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Júpiter caliente

Los Júpiter 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 atmósfera superficial dieron como resultado el apodo de "Júpiter calientes". [2]

Impresión artística de HD 188753 b , un Júpiter caliente

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 madres son relativamente grandes y rápidas en comparación con las de otros tipos de planetas conocidos. 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.

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 2014
Júpiter caliente con agua oculta [3]

Aunque hay diversidad entre los Júpiter calientes, 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. [4] 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 del deuterio , y el planeta sería una enana marrón . [5]
  • La mayoría tiene órbitas casi circulares (bajas excentricidades ). Se cree que sus órbitas están circularizadas por perturbaciones de estrellas cercanas o fuerzas de marea . [6] Si permanecen en estas órbitas circulares durante largos períodos de tiempo o chocan 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 de las mareas. [7]
  • Muchos tienen densidades inusualmente bajas. El más bajo medido hasta ahora es el de TrES-4 a 0,222 g / cm 3 . [8] Los grandes radios de los Júpiter calientes aún no se comprenden completamente, pero se cree que las envolturas expandidas se pueden atribuir a una alta irradiación estelar, altas opacidades atmosféricas, posibles fuentes de energía internas y órbitas lo suficientemente cercanas a sus estrellas para las capas externas. de los planetas para exceder su límite de Roche y ser arrastrados más hacia afuera. [8] [9]
  • Por lo general, están bloqueados por mareas, con un lado siempre mirando hacia su estrella anfitriona. [10]
  • Es probable que tengan atmósferas extremas y exóticas debido a sus períodos cortos, días relativamente largos y bloqueo de mareas . Los modelos de dinámica atmosférica predicen una fuerte estratificación vertical con vientos intensos y chorros ecuatoriales superrrotantes impulsados ​​por el forzamiento radiativo y la transferencia de calor e impulso. [11] [12] Se predice que la diferencia de temperatura día-noche en la fotosfera será sustancial, aproximadamente 500 K para un modelo basado en HD 209458b . [12]
  • 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 las enanas rojas son muy raros. [13] Las generalizaciones sobre la distribución de estos planetas deben tener en cuenta los diversos sesgos de observación, pero en general su prevalencia disminuye exponencialmente en función de la magnitud estelar absoluta. [14]

Formación y evolución

Hay dos escuelas generales de pensamiento con respecto al origen de los Júpiter calientes: formación a distancia seguida de migración hacia adentro y formación in situ a las distancias a las que se observan actualmente. La visión predominante es la formación a través de la migración orbital. [15] [16]

Migración

En la hipótesis de la migración, un Júpiter caliente se forma más allá de la línea de escarcha , a partir de rocas, hielo y gases a través del método de acumulación de núcleos de formación planetaria . Luego, el planeta migra hacia el interior de la estrella, donde finalmente forma una órbita estable. [17] [18] Es posible que el planeta haya migrado hacia adentro sin problemas a través de la migración orbital de tipo II . [19] [20] 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 reducción de las órbitas debido a las interacciones de las mareas con la estrella. La órbita de un Júpiter caliente también podría haber sido alterada a través del mecanismo de Kozai , provocando un intercambio de inclinación por excentricidad que resulta en una órbita de perihelio baja de alta excentricidad, en combinación con la fricción de las mareas. 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 una masa de Júpiter distante o compañeros más grandes, que pueden dejar al Júpiter caliente con una órbita inclinada en relación con la rotación de la estrella. [21]

La migración de tipo II ocurre durante la fase de nebulosa solar , es decir, cuando el gas todavía está presente. Los fotones estelares enérgicos y los fuertes vientos estelares en este momento eliminan la mayor parte de la nebulosa restante. La migración a través del otro mecanismo puede ocurrir después de la pérdida del disco de gas.

En el lugar

En lugar de ser gigantes gaseosos que migraron hacia adentro, en una hipótesis alternativa, los núcleos de los Júpiter calientes comenzaron como súper-Tierras más comunes que acumularon sus envolturas gaseosas 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 se encuentran a menudo con compañeros, también se podría esperar que los Júpiter calientes formados in situ tuvieran compañeros. El aumento de la masa del Júpiter caliente que crece localmente tiene varios efectos posibles en los planetas vecinos. Si el Júpiter caliente mantiene una excentricidad superior a 0,01, las resonancias seculares de barrido pueden aumentar la excentricidad de un planeta compañero, haciendo 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. [22] Tradicionalmente, el in situ modo de conglomerado se ha desfavorecido debido a que el conjunto de núcleos masivos, lo cual es necesario para la formación de Júpiter calientes, requiere densidades de superficie de los sólidos ≈ 10 4 g / cm 2 , o más grandes. [23] [24] [25] Estudios recientes, sin embargo, han encontrado que las regiones internas de los sistemas planetarios están frecuentemente ocupadas por planetas de tipo super-Tierra. [26] [27] Si estas supertierras 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 ctoniano . La cantidad de gas eliminada 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 AU alrededor de su estrella madre pierde 5-7% de su masa durante su vida, pero orbitar a menos de 0.015 AU puede significar la evaporación de una fracción sustancialmente mayor de la masa del planeta. [28] Aún no se han encontrado tales objetos y siguen siendo hipotéticos.

Comparación de exoplanetas de "Júpiter caliente" (concepto artístico).
De arriba a la izquierda a abajo a la derecha: WASP-12b , WASP-6b , WASP-31b , WASP-39b , HD 189733b , HAT-P-12b , WASP-17b , WASP-19b , HAT-P-1b y HD 209458b .

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 interno (la región entre 5 y 0,1 AU de la estrella) no es tan destructiva como se esperaba. Más del 60% de los materiales del disco sólido en esa región se encuentran dispersos hacia afuera, incluidos los planetesimales y los protoplanetas , lo que permite que el disco que forma el planeta se vuelva a reformar tras la estela del gigante de gas. [29] En la simulación, los planetas de hasta dos masas terrestres pudieron formarse en la zona habitable después de que el caliente Júpiter pasó y su órbita se estabilizó en 0.1 AU. Debido a la mezcla de material del sistema planetario interno con material del sistema planetario externo 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. [29] Según un estudio de 2011, los Júpiter calientes pueden convertirse en planetas interrumpidos mientras migran hacia el interior; esto podría explicar la abundancia de planetas "calientes" del tamaño de la Tierra o del tamaño de Neptuno a menos de 0,2 AU de su estrella anfitriona. [30]

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 interno, 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 aproximadamente 12,63 radios terrestres; un último Neptuno caliente, c, tiene 15,2 masas terrestres y 3,6 radios terrestres. [31] El sistema Kepler-30 también exhibe una arquitectura orbital similar. [32]

Órbita retrógrada

Se ha encontrado que varios Júpiter calientes tienen órbitas retrógradas , en marcado contraste con lo que se esperaría de la mayoría de las teorías sobre la formación planetaria, [33] aunque es posible que la propia estrella se voltee al principio de la formación de su sistema debido a las interacciones entre los planetas. campo magnético de la estrella y el disco formador de planetas, en lugar de perturbar la órbita del planeta. [34] Al combinar nuevas observaciones con los datos antiguos, se encontró que más de la mitad de todos los Júpiter calientes estudiados tienen órbitas que están desalineadas con el eje de rotación de sus estrellas madre, y seis exoplanetas en este estudio tienen movimiento retrógrado.

Investigaciones recientes han descubierto que varios Júpiter calientes se encuentran en sistemas desalineados. [35] [36] Esta desalineación puede estar relacionada con el calor de la fotosfera en la que orbita Júpiter caliente. Hay muchas teorías propuestas sobre por qué podría ocurrir esto. Una de esas teorías implica la disipación de las mareas y sugiere que existe un único mecanismo para producir Júpiter calientes y este mecanismo produce una variedad de oblicuidades. Las estrellas más frías con una mayor disipación de las mareas 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). [4]

Júpiter ultracalientes

Los Júpiter ultra calientes son Júpiter calientes con una temperatura en el lado diurno superior a 2200 K. En tales 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 en moléculas. [37] [38]

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 diurna es de 2.700 K (2.427 ° C), lo que la hace más caliente que el 40% de las estrellas de nuestra galaxia. [39] La temperatura del lado nocturno es de 2600 K (2300 ° C). [40]

Planetas de período ultracorto

Los planetas de período ultracorto (USP) son una clase de planetas con períodos orbitales inferiores a un día y ocurren solo alrededor de estrellas de menos de aproximadamente 1,25 masas solares . [41] [42]

Los Júpiter calientes en tránsito confirmados que tienen períodos orbitales de menos de un día incluyen WASP-18b , WASP-19b , WASP-43b y WASP-103b. [43]

Planetas hinchados

Los gigantes gaseosos con un radio grande y una densidad muy baja a veces se denominan "planetas hinchados" [44] 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 intenso calor de la estrella combinado con el calentamiento interno dentro del planeta ayudará a inflar la atmósfera . El método de tránsito ha detectado seis planetas de baja densidad de gran radio . En orden de descubrimiento son: HAT-P-1b , [45] [46] COROT-1b , TrES-4 , 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 están alrededor o por debajo de la masa 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 por debajo de Júpiter y temperaturas por encima de 1800 Kelvin están tan inflados e hinchados que todos se encuentran en caminos evolutivos inestables que eventualmente conducen al desbordamiento de Roche-Lobe y la evaporación y pérdida de la atmósfera del planeta. [47]

Incluso si se tiene en cuenta el calentamiento de la superficie de la estrella, muchos Júpiter calientes en tránsito tienen un radio mayor de lo esperado. Esto podría deberse a la interacción entre los vientos atmosféricos y la magnetosfera del planeta creando una corriente eléctrica a través del planeta que lo calienta y hace que se expanda. Cuanto más caliente es el planeta, mayor es la ionización atmosférica y, por lo tanto, mayor es la magnitud de la interacción y 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 los radios planetarios inflados. [47]

Lunas

La investigación teórica sugiere que es poco probable que los Júpiter calientes tengan lunas , debido tanto a una pequeña esfera de Hill como a las fuerzas de marea de las estrellas que orbitan, lo que desestabilizaría la órbita de cualquier satélite, siendo este último proceso más fuerte para lunas más grandes. Esto significa que para la mayoría de los Júpiter calientes, los satélites estables serían cuerpos pequeños del tamaño de un asteroide . [48] Además, la evolución física de los Júpiter calientes puede determinar el destino final de sus lunas: detenerlos en semiejes mayores semiastóticos o expulsarlos del sistema donde pueden sufrir otros procesos desconocidos. [49] A pesar de esto, las observaciones de WASP-12b sugieren que está orbitado por al menos 1 exoluna grande . [50]

Júpiter calientes alrededor de gigantes rojas

Se ha propuesto que los gigantes gaseosos que orbitan a los gigantes rojos 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 tras la transformación del Sol en una gigante roja. [51] El reciente descubrimiento de gigantes gaseosos de baja densidad que orbitan alrededor de estrellas gigantes rojas apoya esta teoría. [52]

Los Júpiter calientes que orbitan alrededor de gigantes rojas diferirían de los que orbitan estrellas de la secuencia principal en varias formas, más notablemente en la posibilidad de acumular material de los vientos estelares de sus estrellas y, asumiendo una rotación rápida (no bloqueada por mareas en sus estrellas), una calor distribuido mucho más uniformemente con muchos chorros de banda estrecha. 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 transite por su estrella y sea ocultado por ella. . [51]

Interacciones estrella-planeta

La investigación teórica desde 2000 sugirió que los "Júpiter calientes" pueden causar un aumento de la llamarada debido a la interacción de los campos magnéticos de la estrella y su exoplaneta en órbita, 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 donde se pensaba que ocurría este efecto.

En 2008, un equipo de astrónomos describió por primera vez cómo el exoplaneta que orbita HD 189733 A alcanza 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 destellos 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, óptica, ultravioleta y rayos X para examinar estas afirmaciones. Descubrieron que las afirmaciones anteriores eran exageradas y que la estrella anfitriona no mostraba muchas de las características espectrales y de brillo asociadas con las erupciones estelares y las regiones activas solares , incluidas las manchas solares. Su análisis estadístico también encontró que muchas erupciones estelares se ven independientemente de la posición del exoplaneta, por lo que desacreditan las afirmaciones anteriores. Los campos magnéticos de la estrella anfitriona y el exoplaneta no interactúan, y ya no se cree que este sistema tenga una "interacción estrella-planeta". [53] Algunos investigadores también habían sugerido que HD 189733 acreta, o extrae, material de su exoplaneta en órbita a una velocidad similar a la que se encuentra alrededor de las protoestrellas jóvenes en los sistemas estelares T Tauri . Un análisis posterior demostró que se acumuló muy poco o nada de gas del compañero "Júpiter caliente". [54]

Ver también

  • Neptuno caliente
  • Lista de exoplanetas
  • Migración planetaria

Referencias

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enlaces externos

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