Una exoluna o luna extrasolar es un satélite natural que orbita un exoplaneta u otro cuerpo extrasolar no estelar . [2]
Se infiere del estudio empírico de los satélites naturales en el Sistema Solar que es probable que sean elementos comunes de los sistemas planetarios . La mayoría de los exoplanetas detectados son planetas gigantes . En el Sistema Solar, los planetas gigantes tienen grandes colecciones de satélites naturales (ver Lunas de Júpiter , Lunas de Saturno , Lunas de Urano y Lunas de Neptuno ). Por lo tanto, es razonable suponer que las exolunas son igualmente comunes.
Aunque las exolunas son difíciles de detectar y confirmar utilizando las técnicas actuales, [3] observaciones de misiones como Kepler han observado una serie de candidatos, incluidos algunos que pueden ser hábitats de vida extraterrestre y uno que puede ser un planeta rebelde . [2] Hasta la fecha no se han confirmado detecciones de exolunas. [4] Sin embargo, en septiembre de 2019, los astrónomos informaron que las atenuaciones observadas de la estrella de Tabby pueden haber sido producidas por fragmentos resultantes de la interrupción de una exoluna huérfana . [5] [6] [7]
Definición de satélites alrededor de enanas marrones
Aunque el uso tradicional implica que las lunas orbitan alrededor de un planeta , el descubrimiento de satélites del tamaño de un planeta alrededor de las enanas marrones desdibuja la distinción entre planetas y lunas, debido a la baja masa de tales estrellas fallidas . Para resolver esta confusión, la Unión Astronómica Internacional declaró: "Los objetos con masas verdaderas por debajo de la masa límite para la fusión termonuclear de deuterio , que orbitan estrellas o remanentes estelares, son planetas". [8]
Caracteristicas
Es probable que las características de cualquier satélite extrasolar varíen, al igual que las lunas del Sistema Solar . Para los planetas gigantes extrasolares que orbitan dentro de su zona habitable estelar , existe la posibilidad de que un satélite del tamaño de un planeta terrestre sea capaz de albergar vida. [9] [10] [ aclaración necesaria ]
En agosto de 2019, los astrónomos informaron que una exoluna en el sistema de exoplanetas WASP-49b puede ser volcánicamente activa. [11]
Inclinación orbital
Para las lunas generadas por impacto de planetas terrestres no muy lejos de su estrella, con una gran distancia planeta-luna, se espera que los planos orbitales de las lunas tiendan a alinearse con la órbita del planeta alrededor de la estrella debido a las mareas de la estrella. , pero si la distancia entre el planeta y la luna es pequeña, puede estar inclinada. Para los gigantes gaseosos , las órbitas de las lunas tenderán a estar alineadas con el ecuador del planeta gigante porque se formaron en discos circumplanetarios. [12]
Falta de lunas alrededor de planetas cercanos a sus estrellas.
Los planetas cercanos a sus estrellas en órbitas circulares tenderán a despreciarse y quedar bloqueados por las mareas . A medida que la rotación del planeta se ralentiza, el radio de una órbita sincrónica del planeta se mueve hacia afuera del planeta. Para los planetas unidos por mareas a sus estrellas, la distancia desde el planeta a la que la luna estará en una órbita sincrónica alrededor del planeta está fuera de la esfera Hill del planeta. La esfera Hill del planeta es la región donde su gravedad domina a la de la estrella para que pueda aferrarse a sus lunas. Las lunas dentro del radio de la órbita sincrónica de un planeta entrarán en espiral dentro del planeta. Por lo tanto, si la órbita sincrónica está fuera de la esfera de Hill, todas las lunas entrarán en espiral dentro del planeta. Si la órbita sincrónica no es estable en tres cuerpos, las lunas fuera de este radio escaparán de la órbita antes de alcanzar la órbita sincrónica. [12]
Un estudio sobre la migración inducida por las mareas ofreció una explicación viable para esta falta de exolunas. Mostró que la evolución física de los planetas anfitriones (es decir, la estructura interior y el tamaño) juega un papel importante en su destino final: las órbitas sincrónicas pueden convertirse en estados transitorios y las lunas son propensas a estancarse en semiejes principales semi-asintóticos, o incluso a ser expulsadas del sistema. , donde pueden aparecer otros efectos. A su vez, esto tendría un gran impacto en la detección de satélites extrasolares. [13]
Métodos de detección propuestos
Se teoriza la existencia de exolunas alrededor de muchos exoplanetas . [9] A pesar de los grandes éxitos de los cazadores de planetas con la espectroscopia Doppler de la estrella anfitriona, [14] no se pueden encontrar exolunas con esta técnica. Esto se debe a que los espectros estelares desplazados resultantes debido a la presencia de un planeta más satélites adicionales se comportarían de manera idéntica a un solo punto-masa que se mueve en la órbita de la estrella anfitriona. En reconocimiento de esto, se han propuesto varios otros métodos para detectar exolunas, que incluyen:
- Imágenes directas
- Microlente
- Sincronización del pulsar
- Efectos del tiempo de tránsito
- Método de tránsito
Imágenes directas
La obtención de imágenes directas de un exoplaneta es extremadamente desafiante debido a la gran diferencia de brillo entre la estrella y el exoplaneta, así como al pequeño tamaño y la irradiancia del planeta. Estos problemas son mayores para las exolunas en la mayoría de los casos. Sin embargo, se ha teorizado que las exolunas calentadas por las mareas podrían brillar tan intensamente como algunos exoplanetas. Las fuerzas de marea pueden calentar una exoluna porque la energía se disipa por fuerzas diferenciales sobre ella. Io , una luna calentada por las mareas que orbita a Júpiter , tiene volcanes impulsados por las fuerzas de las mareas. Si una exoluna calentada por las mareas está lo suficientemente calentada por las mareas y está lo suficientemente distante de su estrella como para que la luz de la luna no se ahogue, sería posible que futuros telescopios (como el Telescopio Espacial James Webb ) la captaran. [15]
Espectroscopía Doppler del planeta anfitrión
La espectroscopia Doppler es un método de detección indirecta que mide el cambio de velocidad y el cambio de espectro estelar resultante asociado con un planeta en órbita. [16] Este método también se conoce como método de velocidad radial. Es más exitoso de la secuencia principal Los espectros de exoplanetas se han recuperado con éxito parcialmente por varios casos, incluyendo HD 189733 b y HD 209458 b . La calidad de los espectros recuperados se ve significativamente más afectada por el ruido que el espectro estelar. Como resultado, la resolución espectral y el número de características espectrales recuperadas es mucho menor que el nivel requerido para realizar la espectroscopia Doppler del exoplaneta.
Detección de emisiones de ondas de radio de la magnetosfera del planeta anfitrión
Durante su órbita, la ionosfera de Io interactúa con la magnetosfera de Júpiter para crear una corriente de fricción que provoca emisiones de ondas de radio. Se denominan "emisiones decamétricas controladas por Io" y los investigadores creen que encontrar emisiones similares cerca de exoplanetas conocidos podría ser clave para predecir dónde existen otras lunas. [17]
Microlente
En 2002, Cheongho Han y Wonyong Han propusieron utilizar microlentes para detectar exolunas. [18] Los autores encontraron que la detección de señales satelitales en las curvas de luz de lentes será muy difícil porque las señales están seriamente manchadas por el severo efecto de fuente finita incluso para eventos relacionados con estrellas fuente con pequeños radios angulares.
Sincronización del pulsar
En 2008, Lewis, Sackett y Mardling [19] de la Universidad de Monash , Australia, propusieron utilizar la sincronización de púlsares para detectar las lunas de los planetas de púlsares . Los autores aplicaron su método al caso de PSR B1620-26 by encontraron que se podría detectar una luna estable orbitando este planeta, si la luna tuviera una separación de aproximadamente una quincuagésima parte de la de la órbita del planeta alrededor del púlsar, y una relación de masa al planeta del 5% o más.
Efectos del tiempo de tránsito
En 2007, los físicos A. Simon, K. Szatmáry y Gy. M. Szabó publicó una nota de investigación titulada 'Determinación del tamaño, la masa y la densidad de las "exolunas" a partir de las variaciones fotométricas del tiempo de tránsito ". [20]
En 2009, el astrónomo David Kipping, con sede en el University College de Londres, publicó un artículo [3] [21] que describe cómo, al combinar múltiples observaciones de variaciones en el tiempo del tránsito medio (TTV, causado por el planeta que lleva o sigue al sistema planeta-luna baricentro cuando el par está orientado aproximadamente perpendicular a la línea de visión) con variaciones de la duración del tránsito (TDV, causado por el planeta que se mueve a lo largo de la trayectoria de tránsito en relación con el baricentro del sistema planeta-luna cuando el eje luna-planeta se encuentra aproximadamente a lo largo de la línea de visión) se produce una firma exoluna única. Además, el trabajo demostró cómo se podían determinar tanto la masa de la exoluna como su distancia orbital del planeta utilizando los dos efectos.
En un estudio posterior, Kipping concluyó que las exolunas de la zona habitable podrían ser detectadas por el Telescopio Espacial Kepler [22] utilizando los efectos TTV y TDV.
Método de tránsito
Cuando un exoplaneta pasa frente a la estrella anfitriona, se puede observar una pequeña caída en la luz recibida de la estrella. El método de tránsito es actualmente el método más exitoso y receptivo para detectar exoplanetas. Este efecto, también conocido como ocultación, es proporcional al cuadrado del radio del planeta. Si un planeta y una luna pasan frente a una estrella anfitriona, ambos objetos deberían producir una caída en la luz observada. [23] También puede ocurrir un eclipse de planeta-luna [24] durante el tránsito, pero tales eventos tienen una probabilidad inherentemente baja.
Efectos de muestreo orbital
Si una botella de vidrio se sostiene a contraluz, es más fácil ver a través del centro del vidrio que cerca de los bordes. De manera similar, una secuencia de muestras de la posición de una luna estará más agrupada en los bordes de la órbita lunar de un planeta que en el medio. Si una luna orbita un planeta que transita por su estrella, entonces la luna también transitará por la estrella y este agrupamiento en los bordes puede ser detectable en las curvas de luz de tránsito si se realiza un número suficiente de mediciones. Cuanto más grande es la estrella, mayor es el número de mediciones que se necesitan para crear un agrupamiento observable. Los datos de la nave espacial Kepler pueden contener suficientes datos para detectar lunas alrededor de enanas rojas utilizando efectos de muestreo orbital, pero no tendrán suficientes datos para estrellas similares al Sol. [25] [26]
Candidatos
Se ha conjeturado que el compañero anillado de la estrella V1400 Centauri puede tener una luna. [27] El planeta extrasolar confirmado WASP-12b también puede poseer una luna. [28]
En diciembre de 2013, se anunció una exoluna candidata de un planeta flotante MOA-2011-BLG-262 , pero debido a degeneraciones en el modelado del evento de microlente, las observaciones también se pueden explicar como un planeta con masa de Neptuno que orbita un enana roja de baja masa, un escenario que los autores consideran más probable. [29] [30] [31] Este candidato también apareció en las noticias unos meses después, en abril de 2014.
En octubre de 2018, los investigadores que utilizaron el telescopio espacial Hubble publicaron observaciones de la exoluna candidata Kepler-1625b I , que sugieren que el planeta anfitrión probablemente tenga varias masas de Júpiter , mientras que la exoluna puede tener una masa y un radio similares a Neptuno . El estudio concluyó que la hipótesis de la exoluna es la mejor y más simple explicación para las observaciones disponibles, aunque advirtió que es difícil asignar una probabilidad precisa a su existencia y naturaleza. [32] [33] Sin embargo, un nuevo análisis de los datos publicados en abril de 2019 concluyó que los datos se ajustaban mejor a un modelo solo planetario. Según este estudio, la discrepancia fue un artefacto de la reducción de datos, y es probable que Kepler-1625b I no exista. [34]
Un artículo de Chris Fox y Paul Wiegert examinó el conjunto de datos de Kepler en busca de indicios de exolunas únicamente a partir de las variaciones del tiempo de tránsito. Se encontraron ocho señales candidatas que eran consistentes con una exoluna, sin embargo, las señales también podrían explicarse por la presencia de otro planeta. La conclusión de Fox & Wiegert fue que se necesitarían más datos de tiempo de tránsito de mayor calidad para establecer si se trata de lunas realmente o no. [35] Sin embargo, en agosto de 2020 David Kipping recuperó los tiempos de seis de los ocho objetivos (basado en una versión de revisión previa por pares) y evaluó la evidencia de TTV como poco convincente. El mismo estudio encuentra que Kepler-1625b I sigue siendo un candidato a exoluna. [36]
Lista
Estrella anfitriona del planeta anfitrión | Designación del planeta | Masa del planeta | Planeta semieje mayor (AU) | Exoluna semieje mayor | Masa exoluna ( M ⊕ ) | Notas |
---|---|---|---|---|---|---|
1 SWASP J140747.93-394542.6 | J1407b [37] | 14–26 M J | 2.2–5.6 | 0,24 AU | <0,3 | Dos posibles exolunas que residen en pequeños huecos de anillo alrededor de J1407b. |
0,25 AU | ||||||
0,40 AU | <0,8 | Posible exoluna que reside en un gran espacio de anillo alrededor de J1407b. | ||||
DH Tauri | DH Tauri b | 10,6 M J | 330 | 10 AU | 317.93842034806 | Satélite candidato de la masa de Júpiter a partir de imágenes directas. Si se confirma, también podría considerarse un planeta en órbita alrededor de una enana marrón. [38] |
HD 189733 | HD 189733 b | 1,13 M J | 0,031 | 0,0000850895319594944 AU | ? | Encontrado mediante el estudio de aumentos y disminuciones periódicos de la luz emitida por HD 189733 b. Fuera de la esfera Hill del planeta . [39] |
<0,000011221182027158324 AU | ~ 0.015 | Candidato a Exo-Io; [40] Los datos de sodio y potasio [41] [42] en HD189733b son consistentes con exolunas en evaporación y / o su correspondiente toro de gas . [43] | ||||
Kepler-409 | Kepler-409b | 1,00 M ⊕ | 0.320 | 0.222 R Colina | 0.300 | Posible exoluna por variaciones de tiempo de tránsito. [35] |
Kepler-517 | Kepler-517b | 7,59 millones ⊕ | 0,298 | 0.278 R Colina | 0,499 | Posible exoluna por variaciones de tiempo de tránsito. [35] |
Kepler-809 | Kepler-809b | 38,02 M ⊕ | 0.308 | 0.289 R Colina | 2.931 | Posible exoluna por variaciones de tiempo de tránsito. [35] |
Kepler-857 | Kepler-857b | 14,13 M ⊕ | 0.376 | 0.208 R Colina | 1.636 | Posible exoluna por variaciones de tiempo de tránsito. [35] |
Kepler-1000 | Kepler-1000b | 19,95 M ⊕ | 0.534 | 0.235 R Colina | 1.551 | Posible exoluna por variaciones de tiempo de tránsito. [35] |
Kepler-1326 | Kepler-1326b | 24,55 M ⊕ | 0.2691 | 0.295 R colina | 6.057 | Posible exoluna por variaciones de tiempo de tránsito. [35] |
Kepler-1442 | Kepler-1442b | 14,13 M ⊕ | 0,405 | 0.208 R Colina | 1.586 | Posible exoluna por variaciones de tiempo de tránsito. [35] |
Kepler-1625 | Kepler-1625b | <11,6 M J [44] | 0,98 | 0,48603860241976 AU | 19.076305220884 | Posible exoluna del tamaño de Neptuno o planeta doble , indicado por observaciones de tránsito. [45] [33] |
KOI-268 | KOI-268.01 | 9.33 M ⊕ | 0,47 | 0.217 R colina | 0,817 | Posible exoluna por variaciones de tiempo de tránsito. [35] |
N / A | MOA-2011-BLG-262L [46] | 3,6 M J | N / A | 0,13 AU | 0,54 | Encontrado por microlente; sin embargo, se desconoce si el sistema es una exoluna de masa inferior a la Tierra que orbita un planeta que flota libremente o un planeta de masa Neptuno que orbita una estrella enana roja de baja masa. [47] |
N / A | MOA-2015-BLG-337L | 9,85 M J | N / A | 0,24 AU | 33,7 | Encontrado por microlente; sin embargo, se desconoce si el sistema es un planeta de super-masa de Neptuno que orbita alrededor de un planeta que flota libremente, o un sistema binario de enanas marrones . [48] |
WASP-12 | WASP-12b [49] | 1,465 M J | 0.0232 | 6 R P | 0.57–6.4 [ cita requerida ] | Encontrado mediante el estudio de aumentos y disminuciones periódicos de la luz emitida por WASP-12b. Fuera de la esfera Hill del planeta . [39] |
WASP-49 | WASP-49b | 0,37 M J | 0.0379 | <1,74 R P | ~ 0.015 | Candidato a Exo-Io; La exosfera de sodio alrededor de WASP-49b podría deberse a una exoluna similar a Io volcánicamente activa . ). [40] |
WASP-76 | WASP-76b | 0,92 M J | 0.033 | 1.125 R P | ~ 0.015 | Candidato a Exo-Io; El sodio detectado mediante espectroscopía de absorción alrededor de WASP-76b [50] es consistente con una atmósfera toroidal extrasolar [51] generada por una exoluna en evaporación. [43] |
WASP-121 | WASP-121b | 1,184 M J | 0.02544 | ~ 1.9 R P | ~ 0.015 | Candidato a Exo-Io; El sodio detectado mediante espectroscopía de absorción alrededor de WASP-121b [52] es consistente con un toro de gas extrasolar posiblemente alimentado por un exo-Io oculto. [43] |
Proyectos de detección
Como parte de la misión Kepler , el proyecto Hunt for Exomoons with Kepler (HEK) está destinado a detectar exolunas. [53] [54]
Habitabilidad
La habitabilidad de las exolunas se ha considerado en al menos dos estudios publicados en revistas revisadas por pares. René Heller y Rory Barnes [55] consideraron la iluminación estelar y planetaria en las lunas, así como el efecto de los eclipses en la iluminación de su superficie promediada en órbita. También consideraron el calentamiento de las mareas como una amenaza para su habitabilidad. En la Secta. 4 en su artículo, introducen un nuevo concepto para definir las órbitas habitables de las lunas. Refiriéndose al concepto de zona habitable circunestelar para planetas, definen un borde interior para que una luna sea habitable alrededor de un planeta determinado y lo llaman el "borde habitable" circumplanetario. Las lunas más cercanas a su planeta que el borde habitable son inhabitables. En un segundo estudio, René Heller [56] luego incluyó el efecto de los eclipses en este concepto, así como las limitaciones de la estabilidad orbital de un satélite. Descubrió que, dependiendo de la excentricidad orbital de una luna, existe una masa mínima para que las estrellas alberguen lunas habitables en alrededor de 0,2 masas solares.
Tomando como ejemplo la Europa más pequeña , con menos del 1% de la masa de la Tierra, Lehmer et al. descubrió que si terminara cerca de la órbita terrestre, solo podría retener su atmósfera durante unos pocos millones de años. Sin embargo, para las lunas más grandes del tamaño de Ganímedes que se aventuren en la zona habitable de su sistema solar, la atmósfera y el agua superficial podrían retenerse casi indefinidamente. Los modelos para la formación de la luna sugieren que la formación de lunas aún más masivas que Ganimedes es común alrededor de muchos de los exoplanetas super-jovianos. [57]
Los exoplanetas del tamaño de la Tierra en la zona habitable alrededor de las enanas M a menudo están unidos por mareas a la estrella anfitriona. Esto tiene el efecto de que un hemisferio siempre se enfrenta a la estrella, mientras que el otro permanece en la oscuridad. Una exoluna en un sistema enano M no enfrenta este desafío, ya que está bloqueada por mareas en el planeta y recibiría luz para ambos hemisferios. Martínez-Rodríguez et al. estudió la posibilidad de exolunas alrededor de planetas que orbitan enanas M en la zona habitable. Si bien encontraron 33 exoplanetas de estudios anteriores que se encuentran en la zona habitable, solo cuatro podrían albergar exolunas de masa entre la Luna y Titán para escalas de tiempo superiores a 0,8 Gyr ( CD-23 1056 b, Ross 1003 b, IL Aquarii byc). Para este rango de masas, las exolunas probablemente no podrían retener su atmósfera. Los investigadores aumentaron la masa de las exolunas y encontraron que las exolunas con la masa de Marte alrededor de IL Aquarii byc podrían ser estables en escalas de tiempo por encima del tiempo de Hubble . La misión CHEOPS podría detectar exolunas alrededor de las enanas M más brillantes o ESPRESSO podría detectar el efecto Rossiter-McLaughlin causado por las exolunas. Ambos métodos requieren un exoplaneta en tránsito, lo que no es el caso de estos cuatro candidatos. [58]
Al igual que un exoplaneta, una exoluna puede potencialmente quedar bloqueada por mareas en su primaria. Sin embargo, dado que el exoplaneta principal de la exoluna es un exoplaneta, continuaría girando en relación con su estrella después de quedar bloqueado por las mareas y, por lo tanto, aún experimentaría un ciclo día / noche indefinidamente.
Ver también
- Disco circumplanetario : acumulación de materia alrededor de un planeta
- Exocomet - Cometa fuera del Sistema Solar
- Exoplaneta : planeta fuera del sistema solar
- Kepler-46 - Estrella vieja con un sistema planetario
- Luna del planeta menor , también conocida como luna asteroide - Satélite natural de un planeta menor
- Satélites naturales del Sistema Solar : cuerpo astronómico que orbita un planeta
- Ploonet
- Subsatélite , también conocido como subluna o luna lunar
Referencias
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enlaces externos
- Lunas de sombra: los submundos desconocidos que podrían albergar vida
- Probable primera foto del planeta más allá del sistema solar
- Grupo de Trabajo sobre Planetas Extrasolares - Definición de un "Planeta" Declaración de posición sobre la definición de planeta. (IAU)
- La caza de exolunas con Kepler (HEK): I.Descripción de un nuevo proyecto de observación