Brecha en el radio del planeta pequeño

La brecha de radio de planetas pequeños (también llamada brecha de Fulton , ^{[ 1 ]} valle de fotoevaporación , ^{[ 2 ] [ 3 ]} o desierto subneptuniano ^{[ 4 ]} ) es una escasez observada de planetas con radios entre 1,5 y 2 veces el radio de la Tierra, probablemente debido a la pérdida de masa impulsada por fotoevaporación ^{[ 5 ] [ 6 ] [ 7 ]} o a la pérdida de masa impulsada por el núcleo . ^{[ 8 ]} Una bimodalidad en la población de exoplanetas de Kepler se observó por primera vez en 2011 ^{[ 9 ]} y se atribuyó a la ausencia de atmósferas de gas significativas en planetas cercanos de baja masa. Esta característica se señaló como posiblemente confirmando una hipótesis emergente de que la fotoevaporación podría impulsar la pérdida de masa atmosférica. ^{[ 5 ] [ 10 ]} Esto daría lugar a una población de núcleos rocosos desnudos con radios más pequeños a separaciones pequeñas de sus estrellas madre, y planetas con envolturas gruesas dominadas por hidrógeno y helio con radios más grandes a separaciones mayores. ^{[ 5 ] [ 10 ]} La bimodalidad en la distribución se confirmó con datos de mayor precisión en el Sondeo California-Kepler en 2017, ^{[ 6 ] [ 1 ]} que demostró coincidir con las predicciones de la hipótesis de pérdida de masa fotoevaporativa más adelante ese mismo año. ^{[ 7 ]}

A pesar de la implicación de la palabra "brecha", la brecha de Fulton en realidad no representa un rango de radios completamente ausente de la población de exoplanetas observada, sino más bien un rango de radios que parecen ser relativamente poco comunes. ^{[ 6 ]} Como resultado, a menudo se usa "valle" en lugar de "brecha". ^{[ 2 ] [ 3 ] [ 7 ]} El término específico "brecha de Fulton" recibe su nombre de Benjamin J. Fulton , cuya tesis doctoral incluyó mediciones de radio de precisión que confirmaron la escasez de planetas entre 1,5 y 2 radios terrestres, por lo que ganó el Premio Robert J. Trumpler , ^{[ 11 ] [ 12 ]} aunque la existencia de esta brecha de radio se había notado junto con sus mecanismos subyacentes ya en 2011, ^{[ 9 ]} 2012 ^{[ 10 ]} y 2013. ^{[ 5 ]}

Dentro del modelo de fotoevaporación de Owen y Wu, la brecha de radio surge porque los planetas con atmósferas de H/He que duplican el radio del núcleo son los más estables a la pérdida de masa atmosférica. Los planetas con atmósferas más grandes que esta son vulnerables a la erosión y sus atmósferas evolucionan hacia un tamaño que duplica el radio del núcleo. Los planetas con atmósferas más pequeñas sufren una pérdida descontrolada, lo que los deja sin una atmósfera dominada por H/He. ^{[ 7 ]}

El valle del radio se produce alrededor de las estrellas FGK y las enanas M tempranas , pero desaparece alrededor de las enanas M medias a tardías más frías y es reemplazado por una distribución unimodal del radio del planeta que alcanza su máximo en 1,25 radios terrestres. ^{[ 13 ]}

• Acreción descontrolada de gas por planetas más grandes. ^{[ 14 ]}
• Sesgo observacional que favorece una detección más fácil de planetas oceánicos calientes con atmósferas de vapor extendidas. ^{[ 15 ]}