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Subneptuno

Comparación de tamaño de una supertierra típica (centro izquierda) y un subneptuno (centro derecha) en comparación con la Tierra y Neptuno . Las supertierras y los subneptunos s...

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Comparación de tamaño de una supertierra típica (centro izquierda) y un subneptuno (centro derecha) en comparación con la Tierra y Neptuno . Las supertierras y los subneptunos son los tipos más comunes de exoplanetas .

Un sub-Neptuno , también conocido como mini-Neptuno , es un tipo de exoplaneta con un radio menor que el de Neptuno , pero mayor que el radio de los planetas pequeños . Debido a su baja densidad, es probable que estos planetas posean una envoltura de baja densidad que rodea un núcleo rocoso. A pesar de ser uno de los tipos de exoplanetas más numerosos descubiertos hasta 2026, no se conoce la existencia de ningún sub-Neptuno en el Sistema Solar .

La naturaleza exacta de los subneptunos es incierta. Se debate si son "enanas gaseosas" con una envoltura de hidrógeno y helio sobre un núcleo rocoso, " mundos acuáticos " con grandes cantidades de volátiles como el agua , o versiones más pequeñas de gigantes de hielo con gas y volátiles. Para discernir entre estos escenarios, varios subneptunos, como GJ 1214 b y K2-18 b, han sido observados por telescopios como el Telescopio Espacial Hubble y el Telescopio Espacial James Webb con el fin de inferir su composición e historia de formación.

Terminología

Los términos «sub-Neptuno» y «mini-Neptuno» se utilizan de forma inconsistente en la literatura. Muchos artículos de investigación utilizan cualquiera de los dos términos para referirse a la población de planetas pequeños situados por encima de la brecha de radio, [ 1 ] [ 2 ] que poseen una envoltura de baja densidad, [ 3 ] en contraste con las supertierras , que son más pequeñas y carecen de envoltura. Otros términos utilizados para referirse a esta población de planetas incluyen «enana gaseosa», [ 4 ] [ 5 ] que ahora generalmente significa específicamente sub-Neptunos pobres en agua, y «pequeño Neptuno». [ 6 ] [ 7 ] [ 8 ]

El término «subneptuno» se usa ocasionalmente para referirse colectivamente a cualquier planeta con un radio entre 1 y 4 radios terrestres , incluyendo supertierras y minineptunos . [ 3 ] [ 9 ] Esta población también se conoce como «planetas pequeños» [ 1 ] o « planetas de Kepler ». [ 10 ] [ 11 ] El término «minineptuno» se usa a veces para referirse a subconjuntos específicos de subneptunos. El término se ha usado para describir subneptunos con una atmósfera masiva de hidrógeno y sin superficie definida, [ 12 ] o subneptunos ricos en agua. [ 13 ] [ 14 ]

Aparición

Histograma que muestra la frecuencia de aparición de exoplanetas en función del radio planetario. Los exoplanetas suelen ser subneptunos, con radios comprendidos entre 2,0 y 3,5 radios terrestres.

Los subneptunos ocurren con mucha más frecuencia que los planetas gigantes en el sistema planetario interior. [ 15 ] Un estudio de 2013 que utilizó datos del telescopio espacial Kepler encontró que los planetas entre 2 y 4 radios terrestres que orbitan dentro de 245 días se pueden encontrar alrededor del 31% de las estrellas similares al Sol, mientras que menos del diez por ciento de dichas estrellas albergan planetas más grandes que orbitan dentro de 418 días. [ 6 ] Trabajos posteriores muestran que su ocurrencia aumenta con el período orbital hasta alrededor de 12-13 días, donde la tasa de ocurrencia se estabiliza. [ 16 ] [ 17 ] Los estudios de microlente , que son sensibles a los planetas ubicados en grandes separaciones orbitales, indican que los subneptunos y supertierras de largo período también pueden ser comunes. [ 18 ]

Los subneptunos de período corto son comunes alrededor de estrellas de tipo G y K , y su ocurrencia alcanza su máximo alrededor de estrellas de tipo M tempranas. Su ocurrencia disminuye alrededor de estrellas más calientes que el Sol , así como alrededor de estrellas más frías. [ 19 ] Los subneptunos son raros alrededor de enanas M medias a tardías con una masa menor a aproximadamente 0,4 masas solares , con una tasa de ocurrencia de 0,148 ± 0,045 planetas orbitando dentro de 30 días por estrella, mientras que los planetas del tamaño de supertierras siguen siendo mucho más comunes. [ 2 ]

La ocurrencia de planetas subneptunianos se correlaciona débilmente con la metalicidad de la estrella anfitriona , a diferencia de los planetas gigantes más grandes. [ 4 ] [ 16 ] [ 10 ]

Además de una supresión generalizada en la ocurrencia de planetas pequeños, los compañeros estelares con separaciones de menos de aproximadamente 100 ua suprimen la tasa de ocurrencia de subneptunos. [ 20 ]

Características

Órbita

Diagrama del sistema planetario K2-138 , que consta de seis sub-Neptunos muy juntos en órbitas resonantes .

Los subneptunos se encuentran frecuentemente junto con otros subneptunos (o supertierras). Suelen tener tamaños similares a los de otros subneptunos del sistema. Estos sistemas se conocen como sistemas de "guisantes en una vaina". [ 21 ]

La mayoría de los subneptunos no están en resonancia de movimiento medio con sus vecinos. Sin embargo, hay un exceso de subneptunos cerca de resonancias de primer orden, especialmente justo fuera de ellas. [ 22 ] [ 23 ] Los subneptunos en tránsito cerca de resonancias de movimiento medio, como los que orbitan Kepler-223 [ 24 ] y HD 110067 , [ 25 ] exhiben fuertes variaciones en el tiempo de tránsito , lo que permite medir sus masas. [ 26 ]

La excentricidad promedio de la población de planetas sub-Neptuno es menor que la de los planetas más grandes. La transición entre las dos poblaciones ocurre a un radio de aproximadamente 3,5 radios terrestres. [ 27 ]

Tamaño

En este diagrama de dispersión de los períodos orbitales y radios conocidos de exoplanetas (datos de 2025), se observan dos grupos distintos en cuanto a radio: las poblaciones de supertierras y subneptunos (la densidad se muestra sombreada para mayor claridad). Estas dos poblaciones están separadas por un valle de radio , como indica la línea discontinua negra.

El rango de radio de la población principal de sub-Neptuno se encuentra entre la brecha de radio de planetas pequeños , alrededor de 1,7–1,8 radios terrestres, [ 15 ] y el acantilado de radio, la caída repentina en la abundancia de planetas más allá de aproximadamente 3–4 radios terrestres. [ 15 ] [ 28 ] [ 29 ] Esta definición no es rígida; algunos planetas de tamaño sub-Neptuno con masas que superan la de Neptuno también se han denominado sub-Neptunos, [ 30 ] [ 31 ] así como planetas más grandes pero menos masivos que Neptuno. [ 32 ]

Los subneptunos jóvenes, como los subneptunos en tránsito que orbitan Kepler-51 [ 33 ] y V1298 Tauri [ 34 ], pueden ser significativamente más grandes que sus contrapartes más antiguas, algunos tan grandes como gigantes gaseosos a pesar de tener mucha menos masa. A medida que envejecen y emiten calor, experimentan la contracción de Kelvin-Helmholtz , reduciendo su radio hasta alcanzar tamaños típicos de subneptunos [ 34 ] .

Composición

Si bien la baja densidad de los subneptunos es una clara evidencia de que estos planetas poseen una envoltura compuesta de materiales de baja densidad, además de un núcleo rocoso, los materiales que componen esta envoltura son objeto de controversia.

Los mecanismos de escape atmosférico que mejor explican la pequeña brecha en el radio planetario para planetas alrededor de estrellas similares al Sol generalmente predicen que la mayoría de los núcleos sub-Neptuno tienen composiciones similares a la Tierra, con una contribución baja o nula de agua. [ 35 ] [ 36 ] La envoltura de hidrógeno-helio constituye un pequeño porcentaje de la masa del planeta. [ 36 ] Las mediciones de los radios de sub-Neptunos jóvenes corroboran tentativamente este modelo. [ 37 ] [ 38 ] [ 34 ] Algunos modelos de formación planetaria también predicen tales sub-Neptunos secos. [ 39 ]

Por otro lado, algunos trabajos, especialmente modelos de formación planetaria, predicen que los subneptunos son mundos ricos en agua. Dichas simulaciones predijeron que los planetas subneptunianos se formaron más allá de la línea de hielo de agua , antes de migrar hacia el interior. [ 40 ] [ 41 ] [ 42 ] [ 43 ] [ 44 ] Una fuerte irradiación en un planeta rico en agua podría producir una atmósfera de vapor inflada, consistente con las observaciones. [ 45 ] [ 46 ] Algunos de estos mundos ricos en agua también pueden poseer hidrógeno y helio en sus envolturas. [ 47 ] [ 46 ] También existe la posibilidad de que los mundos de agua que se acumularon más allá de la línea de hielo de agua también acumulen grandes cantidades de carbono orgánico refractario , o "hollín". [ 48 ]

Es posible que los sub-Neptunos alrededor de enanas M sean de naturaleza diferente a los sub-Neptunos alrededor de estrellas similares al Sol, ya que algunos estudios encuentran que la forma de la brecha de radio para planetas alrededor de tales estrellas es consistente con que se crea por procesos de formación planetaria en lugar de mecanismos de pérdida de envoltura, a diferencia de las estrellas similares al Sol. [ 49 ] [ 50 ] [ 51 ] Otros, sin embargo, encuentran que la brecha de radio es consistente con mecanismos de pérdida de envoltura. [ 52 ] La masa mínima para sub-Neptunos parece aumentar con la masa estelar, y los sub-Neptunos pequeños alrededor de enanas M parecen ser significativamente menos densos que sus contrapartes alrededor de estrellas FGK. [ 53 ]

Las interacciones químicas entre la envoltura y el núcleo pueden alterar la composición de un sub-Neptuno después de su formación. [ 54 ] Las reacciones entre la atmósfera de hidrógeno y el océano de magma pueden producir agua y otros volátiles de forma endógena, [ 55 ] [ 56 ] lo que podría explicar la presencia de volátiles encontrados en las atmósferas de algunos sub-Neptunos sin requerir la acreción de materiales helados más allá de la línea de hielo de agua. [ 57 ] El agua también puede disolverse en el océano de magma y ser secuestrada en el interior [ 58 ] o convertida en hidrógeno, lo que provoca que incluso los sub-Neptunos que se forman con grandes cantidades de agua desarrollen una envoltura relativamente pobre en agua. [ 59 ]

Estructura interna

Generalmente se cree que los subneptunos están al menos parcialmente diferenciados , presentando un interior rico en materiales más densos como silicatos y metales, envuelto en una envoltura de materiales más ligeros como "gas" (hidrógeno y helio) y/o "hielo" (sustancias volátiles como agua, metano y dióxido de carbono ). Sin embargo, la naturaleza de la envoltura, el grado de diferenciación y la distribución de los distintos materiales en el planeta aún no se comprenden del todo.

Suponiendo que los subneptunos sean enanas gaseosas, se esperaría que muchos tuvieran un océano de magma. Esto se debe a que el núcleo, calentado por la formación del planeta, está cubierto por la envoltura, lo que prolonga su escala de tiempo de enfriamiento a miles de millones de años. [ 60 ] [ 61 ] Algunos subneptunos pueden tener una presión atmosférica suficientemente alta como para solidificar el océano de magma. [ 62 ] Sin embargo, estudios sobre la miscibilidad del hidrógeno, el silicato y los metales a altas presiones y temperaturas encontraron que bajo presiones relevantes para los interiores de los subneptunos, los tres materiales son miscibles por encima de temperaturas de aproximadamente 3600 Kelvin , lo que sugiere que el interior de un subneptuno no se diferenciaría en un núcleo de hierro discreto y un manto de silicato, y una cantidad significativa de hidrógeno residiría también dentro de un núcleo de un subneptuno. [ 63 ] [ 64 ] A medida que el planeta se enfría, la superficie binodal, que delimita las regiones donde las dos sustancias son miscibles, retrocede hacia el interior, provocando que el silicato caiga en forma de lluvia y que el hidrógeno entre en la envoltura, aunque algo de hidrógeno permanecería en el núcleo incluso después de esto. [ 65 ]

Estructuras internas de subneptunos a diversas temperaturas, según lo propuesto por Benneke et al. (2024)

A altas temperaturas y presiones, el hidrógeno y el agua se vuelven completamente miscibles, [ 66 ] y la solubilidad del metano en agua también aumenta. [ 67 ] Por lo tanto, el hidrógeno, el agua y otros volátiles dentro de la envoltura de un subneptuno pueden volverse miscibles. Para subneptunos más cálidos, toda la envoltura podría ser completamente miscible, y la composición de la atmósfera superior observable reflejaría las abundancias relativas de hidrógeno y volátiles. [ 68 ] Para subneptunos más fríos, el agua podría precipitarse desde las capas más superiores, dejando una atmósfera dominada por hidrógeno sobre la región miscible más profunda en el interior. [ 69 ] Para subneptunos muy fríos con atmósferas de hidrógeno muy delgadas, el agua puede condensarse completamente para formar un océano líquido debajo de una atmósfera dominada por hidrógeno, convirtiéndose en un planeta hiceano . [ 70 ]

Atmósfera

Se ha realizado la caracterización espectroscópica de varios subneptunos. Estos estudios revelan diversidad en sus atmósferas, con diferentes metalicidades y composiciones, presencia de nubes y brumas , y albedo , posiblemente influenciado por factores como el tamaño, la composición global, la temperatura y la edad. Futuros datos, metodologías y estudios teóricos podrían refinar o refutar las conclusiones derivadas de estos estudios observacionales.

Las metalicidades atmosféricas de los subneptunos parecen variar en varios órdenes de magnitud, desde atmósferas de baja metalicidad consistentes con la metalicidad del Sol, como TOI-421 b, [ 71 ] hasta atmósferas de metalicidad muy alta con un enriquecimiento cientos o miles de veces mayor que los niveles solares, como TOI-270 d [ 68 ] o GJ 1214 b. [ 72 ]

El albedo de Bond , que determina la temperatura superficial de un planeta, también varía de un planeta a otro. GJ 1214 b tiene un albedo de Bond alto de 0,51, [ 73 ] mientras que TOI-824 b parece ser más oscuro, con un albedo de Bond inferior a 0,26. [ 30 ]

Factores

La temperatura puede desempeñar un papel importante en la determinación de las abundancias de diferentes especies de gases en la atmósfera de un planeta. Se espera que la abundancia de metano disminuya por encima de 800–1100 K ya que el carbono forma preferentemente monóxido de carbono a altas temperaturas. Por lo tanto, no se esperan neblinas de hidrocarburos formadas por fotólisis de metano en planetas calientes. [ 74 ] [ 75 ] A temperaturas inferiores a 400 K, la eliminación de la neblina se vuelve más eficiente, lo que resulta en una atmósfera menos neblinosa. [ 76 ] Esto está respaldado por observaciones, que encontraron que las atmósferas de subneptunos cálidos con temperaturas de equilibrio entre 500–800 K presentan aerosoles gruesos de gran altitud, oscureciendo las firmas de absorción de los gases atmosféricos. [ 77 ] Estos aerosoles pueden ser responsables de los espectros "planos" y sin rasgos distintivos observados en varios sub-Neptunos cálidos, como GJ 1214, [ 78 ] [ 72 ] TOI-836 c , [ 79 ] y HD 15337 c . [ 80 ] Los planetas más calientes como TOI-421 b, [ 71 ] y los planetas más fríos como TOI-270 d, [ 68 ] parecen tener atmósferas más claras. A temperaturas aún más altas, un estudio sobre HD 86226 c , un pequeño sub-Neptuno con una temperatura de equilibrio de 1300 K, encontró un espectro sin rasgos distintivos, lo que contradice tanto la tendencia mencionada anteriormente como las predicciones para los planetas gigantes. [ 81 ] [ 82 ] Sin embargo, una envoltura de masa molecular media alta también puede dificultar la detección de rasgos de absorción en este planeta. [ 81 ]

La química de desequilibrio puede modificar aún más la atmósfera. En GJ 3470 b , un subneptuno con una temperatura de equilibrio de 600 K, procesos como la mezcla vertical potenciada por el calentamiento mareal podrían ser responsables de la reducción de la abundancia de metano, lo que provocaría que la atmósfera del planeta se volviera más transparente que la de otros planetas con temperaturas similares. [ 32 ] Además, se espera que el dióxido de azufre , detectado en los subneptunos cálidos GJ 3470 b y TOI-1130 b , así como en algunos Júpiter calientes , se forme en las atmósferas superiores como resultado de la fotoquímica de desequilibrio. Este proceso se vuelve más eficiente a temperaturas y metalicidades más altas. [ 31 ]

La composición atmosférica de un sub-Neptuno también puede evolucionar a medida que el planeta envejece, ya que los gases más ligeros como el hidrógeno y el helio pueden escapar más fácilmente que los gases más pesados ​​como el agua o el dióxido de carbono, aumentando la metalicidad atmosférica con el tiempo. La observación de V1298 Tauri b y c, planetas progenitores sub-Neptuno de aproximadamente 20 millones de años, reveló atmósferas con metalicidades más bajas que sus contrapartes más antiguas. [ 83 ] [ 84 ] El agotamiento continuo del hidrógeno también puede permitir que la atmósfera de un sub-Neptuno se vuelva oxidante con el tiempo, permitiendo la acumulación de oxígeno en la atmósfera y eliminando especies reducidas como el metano y el amoníaco . Esto puede explicar la falta de neblina en GJ 9827 d , un sub-Neptuno pequeño y cálido. [ 85 ]

Los sub-Neptunos más pequeños, ubicados cerca de la brecha de radio, pueden ser más susceptibles a la pérdida de masa atmosférica, lo que posiblemente resulte en una mayor diversidad en composiciones atmosféricas entre esta población. [ 85 ] Las observaciones de los pequeños sub-Neptunos GJ 9827 d, [ 85 ] TOI-270 d, [ 68 ] TOI-776 c , [ 86 ] y GJ 3090 b , [ 87 ] indican que los cuatro planetas poseen envolturas de masa molecular media alta, con variaciones composicionales significativas entre ellos. [ 80 ]

Parece haber una diversidad en las composiciones globales subyacentes de los sub-Neptunos, lo que puede ser responsable de las diferencias en las metalicidades atmosféricas y los gases detectados entre planetas con condiciones similares. [ 88 ] Las observaciones y los modelos de TOI-270 d, [ 68 ] [ 57 ] LP 791-18 c , [ 88 ] y TOI-421 b [ 71 ] sugieren que estos planetas pueden tener composiciones rocosas y pobres en agua, mientras que planetas como TOI-824 b [ 30 ] y TOI-1130 b [ 31 ] parecen tener más probabilidades de tener composiciones globales ricas en agua. Sin embargo, no es necesariamente seguro qué composición global describe mejor las características detectadas. Varios modelos, incluidos los que implican composiciones pobres en agua [ 89 ] y ricas en agua, [ 90 ] son ​​capaces de explicar los gases atmosféricos detectados en K2-18 b.

Evolución

Diagrama que muestra cómo se formaron las dos clases de planetas pequeños: los mini-Neptunos y las supertierras.

La atmósfera volátil de un sub-Neptuno experimenta un escape con el tiempo. Los mecanismos más probables que impulsan la pérdida de la envoltura son la fotoevaporación y la pérdida de masa impulsada por el núcleo . [ 91 ] La fotoevaporación es impulsada por radiación de alta energía (específicamente rayos X y ultravioleta extremo ) que calienta la atmósfera superior del planeta e induce un flujo de salida hidrodinámico. [ 92 ] La pérdida de masa impulsada por el núcleo, por otro lado, es impulsada por la energía térmica del núcleo. [ 93 ] Aunque ambos mecanismos ocurren simultáneamente, no se sabe cuál, si alguno, domina la pérdida de la envoltura de los sub-Neptunos, [ 39 ] ya que las predicciones hechas por ambos son consistentes con las observaciones. [ 1 ] [ 35 ] [ 94 ] Una posibilidad es que la pérdida de masa impulsada por el núcleo domine para planetas con menor gravedad superficial y mayor temperatura de equilibrio, mientras que la fotoevaporación domine para planetas con mayor gravedad superficial y menor temperatura de equilibrio, y un planeta puede transitar entre un régimen a otro durante su evolución. [ 95 ]

La tasa de pérdida atmosférica puede reducirse drásticamente si hay cantidades significativas de agua en la atmósfera superior, ya que el agua es eficaz para irradiar en el infrarrojo y enfría eficientemente la atmósfera superior. [ 96 ] Dado que se espera que el agua solo esté presente en las atmósferas superiores de subneptunos suficientemente cálidos, este efecto puede explicar la menor frecuencia de subneptunos más fríos en comparación con los más cálidos. [ 97 ] Como el agua puede producirse mediante la reacción entre la atmósfera y el océano de magma, [ 55 ] este efecto puede ser relevante incluso para subneptunos que se formaron secos. [ 98 ]

La pérdida de la envoltura parece ocurrir a lo largo de miles de millones de años y convierte gradualmente los subneptunos en supertierras. El resultado es la disminución de la frecuencia de subneptunos y el correspondiente aumento de la frecuencia de supertierras con la edad, lo cual se ha observado, [ 94 ] [ 97 ] aunque es posible que esto refleje cambios en las poblaciones de planetas primordiales formadas en diferentes momentos. [ 99 ]

Véase también

Referencias

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