior de la estrella donde finalmente forma una órbita estable. [19] [20] El planeta puede haber migrado hacia adentro suavemente a través de la migración orbital de tipo II . [21] [22] O puede haber migrado más repentinamente debido a la dispersión gravitacional en órbitas excéntricas durante un encuentro con otro planeta masivo, seguido de la circularización y encogimiento de las órbitas debido a las interacciones de marea con la estrella. La órbita de un Júpiter caliente también podría haberse alterado a través del mecanismo de Kozai , causando un intercambio de inclinación por excentricidad que resulte en una órbita de perihelio bajo de alta excentricidad, en combinación con la fricción de marea. Esto requiere un cuerpo masivo (otro planeta o un compañero estelar ) en una órbita más distante e inclinada; Aproximadamente el 50% de los Júpiter calientes tienen compañeros distantes con la masa de Júpiter o mayores, lo que puede dejar al Júpiter caliente con una órbita inclinada en relación con la rotación de la estrella. [23]
La migración de tipo II ocurre durante la fase de nebulosa solar , es decir, cuando todavía hay gas. Los fotones estelares energéticos y los fuertes vientos estelares en este momento eliminan la mayor parte de la nebulosa restante. [24] La migración a través del otro mecanismo puede ocurrir después de la pérdida del disco de gas.
In situ
En lugar de ser gigantes gaseosos que migraron hacia el interior, en una hipótesis alternativa los núcleos de los Júpiter calientes comenzaron como supertierras más comunes que acumularon sus envolturas de gas en sus ubicaciones actuales, convirtiéndose en gigantes gaseosos in situ . Las supertierras que proporcionan los núcleos en esta hipótesis podrían haberse formado in situ o a mayores distancias y haber experimentado una migración antes de adquirir sus envolturas de gas. Dado que las supertierras a menudo se encuentran con compañeros, también podría esperarse que los Júpiter calientes formados in situ tuvieran compañeros. El aumento de la masa del Júpiter caliente que crece localmente tiene una serie de posibles efectos sobre los planetas vecinos. Si el Júpiter caliente mantiene una excentricidad mayor que 0,01, las resonancias seculares de barrido pueden aumentar la excentricidad de un planeta compañero, provocando que colisione con el Júpiter caliente. El núcleo del Júpiter caliente en este caso sería inusualmente grande. Si la excentricidad del Júpiter caliente sigue siendo pequeña, las resonancias seculares de barrido también podrían inclinar la órbita del compañero. [25] Tradicionalmente, el modo de conglomeración in situ ha sido desfavorecido porque el ensamblaje de núcleos masivos, que es necesario para la formación de Júpiter calientes, requiere densidades superficiales de sólidos ≈ 10 4 g/cm 2 , o mayores. [26] [27] [28] Estudios recientes, sin embargo, han encontrado que las regiones internas de los sistemas planetarios están frecuentemente ocupadas por planetas de tipo súper-Tierras. [29] [30] Si estas súper-Tierras se formaron a mayores distancias y migraron más cerca, la formación de Júpiter calientes in situ no es completamente in situ .
Pérdida atmosférica
Si la atmósfera de un Júpiter caliente se elimina mediante un escape hidrodinámico , su núcleo puede convertirse en un planeta ctónico . La cantidad de gas eliminado de las capas más externas depende del tamaño del planeta, los gases que forman la envoltura, la distancia orbital de la estrella y la luminosidad de la estrella. En un sistema típico, un gigante gaseoso que orbita a 0,02 UA alrededor de su estrella madre pierde entre el 5 y el 7 % de su masa durante su vida, pero orbitar a menos de 0,015 UA puede significar la evaporación de una fracción sustancialmente mayor de la masa del planeta. [31] Aún no se han encontrado tales objetos y todavía son hipotéticos.
Comparación de exoplanetas "Júpiter calientes" (concepto artístico).
Planetas terrestres en sistemas con Júpiter calientes
Las simulaciones han demostrado que la migración de un planeta del tamaño de Júpiter a través del disco protoplanetario interior (la región entre 5 y 0,1 UA de la estrella) no es tan destructiva como se esperaba. Más del 60% de los materiales del disco sólido en esa región se dispersan hacia afuera, incluidos planetesimales y protoplanetas , lo que permite que el disco formador de planetas se reforme en la estela del gigante gaseoso. [32] En la simulación, se pudieron formar planetas de hasta dos masas terrestres en la zona habitable después de que el Júpiter caliente pasara y su órbita se estabilizara en 0,1 UA. Debido a la mezcla de material del sistema planetario interior con material del sistema planetario exterior de más allá de la línea de congelación, las simulaciones indicaron que los planetas terrestres que se formaron después del paso de un Júpiter caliente serían particularmente ricos en agua. [32] Según un estudio de 2011, los Júpiter calientes pueden convertirse en planetas perturbados mientras migran hacia el interior; Esto podría explicar una abundancia de planetas "calientes" del tamaño de la Tierra o de Neptuno dentro de 0,2 UA de su estrella anfitriona. [33]
Un ejemplo de este tipo de sistemas es el de WASP-47 . Hay tres planetas interiores y un gigante gaseoso exterior en la zona habitable. El planeta más interior, WASP-47e, es un gran planeta terrestre de 6,83 masas terrestres y 1,8 radios terrestres; el Júpiter caliente, b, es un poco más pesado que Júpiter, pero tiene unos 12,63 radios terrestres; un último Neptuno caliente, c, tiene 15,2 masas terrestres y 3,6 radios terrestres. [34] El sistema Kepler-30 también exhibe una arquitectura orbital similar. [35]
Órbitas desalineadas
Varios Júpiter calientes, como HD 80606 b , tienen órbitas desalineadas con sus estrellas anfitrionas, incluyendo varias con órbitas retrógradas como HAT-P-14b . [36] [37] [38] [39] Esta desalineación puede estar relacionada con el calor de la fotosfera que orbita el Júpiter caliente. Hay varias hipótesis propuestas sobre por qué esto podría ocurrir. Una de esas hipótesis involucra la disipación de marea y sugiere que hay un solo mecanismo para producir Júpiter calientes y este mecanismo produce un rango de oblicuidades. Las estrellas más frías con mayor disipación de marea amortiguan la oblicuidad (lo que explica por qué los Júpiter calientes que orbitan estrellas más frías están bien alineados) mientras que las estrellas más calientes no amortiguan la oblicuidad (lo que explica la desalineación observada). [5] Otra hipótesis es que la estrella anfitriona a veces cambia la rotación temprano en su evolución, en lugar de cambiar la órbita. [40] Otra hipótesis es que los Júpiter calientes tienden a formarse en cúmulos densos, donde las perturbaciones son más comunes y es posible la captura gravitacional de planetas por estrellas vecinas. [41]
Júpiter ultracalientes
Los Júpiter ultracalientes son Júpiter calientes con una temperatura en el lado diurno superior a 2200 K (1930 °C; 3500 °F). En estas atmósferas del lado diurno, la mayoría de las moléculas se disocian en sus átomos constituyentes y circulan hacia el lado nocturno, donde se recombinan nuevamente para formar moléculas. [42] [43]
Un ejemplo es TOI-1431b , anunciado por la Universidad del Sur de Queensland en abril de 2021, que tiene un período orbital de solo dos días y medio. Su temperatura en el lado diurno es de 2700 K (2430 °C; 4400 °F), lo que lo hace más caliente que el 40% de las estrellas de nuestra galaxia. [44] La temperatura en el lado nocturno es de 2600 K (2330 °C; 4220 °F). [45]
Planetas de período ultracorto
Los planetas de período ultracorto (PUS) son una clase de planetas con períodos orbitales inferiores a un día y se encuentran únicamente alrededor de estrellas de menos de aproximadamente 1,25 masas solares . [46] [47]
Entre los Júpiter calientes en tránsito confirmados que tienen períodos orbitales de menos de un día se incluyen WASP-18b , Banksia , Astrolábos y WASP-103b . [48]
Planetas hinchados
Los gigantes gaseosos con un radio grande y una densidad muy baja a veces se denominan "planetas hinchados" [49] o "Saturnos calientes", debido a que su densidad es similar a la de Saturno . Los planetas hinchados orbitan cerca de sus estrellas , de modo que el calor intenso de la estrella combinado con el calentamiento interno dentro del planeta ayudará a inflar la atmósfera . Se han detectado seis planetas de baja densidad y radio grande mediante el método de tránsito . En orden de descubrimiento son: HAT-P-1b , [50] [51] CoRoT-1b , TrES-4b , WASP-12b , WASP-17b y Kepler-7b . Algunos Júpiter calientes detectados por el método de velocidad radial pueden ser planetas hinchados. La mayoría de estos planetas tienen una masa similar o inferior a la de Júpiter, ya que los planetas más masivos tienen una gravedad más fuerte que los mantiene aproximadamente en el tamaño de Júpiter. De hecho, los Júpiter calientes con masas inferiores a la de Júpiter y temperaturas superiores a 1.800 Kelvin están tan inflados y dilatados que todos siguen caminos evolutivos inestables que finalmente conducen al desbordamiento del lóbulo de Roche y a la evaporación y pérdida de la atmósfera del planeta. [52]
Incluso teniendo en cuenta el calentamiento de la superficie de la estrella, muchos Júpiter calientes en tránsito tienen un radio mayor del esperado. Esto podría deberse a la interacción entre los vientos atmosféricos y la magnetosfera del planeta, que crea una corriente eléctrica a través del planeta que lo calienta y hace que se expanda. Cuanto más caliente esté el planeta, mayor será la ionización atmosférica y, por lo tanto, mayor será la magnitud de la interacción y mayor la corriente eléctrica, lo que conduce a un mayor calentamiento y expansión del planeta. Esta teoría coincide con la observación de que la temperatura planetaria está correlacionada con radios planetarios inflados. [52]
Lunas
La investigación teórica sugiere que es poco probable que los Júpiter calientes tengan lunas , debido tanto a una esfera de Hill pequeña como a las fuerzas de marea de las estrellas que orbitan, que desestabilizarían la órbita de cualquier satélite, siendo este último proceso más fuerte para las lunas más grandes. Esto significa que para la mayoría de los Júpiter calientes, los satélites estables serían cuerpos pequeños del tamaño de un asteroide . [53] Además, la evolución física de los Júpiter calientes puede determinar el destino final de sus lunas: estancarlas en semiejes mayores semiasintóticos o expulsarlas del sistema donde pueden sufrir otros procesos desconocidos. [54] A pesar de esto, las observaciones de WASP-12b sugieren que está orbitado por al menos 1 gran exoluna . [55]
Júpiter calientes alrededor de gigantes rojas
Se ha propuesto que los gigantes gaseosos que orbitan gigantes rojas a distancias similares a la de Júpiter podrían ser Júpiter calientes debido a la intensa irradiación que recibirían de sus estrellas. Es muy probable que en el Sistema Solar Júpiter se convierta en un Júpiter caliente después de la transformación del Sol en un gigante rojo. [56] El reciente descubrimiento de gigantes gaseosos de densidad particularmente baja orbitando estrellas gigantes rojas apoya esta hipótesis. [57]
Los Júpiter calientes que orbitan gigantes rojas se diferenciarían de los que orbitan estrellas de la secuencia principal en varios aspectos, sobre todo en la posibilidad de acreción de material de los vientos estelares de sus estrellas y, suponiendo una rotación rápida (no bloqueada por mareas a sus estrellas), un calor distribuido mucho más uniformemente con muchos chorros de bandas estrechas. Su detección mediante el método de tránsito sería mucho más difícil debido a su pequeño tamaño en comparación con las estrellas que orbitan, así como al largo tiempo necesario (meses o incluso años) para que uno de ellos transite su estrella y sea ocultado por ella. [56]
Interacciones entre estrellas y planetas
Las investigaciones teóricas realizadas desde el año 2000 sugerían que los "Júpiter calientes" podrían causar un aumento de las erupciones debido a la interacción de los campos magnéticos de la estrella y el exoplaneta que la orbita, o debido a las fuerzas de marea entre ellos. Estos efectos se denominan "interacciones estrella-planeta" o SPI. El sistema HD 189733 es el sistema de exoplanetas mejor estudiado en el que se pensaba que se producía este efecto.
En 2008, un equipo de astrónomos describió por primera vez cómo, a medida que el exoplaneta que orbita HD 189733 A alcanza un cierto lugar en su órbita, provoca un aumento de las llamaradas estelares . En 2010, un equipo diferente descubrió que cada vez que observaban el exoplaneta en una determinada posición de su órbita, también detectaban llamaradas de rayos X. En 2019, los astrónomos analizaron datos del Observatorio de Arecibo , MOST y el Telescopio Fotoeléctrico Automatizado, además de observaciones históricas de la estrella en longitudes de onda de radio, ópticas, ultravioleta y rayos X para examinar estas afirmaciones. Descubrieron que las afirmaciones anteriores eran exageradas y que la estrella anfitriona no mostraba muchos de los brillos y las características espectrales asociadas con las llamaradas estelares y las regiones solares activas , incluidas las manchas solares. Su análisis estadístico también descubrió que se ven muchas llamaradas estelares independientemente de la posición del exoplaneta, lo que desacredita las afirmaciones anteriores. Los campos magnéticos de la estrella anfitriona y del exoplaneta no interactúan, y ya no se cree que este sistema tenga una "interacción estrella-planeta". [58] Algunos investigadores también habían sugerido que HD 189733 acumula, o extrae, material de su exoplaneta en órbita a una velocidad similar a la que se encuentra alrededor de protoestrellas jóvenes en sistemas estelares T Tauri . Análisis posteriores demostraron que se acumulaba muy poco gas, si es que se acumulaba alguno, del compañero "Júpiter caliente". [59]
Véase también
Hipótesis del gran giro : modelo que postula que Júpiter migró hacia el interior a través del Sistema Solar primitivo, antes de ser atraído a su ubicación actual como resultado de la resonancia orbital con Saturno.
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Enlaces externos
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