El desierto de las enanas marrones es una gama teorizada de órbitas alrededor de una estrella en la que las enanas marrones no pueden existir como un objeto compañero. [1] Suele ser de hasta 5 UA alrededor de estrellas de masa solar . La escasez de enanas marrones en órbitas cercanas se observó por primera vez entre 1998 y 2000, cuando se encontró un número suficiente de planetas extrasolares para realizar estudios estadísticos. Los astrónomos descubrieron que hay una clara escasez de enanas marrones dentro de las 5 UA de las estrellas con compañeros , mientras que se descubrió una gran cantidad de enanas marrones que flotan libremente. [2] Estudios posteriores han demostrado que las enanas marrones orbitandodentro de 3-5 AU se encuentran alrededor de menos del 1% de las estrellas con una masa similar a la del Sol ( M ☉ ). [3] [4] De las enanas marrones que se encontraron en el desierto de enanas marrones, la mayoría se encontraron en sistemas múltiples, lo que sugiere que la binariedad fue un factor clave en la creación de habitantes del desierto enanas marrones. [5]
Una de las muchas posibles razones de la existencia del desierto se relaciona con la migración planetaria (y la enana marrón) . Si una enana marrón se formara dentro de las 5 UA de su estrella compañera, podría comenzar a migrar hacia la estrella central y eventualmente caer dentro de la estrella misma. [ cita requerida ] Dicho esto, los detalles exactos de la migración dentro de un disco proto-planetario no se comprenden completamente, y es igualmente plausible que las enanas marrones compañeras de las enanas FGK no experimenten una migración apreciable después de su formación. Una segunda razón posible es, dependiendo del paradigma de formación que se invoque, que una formación por acreción del núcleo debería hacer que la formación de enanas marrones de mayor masa sea poco probable, ya que la tasa de acreción de gas durante la acreción descontrolada en objetos de formación de gran masa se reduce debido a la formación de espacios. en el disco. El tiempo de vida limitado del disco trunca el rango de masas, limitando las masas máximas a aproximadamente 10 masas de Júpiter ( M J ). [6] Este efecto podría verse mitigado de alguna manera por el hecho de que los objetos de 3–5 M J y superiores pueden excitar perturbaciones excéntricas en el disco, lo que permite una acumulación de masa no despreciable incluso en presencia de un espacio. [7] Los objetos que se forman más afuera (a> 80 AU), donde el disco es propenso a inestabilidades gravitacionales, podrían alcanzar las masas requeridas para cruzar el umbral de la enana marrón del planeta. [8] Sin embargo, para estos objetos es poco probable que migren a las regiones internas del disco, debido a la larga escala de tiempo de migración de tipo II para objetos masivos en el régimen de masa de la enana marrón. [9]
Ver también
Referencias
- ^ Hubert Klahr y Wolfgang Brandner (2006). Formación de planetas: teoría, observaciones y experimentos . Prensa de la Universidad de Cambridge . ISBN 0-521-86015-6.
- ^ Marcy, Geoffrey W .; Butler, R. Paul (febrero de 2000), "Planetas en órbita alrededor de otros soles", The Publications of the Astronomical Society of the Pacific , 112 (768): 137–140, Bibcode : 2000PASP..112..137M , doi : 10.1086 / 316516
- ^ Kraus, Adam L .; et al. (Mayo de 2008), "Mapping the Shores of the Brown Dwarf Desert. I. Upper Scorpius", The Astrophysical Journal , 679 (1): 762–782, arXiv : 0801.2387 , Bibcode : 2008ApJ ... 679..762K , doi : 10.1086 / 587435
- ^ Grether, Daniel; Lineweaver, Charles H. (1 de abril de 2006). "¿Qué tan seco es el desierto de la enana marrón? Cuantificación del número relativo de planetas, enanas marrones y compañeros estelares alrededor de estrellas cercanas como el sol" . El diario astrofísico . 640 (2): 1051. doi : 10.1086 / 500161 . ISSN 0004-637X .
- ^ Fontanive, C .; Rice, K .; Bonavita, M .; López, E .; Mužić, K .; Biller, B. (1 de junio de 2019). "Una fracción binaria alta para los planetas gigantes cercanos más masivos y miembros del desierto enanos marrones" . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 485 (4): 4967–4996. arXiv : 1903.02332 . doi : 10.1093 / mnras / stz671 . ISSN 0035-8711 .
- ^ Lubow, SH; Seibert, M .; Artymowicz, P. (1999). "Acreción de disco en planetas de gran masa". El diario astrofísico . 526 (2): 1001–1012. arXiv : astro-ph / 9910404 . Código Bibliográfico : 1999ApJ ... 526.1001L . doi : 10.1086 / 308045 .
- ^ Kley, W .; Dirksen, G. (2006). "Excentricidad del disco y planetas incrustados". Astronomía y Astrofísica . 447 (1): 369–377. arXiv : astro-ph / 0510393 . Bibcode : 2006A & A ... 447..369K . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20053914 .
- ^ autores, editado por S. Seager; con la asistencia de Renée Dotson; con 34 colaboradores (2010). Exoplanetas . Tucson: Prensa de la Universidad de Arizona . ISBN 978-0-8165-2945-2.CS1 maint: texto adicional: lista de autores ( enlace )
- ^ Udry, Stéphane; Santos, Nuno C. (2007). "Propiedades estadísticas de exoplanetas". Revista anual de astronomía y astrofísica . 45 (1): 397–439. arXiv : astro-ph / 0306049 . Código Bibliográfico : 2007ARA & A..45..397U . doi : 10.1146 / annurev.astro.45.051806.110529 .