Planeta circumbinario

Planeta que orbita dos estrellas en lugar de una

Configuración típica de sistemas planetarios circumbinarios (no a escala), en los que A y B son la estrella primaria y secundaria, mientras que ABb denota el planeta circumbinario.

Impresión artística del planeta gigante que orbita el sistema binario PSR B1620-26 , que contiene un púlsar y una estrella enana blanca y se encuentra en el cúmulo globular M4 .

Un planeta circumbinario es un planeta que orbita dos estrellas en lugar de una. Se conocen planetas en órbitas estables alrededor de una de las dos estrellas en un binario . ^[1] Nuevos estudios mostraron que hay un fuerte indicio de que el planeta y las estrellas se originan en un solo disco. ^[2]

Observaciones y descubrimientos

Planetas confirmados

PSR B1620-26

El primer planeta circumbinario confirmado se encontró orbitando el sistema PSR B1620-26 , que contiene un púlsar de milisegundos y una enana blanca y se encuentra en el cúmulo globular M4 . La existencia del tercer cuerpo se informó por primera vez en 1993, ^[3] y se sugirió que era un planeta basado en 5 años de datos de observación. ^[4] En 2003, el planeta se caracterizó por tener 2,5 veces la masa de Júpiter en una órbita de baja excentricidad con un semieje mayor de 23 UA . ^[5]

HD 202206

El primer planeta circumbinario alrededor de una estrella de secuencia principal se encontró en 2005 en el sistema HD 202206 : un planeta del tamaño de Júpiter que orbita un sistema compuesto por una estrella similar al Sol y una enana marrón . ^[6]

HW Virginis

Anunciado en 2008, la binaria eclipsante sistema HW Virginis , que comprende una estrella subenana B y una enana roja , se afirmó que también alberga un sistema planetario. Los planetas reclamados tienen masas de al menos 8.47 y 19.23 veces la de Júpiter respectivamente, y se propuso que tuvieran períodos orbitales de 9 y 16 años. El planeta exterior propuesto es lo suficientemente masivo como para considerarlo una enana marrón según algunas definiciones del término, ^[7] pero los descubridores afirmaron que la configuración orbital implica que se habría formado como un planeta a partir de un disco circumbinario. Ambos planetas pueden haber acumulado masa adicional cuando la estrella primaria perdió material durante su gigante roja.fase. ^[8]

El trabajo adicional en el sistema ^[9] mostró que las órbitas propuestas para los planetas candidatos eran catastróficamente inestables en escalas de tiempo mucho más cortas que la edad del sistema. De hecho, los autores encontraron que el sistema era tan inestable que simplemente no puede existir, con vidas medias de menos de mil años en toda la gama de soluciones orbitales plausibles. Al igual que otros sistemas planetarios propuestos en torno a sistemas estelares binarios evolucionados similares, parece probable que algún mecanismo distinto de los planetas declarados sea responsable del comportamiento observado de las estrellas binarias, y que los planetas declarados simplemente no existen.

Kepler-16

El 15 de septiembre de 2011, los astrónomos, utilizando datos del telescopio espacial Kepler de la NASA , anunciaron el primer descubrimiento basado en un eclipse parcial de un planeta circumbinario. ^{[10] [11]} El planeta, llamado Kepler-16b , está a unos 200 años luz de la Tierra, en la constelación de Cygnus, y se cree que es un mundo helado de rocas y gas, aproximadamente de la masa de Saturno. Orbita a dos estrellas que también giran entre sí, una de aproximadamente dos tercios del tamaño de nuestro sol y la otra de aproximadamente una quinta parte del tamaño de nuestro sol. Cada órbita de las estrellas por el planeta tarda 229 días, mientras que el planeta orbita el centro de masa del sistema cada 225 días; las estrellas se eclipsan unas a otras cada tres semanas aproximadamente.

PH1 (Kepler-64)

En 2012, los voluntarios del proyecto Planet Hunters descubrieron PH1b (Planet Hunters 1 b), un planeta circumbinario en un sistema estelar cuádruple . ^[12]

Kepler-453

En 2015, los astrónomos confirmaron la existencia de Kepler-453b , un planeta circumbinario con un período orbital de 240,5 días. ^[13]

Kepler-1647

Un nuevo planeta, llamado Kepler-1647b , fue anunciado el 13 de junio de 2016. Fue descubierto usando el telescopio Kepler. El planeta es un gigante gaseoso, similar en tamaño a Júpiter, lo que lo convierte en el segundo planeta circumbinario más grande jamás descubierto, después de PSR B1620-26 . Está ubicado en la zona habitable de las estrellas y orbita el sistema estelar en 1107 días, lo que lo convierte en el período más largo de cualquier exoplaneta en tránsito confirmado hasta ahora. ^[14]

MXB 1658-298

Se encontró un planeta masivo alrededor de este sistema binario de rayos X de baja masa (LMXB) mediante el método de retraso periódico en los eclipses de rayos X.

TOI 1338 b

El 6 de enero de 2020 se anunció un gran planeta llamado TOI 1338 b , alrededor de 6,9 ​​veces más grande que la Tierra y a 1.300 años luz de distancia. ^[15]

Otras observaciones

El disco circumbinario alrededor de AK Scorpii , un sistema joven en la constelación de Scorpius. La imagen del disco fue tomada con ALMA .

Las afirmaciones de un planeta descubierto a través de microlentes , que orbita el par binario cercano MACHO-1997-BLG-41 , se anunciaron en 1999. ^[16] Se decía que el planeta estaba en una amplia órbita alrededor de las dos compañeras enanas rojas , pero las afirmaciones eran más tarde se retrajo, ya que resultó que la detección podría explicarse mejor por el movimiento orbital de las propias estrellas binarias. ^[17]

Se han realizado varios intentos para detectar planetas alrededor del sistema binario eclipsante CM Draconis , que a su vez forma parte del sistema triple GJ 630.1. Se ha estudiado el binario eclipsante para detectar planetas en tránsito, pero no se realizaron detecciones concluyentes y, finalmente, se descartó la existencia de todos los planetas candidatos. ^{[18] [19]} Más recientemente, se han hecho esfuerzos para detectar variaciones en la sincronización de los eclipses de las estrellas causadas por el movimiento reflejo asociado con un planeta en órbita, pero hasta el momento no se ha confirmado ningún descubrimiento. La órbita de las estrellas binarias es excéntrica, lo cual es inesperado para una binaria tan cercana como la que las fuerzas de marea deberían haber circularizado la órbita. Esto puede indicar la presencia de un planeta masivo oenana marrón en órbita alrededor del par cuyos efectos gravitacionales mantienen la excentricidad del binario. ^[20]

Se han encontrado discos circumbinarios que pueden indicar procesos de formación de planetas alrededor de varias estrellas y, de hecho, son comunes alrededor de binarios con separaciones menores a 3 UA. ^{[21] [22]} Un ejemplo notable es el sistema HD 98800 , que comprende dos pares de estrellas binarias separadas por alrededor de 34 AU. El subsistema binario HD 98800 B, que consta de dos estrellas de 0,70 y 0,58 masas solares en una órbita muy excéntrica con un semieje mayor de 0,983 AU, está rodeado por un complejo disco de polvo que está siendo deformado por los efectos gravitacionales de los mutuamente inclinados y excéntricas órbitas estelares. ^{[23] [24]} El otro subsistema binario, HD 98800 A, no está asociado con cantidades significativas de polvo. ^[25]

Caracteristicas del sistema

Los resultados de Kepler indican que los sistemas planetarios circumbinarios son relativamente comunes (en octubre de 2013, la nave espacial había encontrado siete planetas de aproximadamente 1000 binarios eclipsantes buscados).

Configuración estelar

Existe una amplia gama de configuraciones estelares para las que pueden existir planetas circumbinarios. Las masas de estrellas primarias oscilan entre 0,69 y 1,53 masas solares ( Kepler-16 A y PH1 Aa), relaciones de masa de estrellas de 1,03 a 3,76 ( Kepler-34 y PH1 ) y excentricidad binaria de 0,023 a 0,521 ( Kepler-47 y Kepler-34 ). La distribución de las excentricidades de los planetas varía desde casi circular e = 0,007 hasta una significativa e = 0,182 ( Kepler-16 y Kepler-34 ). No se han encontrado resonancias orbitales con el binario. ^[2]

Dinámica orbital

Las estrellas binarias Kepler-34 A y B tienen una órbita muy excéntrica (e = 0,521) entre sí y su interacción con el planeta es lo suficientemente fuerte como para que se note una desviación de las leyes de Kepler después de una sola órbita. ^{[2] [ aclaración necesaria ]}

Co-planaridad

Todos los planetas circumbinarios de Kepler que se conocían en agosto de 2013 orbitan sus estrellas muy cerca del plano del binario (en una dirección prograda), lo que sugiere una formación de un solo disco . ^[2] Sin embargo, no todos los planetas circumbinarios son coplanares con el binario: Kepler-413b está inclinado 2,5 grados, lo que puede deberse a la influencia gravitacional de otros planetas o una tercera estrella. ^{[26] [27]} Teniendo en cuenta los sesgos de selección, la inclinación mutua promedio entre las órbitas planetarias y las binarias estelares está dentro de ~ 3 grados, consistente con las inclinaciones mutuas de los planetas en sistemas multiplanetarios. ^[28]

Precesión de inclinación axial

La inclinación axial del eje de rotación de Kepler-413b puede variar hasta 30 grados durante 11 años, lo que lleva a cambios rápidos y erráticos en las estaciones. ^[27]

Migración

Las simulaciones muestran que es probable que todos los planetas circumbinarios conocidos antes de un estudio de 2014 migraran significativamente desde su ubicación de formación con la posible excepción de Kepler-47 (AB) c. ^[29]

Ejes semi-principales cercanos al radio crítico

La separación mínima estable entre estrellas y planetas circumbinarios es aproximadamente de 2 a 4 veces la separación de estrellas binarias, o el período orbital de aproximadamente 3 a 8 veces el período binario. Los planetas más internos de todos los sistemas circumbinarios de Kepler se han encontrado orbitando cerca de este radio. Los planetas tienen ejes semi-principales que se encuentran entre 1.09 y 1.46 veces este radio crítico. La razón podría ser que la migración podría volverse ineficaz cerca del radio crítico, dejando planetas justo fuera de este radio. ^[2]

Recientemente, se ha descubierto que la distribución de los semiejes mayores planetarios más internos es consistente con una distribución logarítmica uniforme, teniendo en cuenta los sesgos de selección, donde los planetas más cercanos se pueden detectar más fácilmente. ^[28] Esto cuestiona la acumulación de planetas cerca del límite de estabilidad, así como el dominio de la migración planetaria.

Ausencia de planetas alrededor de binarios de período más corto

La mayoría de los binarios eclipsantes de Kepler tienen períodos de menos de 1 día, pero el período más corto de un binario eclipsante de Kepler que aloja un planeta es de 7,4 días ( Kepler-47 ). Es poco probable que las binarias de período corto se hayan formado en una órbita tan estrecha y su falta de planetas puede estar relacionada con el mecanismo que eliminó el momento angular permitiendo que las estrellas orbitan tan cerca. ^[2] Una excepción es el planeta alrededor de un MXB_1658-298 binario de rayos X, que tiene un período orbital de 7.1 horas.

Límite de tamaño del planeta

En junio de 2016, todos menos uno de los planetas circumbinarios de Kepler confirmados son más pequeños que Júpiter. Esto no puede ser un efecto de selección porque los planetas más grandes son más fáciles de detectar. ^{[2] Las} simulaciones habían predicho que este sería el caso. ^[30]

Habitabilidad

Artículo principal: Habitabilidad de sistemas estelares binarios.

Todos los planetas circumbinarios de Kepler están cerca o en realidad en la zona habitable . Ninguno de ellos son planetas terrestres , pero grandes lunas de tales planetas podrían ser habitables. Debido a la binariedad estelar, la insolación recibida por el planeta probablemente variará en el tiempo de una manera bastante diferente a la luz solar regular que recibe la Tierra. ^[2]

Probabilidad de tránsito

Los planetas circumbinarios generalmente tienen más probabilidades de transitar que los planetas alrededor de una sola estrella. Se ha obtenido la probabilidad de que la órbita planetaria se superponga con la órbita binaria estelar. ^[31] Para planetas que orbitan alrededor de binarias estelares eclipsantes (como los sistemas detectados), se ha obtenido la expresión analítica de la probabilidad de tránsito en un tiempo de observación finito. ^[28]

Lista de planetas circumbinarios

Planetas circumbinarios confirmados

No.	Sistema estrella	Planeta	Masa ( M J )	Semieje mayor ( AU )	Período orbital ( días )	Parámetro Árbitro.	Descubierto	Método de descubrimiento	Exoplaneta de la NASA Fecha de descubrimiento
1	PSR B1620-26	B	2 ± 1	23	~ 24,820	[32]	1993 [4]	Sincronización del pulsar	Julio de 2003
2	HD 202206	C	2.179	2.4832	1397,445 ± 19,056	[33]	2005 [6]	Velocidad radial	Septiembre de 2005
3	DP Leonis	B	6,05 ± 0,47	8,19 ± 0,39	10,220 ± 730	[34]	2010 [35]	Eclipsando el tiempo binario	Enero de 2010
4	NN Serpentis	C	6,91 ± 0,54	5,38 ± 0,20	5.657,50 ± 164,25	[36]	2010 [36]	Eclipsando el tiempo binario	Octubre de 2010
5	NN Serpentis	B	2,28 ± 0,38	3,39 ± 0,10	2.828,75 ± 127,75	[36]	2010 [36]	Eclipsando el tiempo binario	Octubre de 2010
6	Kepler-16	B	0,333 ± 0,016	0,7048 ± 0,0011	228.776+0,020 −0,037	[37]	2011 [37]	Tránsito	Septiembre de 2011
7	Kepler-34	B	0,220 ± 0,0011	1.0896 ± 0.0009	${\displaystyle 288.822_{-0.081}^{+0.063}}$	[38]	2012 [38]	Tránsito	Enero de 2012
8	Kepler-35	B	0,127 ± 0,02	0,603 ± 0,001	${\displaystyle 131.458_{-0.105}^{+0.077}}$	[38]	2012 [38]	Tránsito	Enero de 2012
9	NY Virginis	B	2,85	3.457	3073,3	[39]	2012 [40]	Eclipsando el tiempo binario	Febrero de 2012
10	RR Caeli	B	4,2 ± 0,4	5,3 ± 0,6	4.343,5 ± 36,5	[41]	2012 [41]	Eclipsando el tiempo binario	Mayo de 2012
11	Kepler-38	B	<0.384	0,4644 ± 0,0082	${\displaystyle 105.595_{-0.038}^{+0.053}}$	[42]	2012 [42]	Tránsito	Octubre 2012
12	Kepler-47	B	0,027 ± 0,005	0,2956 ± 0,0047	${\displaystyle 49.514_{-0.027}^{+0.040}}$	[43]	2012 [43]	Tránsito	septiembre 2012
13	Kepler-47	C	0,07 ± 0,061	0,989 ± 0,016	${\displaystyle 303.158_{-0.020}^{+0.072}}$	[43]	2012 [43]	Tránsito	septiembre 2012
14	PH1	B	<0,532	0,634 ± 0,011	${\displaystyle 138.506_{-0.092}^{+0.107}}$	[44]	2013 [44]	Tránsito	Mayo 2013
15	FW Tau AB	B	10 ± 4	330 ± 30	?	[45]	2014 [46]	Imagen	Enero 2014
dieciséis	ROX 42B	B	9 ± 3	140 ± 10	?	[45]	2014 [45]	Imagen	Enero 2014
17	HD 106906	B	11 ± 2	650	?	[47] [48]	2014 [A]	Imagen	Enero 2014
18	Kepler-413	B	${\displaystyle 0.21_{-0.07}^{+0.07}}$	${\displaystyle 0.3553_{-0.0018}^{+0.0020}}$	${\displaystyle 66.262_{-0.021}^{+0.024}}$	[49]	2014 [49]	Tránsito	Marzo del 2014
19	Kepler-453	B	<0,05	0,7903 ± 0,0028	240,503 ± 0,053	[13]	2014 [13]	Tránsito	Septiembre de 2014
20	Kepler-1647	B	1,52 ± 0,65	2,7205 ± 0,0070	1107,5923 ± 0,0227	[50]	2016	Tránsito	2016
21	OGLE-2007-BLG-349	B	0,25 ± 0,041	2,59	?	[51]	2016	Microlente	Septiembre de 2016
22	MXB 1658-298	B	23,5 ± 3,0	1,6 ± 0,1	760	[52] [53]	2017	Retraso periódico en los eclipses de rayos X	2017
23	KIC 5095269	B	7,70 ± 0,08	0,795 - 0,805	237,7 ± 0,1	[54]	2017	Eclipsando el tiempo binario	2017

Se descubrió un planeta en 2014, pero la binariedad de la estrella anfitriona se descubrió en 2016.

No confirmado o dudoso

Sistema estrella	Planeta	Masa ( M J )	Semieje mayor ( AU )	Periodo orbital	Parámetro Árbitro.	Descubierto	Método de descubrimiento
MACHO-1997-BLG-41	B	~ 3	~ 7	?		1999	Microlente

^† Medición del período orbital en años (la estimación de Fermi calculada a mano mostrará esto).

¿Un par de planetas alrededor de HD 202206 o un planeta circumbinario?

HD 202206 es una estrella similar al Sol orbitada por dos objetos, uno de 17 Mj y otro de 2,4 Mj . La clasificación de HD 202206 b como enana marrón o "superplaneta" ahora es clara. HD 202206 b es en realidad una enana roja con 0.089 masas solares. Los dos objetos podrían haberse formado en un disco protoplanetario y el interior podría haberse convertido en un superplaneta, o el planeta exterior podría haberse formado en un disco circumbinario. ^[6] Un análisis dinámico del sistema muestra además una resonancia de movimiento media de 5: 1 entre el planeta y la enana marrón. ^[33]Estas observaciones plantean la pregunta de cómo se formó este sistema, pero las simulaciones numéricas muestran que un planeta formado en un disco circumbinario puede migrar hacia adentro hasta ser capturado en resonancia. ^[55]

Ficción

Los planetas circumbinarios son comunes en muchas historias de ciencia ficción :

• En la serie Trigun , el planeta orbita un sistema estelar binario.
• En la serie Star Wars , el planeta Tatooine orbita en un sistema binario cerrado.
• En la serie Doctor Who , un sistema binario que aparece en The Chase .
• En la serie Star Fox , los planetas orbitan Lylat y Solar (una enana roja clase M )
• En la Guía del autoestopista galáctico serie , el planeta circumbinario Magrathea se describe como el "planeta más improbable que alguna vez existió".

Ver también

• Lista de tipos de planetas

Referencias

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Otras lecturas

• Nader Haghighipour (2010). Planetas en sistemas estelares binarios . Springer Science & Business Media. ISBN 978-90-481-8687-7.