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Júpiter caliente

Representación artística de un Júpiter caliente orbitando cerca de su estrella. Los Júpiter calientes (a veces llamados Saturno calientes ) son una clase de exoplanetas gigantes...

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Representación artística de un Júpiter caliente orbitando cerca de su estrella.

Los Júpiter calientes (a veces llamados Saturno calientes ) son una clase de exoplanetas gigantes gaseosos que se infiere que son físicamente similares a Júpiter (es decir, análogos de Júpiter ) pero que tienen períodos orbitales muy cortos ( P < 10 días ). [ 1 ] La proximidad a sus estrellas y las altas temperaturas de su superficie atmosférica dieron como resultado su nombre informal de "Júpiter calientes". [ 2 ]

Los Júpiter calientes son los planetas extrasolares más fáciles de detectar mediante el método de velocidad radial , ya que las oscilaciones que inducen en el movimiento de sus estrellas anfitrionas 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 hallado orbitando una estrella similar al Sol . 51 Pegasi b tiene un período orbital de aproximadamente cuatro días. [ 3 ]

Características generales

Júpiteres calientes (a lo largo del borde izquierdo, incluyendo 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 [ 4 ]

Aunque existe diversidad entre los Júpiter calientes, comparten algunas propiedades comunes.

  • Sus características definitorias son sus grandes masas y cortos períodos orbitales, que abarcan de 0,36 a 11,8  masas de Júpiter y de 1,3 a 111  días terrestres. [ 5 ] 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 . [ 6 ]
  • La mayoría tiene órbitas casi circulares (bajas excentricidades ). Se cree que sus órbitas se circularizan por perturbaciones de estrellas cercanas o fuerzas de marea . [ 7 ] Que permanezcan en estas órbitas circulares durante largos períodos de tiempo o colisionen 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 marea. [ 8 ]
  • Muchos tienen densidades inusualmente bajas. La más baja medida hasta ahora es la de TrES-4b , de 0,222  g/cm³ . [ 9 ] Los grandes radios de los Júpiter calientes aún no se comprenden del todo, pero se cree que las envolturas expandidas pueden atribuirse a una alta irradiación estelar, altas opacidades atmosféricas, posibles fuentes de energía internas y órbitas lo suficientemente cercanas a sus estrellas como para que las capas exteriores de los planetas superen su límite de Roche y sean atraídas aún más hacia afuera. [ 9 ] [ 10 ]
  • Por lo general, están en rotación síncrona, con un lado siempre orientado hacia su estrella anfitriona. [ 11 ]
  • Es probable que tengan atmósferas extremas y exóticas debido a sus períodos cortos, días relativamente largos y acoplamiento de mareas . [ 3 ]
  • Los modelos de dinámica atmosférica predicen una fuerte estratificación vertical con vientos intensos y chorros ecuatoriales superrotatorios impulsados ​​por forzamiento radiativo y transferencia de calor y momento. [ 12 ] [ 13 ] Modelos recientes también predicen una variedad de tormentas (vórtices) que pueden mezclar sus atmósferas y transportar regiones de gas caliente y frío. [ 14 ]
  • Se predice que la diferencia de temperatura entre el día y la noche en la fotosfera será sustancial, aproximadamente 500 K (500 °C; 900 °F) para un modelo basado en HD 209458 b . [ 13 ]   
  • Parecen ser más comunes alrededor de estrellas de tipo F y G y menos comunes alrededor de estrellas de tipo K. Los Júpiter calientes alrededor de enanas rojas son muy raros. [ 15 ] Las generalizaciones sobre la distribución de estos planetas deben tener en cuenta los diversos sesgos observacionales, pero en general su prevalencia disminuye exponencialmente en función de la magnitud estelar absoluta. [ 16 ]

Formación y evolución

Existen tres teorías sobre el posible origen de los Júpiter calientes. Una posibilidad es que se formaran in situ a las distancias a las que se observan actualmente. Otra posibilidad es que se formaran a distancia, pero que posteriormente migraran hacia el interior. Este cambio de posición podría deberse a interacciones con gas y polvo durante la fase de nebulosa solar . También podría ocurrir como resultado de un encuentro cercano con otro objeto grande que desestabilice la órbita de un Júpiter. [ 3 ] [ 17 ] [ 18 ]

Migración

En la hipótesis de migración, un Júpiter caliente se forma más allá de la línea de hielo , a partir de roca, hielo y gases mediante el método de acreción del núcleo de formación planetaria . El planeta luego migra hacia adentro hacia la estrella donde finalmente forma una órbita estable. [ 19 ] [ 20 ] El planeta puede haber migrado hacia adentro suavemente mediante migración orbital de tipo II . [ 21 ] [ 22 ] 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 contracción de las órbitas debido a interacciones de marea con la estrella. La órbita de un Júpiter caliente también podría haberse alterado mediante el mecanismo de Kozai (también llamado mecanismo de Lidov-Kozai) causando un intercambio de inclinación por excentricidad resultando en una órbita de alta excentricidad y bajo perihelio, en combinación con fricción de marea. 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 compañeros distantes con masa de Júpiter o más grandes, lo que puede hacer que el Júpiter caliente tenga una órbita inclinada con respecto a la rotación de la estrella. [ 23 ]

La migración de tipo II ocurre durante la fase de nebulosa solar , es decir, cuando aún hay gas presente. Los fotones estelares energéticos y los fuertes vientos estelares en este momento eliminan la mayor parte de la nebulosa restante. [ 24 ] La migración a través del otro mecanismo puede ocurrir después de la pérdida del disco de gas.

In situ

En lugar de ser gigantes gaseosos que migraron hacia el interior, una hipótesis alternativa plantea que los núcleos de los Júpiter calientes se originaron como supertierras más comunes que acumularon sus envolturas de gas 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 suelen encontrarse con planetas acompañantes, cabría esperar que los Júpiter calientes formados in situ también los tuvieran. El aumento de la masa del Júpiter caliente en crecimiento local tiene varios efectos posibles sobre los planetas vecinos. Si el Júpiter caliente mantiene una excentricidad mayor que 0,01, las resonancias seculares de barrido pueden aumentar la excentricidad de un planeta acompañante, provocando su colisión con el Júpiter caliente. En este caso, el núcleo del Júpiter caliente sería inusualmente grande. Si la excentricidad del Júpiter caliente permanece pequeña, las resonancias seculares de barrido también podrían inclinar la órbita del compañero. [ 25 ] Tradicionalmente, el modo de conglomeración in situ ha sido desfavorecido porque el ensamblaje de núcleos masivos, que es necesario para la formación de Júpiter calientes, requiere densidades superficiales de sólidos ≈ 10 4 g/cm 2 , o mayores. [ 26 ] [ 27 ] [ 28 ] Sin embargo, estudios recientes han encontrado que las regiones internas de los sistemas planetarios están frecuentemente ocupadas por planetas de tipo supertierra. [ 29 ] [ 30 ] 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 desprende por escape hidrodinámico , su núcleo puede convertirse en un planeta ctónico . La cantidad de gas extraído de las capas más externas depende del tamaño del planeta, los gases que forman la envoltura, la distancia orbital a la estrella y la luminosidad de la estrella. En un sistema típico, un gigante gaseoso que orbita a 0,02  UA alrededor de su estrella madre pierde entre un 5 y un 7 % de su masa durante su vida, pero orbitar a menos de 0,015  UA puede significar la evaporación de una fracción sustancialmente mayor de la masa del planeta. [ 31 ] Aún no se han encontrado tales objetos y siguen siendo hipotéticos.

Comparación de exoplanetas tipo "Júpiter caliente" (concepto artístico).
De arriba a la izquierda a abajo a la derecha: WASP-12b , Boinayel , WASP-31b , Bocaprins , HD 189733b , Puli , Ditsö̀ , Banksia , HAT-P-1b y HD 209458b

Acumulación de 3 días

Si se trazan todos los Júpiter calientes en una línea que representa el período orbital, se observa una acumulación de planetas del tamaño de Júpiter en órbitas con un período de 3 días. [ 32 ]

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  UA de la estrella) no es tan destructiva como se esperaba. Más del 60 % de los materiales sólidos del disco en esa región se dispersan hacia afuera, incluidos planetesimales y protoplanetas , lo que permite que el disco de formación planetaria se reforme en la estela del gigante gaseoso. [ 33 ] En la simulación, se pudieron formar planetas de hasta dos masas terrestres en la zona habitable después de que el Júpiter caliente pasara y su órbita se estabilizara en 0,1  UA. Debido a la mezcla de material del sistema planetario interno con material del sistema planetario externo más allá de la línea de hielo, las simulaciones indicaron que los planetas terrestres que se formaron después del paso de un Júpiter caliente serían particularmente ricos en agua. [ 33 ] Según un estudio de 2011, los Júpiter calientes pueden convertirse en planetas perturbados mientras migran hacia adentro; Esto podría explicar la abundancia de planetas "calientes" del tamaño de la Tierra a Neptuno a menos de 0,2  UA de su estrella anfitriona. [ 34 ]

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 de aproximadamente 12,63  radios terrestres; un Neptuno caliente final, c, tiene 15,2  masas terrestres y 3,6  radios terrestres. [ 35 ] El sistema Kepler-30 también presenta una arquitectura orbital similar. [ 36 ]

Órbitas desalineadas

Varios Júpiter calientes, como HD 80606 b , tienen órbitas desalineadas con sus estrellas anfitrionas, incluyendo varios con órbitas retrógradas como HAT-P-14b . [ 37 ] [ 38 ] [ 39 ] [ 40 ] Esta desalineación puede estar relacionada con el calor de la fotosfera alrededor de la cual orbita el Júpiter caliente. Hay varias hipótesis propuestas sobre por qué podría ocurrir esto. Una de ellas involucra la disipación de marea y sugiere que hay un único mecanismo para producir Júpiter calientes y este mecanismo produce un rango de oblicuidades. Las estrellas más frías con mayor disipación de marea amortiguan la oblicuidad (explicando por qué los Júpiter calientes que orbitan estrellas más frías están bien alineados) mientras que las estrellas más calientes no amortiguan la oblicuidad (explicando la desalineación observada). [ 5 ] Otra hipótesis es que la estrella anfitriona a veces cambia de rotación al principio de su evolución, en lugar de que cambie la órbita. [ 41 ] Otra hipótesis es que los Júpiter calientes tienden a formarse en cúmulos densos, donde las perturbaciones son más comunes y es posible la captura gravitacional de planetas por estrellas vecinas. [ 42 ]

Júpiteres ultra calientes

Los Júpiter ultra calientes son Júpiter calientes con una temperatura en el lado diurno superior a 2200 K (1930 °C; 3500 °F) . En dichas atmósferas diurnas, la mayoría de las moléculas se disocian en sus átomos constituyentes y circulan hacia el lado nocturno, donde se recombinan para formar moléculas nuevamente. [ 43 ] [ 44 ]   

Un ejemplo es TOI-1431b , anunciado por la Universidad del Sur de Queensland en abril de 2021, que tiene un período orbital de tan solo dos días y medio. Su temperatura en el lado diurno es de 2700 K (2430 °C; 4400 °F) , lo que la hace más caliente que el 40 % de las estrellas de nuestra galaxia. [ 45 ] La temperatura en el lado nocturno es de 2600 K (2330 °C; 4220 °F) . [ 46 ]      

Planetas de período ultracorto

Los planetas de período ultracorto (USP) son una clase de planetas con períodos orbitales inferiores a un día y se encuentran únicamente alrededor de estrellas de menos de aproximadamente 1,25 masas solares . [ 47 ] [ 48 ]

Entre los Júpiter calientes en tránsito confirmados que tienen períodos orbitales de menos de un día se incluyen WASP-18b , WASP-19b , WASP-43b , WASP-103b , TOI-1937A b [ 49 ] y TOI-2109b . [ 50 ]

A partir de 2025Se han encontrado 12 planetas USP jovianos conocidos. [ 50 ]

Planetas esponjosos

Representación artística de un planeta esponjoso

Los gigantes gaseosos con un gran radio y una densidad muy baja a veces se denominan "planetas esponjosos" [ 51 ] o "Saturnos calientes", debido a que su densidad es similar a la de Saturno . Los planetas esponjosos orbitan tan cerca de sus estrellas que el calor de su superficie combinado con el calentamiento interno de sus núcleos infla sus atmósferas . Seis planetas de gran radio y baja densidad han sido detectados con el método de tránsito : HAT-P-1b , [ 52 ] [ 53 ] CoRoT-1b , TrES-4b , WASP-12b , WASP-17b y Kepler-7b . Algunos Júpiter calientes detectados por su velocidad radial pueden ser planetas esponjosos. La mayoría de estos planetas tienen una masa cercana o inferior a la de Júpiter, ya que una mayor masa les daría una gravedad más fuerte y los comprimiría aproximadamente al tamaño de Júpiter. Los gigantes gaseosos menos masivos que Júpiter con temperaturas superiores a 1800 K (1530 °C; 2780 °F) son tan ligeros que corren el riesgo de sufrir un desbordamiento del lóbulo de Roche y la evaporación completa de su atmósfera. [ 54 ]   

Incluso con el calentamiento superficial proveniente de su estrella, muchos Júpiter calientes en tránsito presentan un volumen mayor al esperado. Esto podría deberse a la interacción entre los vientos atmosféricos y la magnetosfera del planeta , que crea una corriente eléctrica que lo calienta y provoca su expansión. Un planeta más caliente tendría una mayor ionización atmosférica y, por lo tanto, una mayor magnitud de la interacción y la corriente eléctrica, generando más calor y expandiendo el planeta. Esta teoría coincide con la observación de que la temperatura planetaria está correlacionada con radios planetarios inflados. [ 54 ]

Lunas

La investigación teórica sugiere que es improbable 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, las cuales desestabilizarían la órbita de cualquier satélite, siendo este último proceso más intenso para lunas de mayor tamaño. Esto significa que, para la mayoría de los Júpiter calientes, los satélites estables serían cuerpos pequeños del tamaño de asteroides . [ 55 ] Además, la evolución física de los Júpiter calientes puede determinar el destino final de sus lunas: estancarse en semiejes mayores semiasintóticos o expulsarlas del sistema, donde podrían experimentar otros procesos desconocidos. [ 56 ] A pesar de esto, las observaciones de WASP-12b sugieren que está orbitado por al menos una exoluna grande . [ 57 ]

Júpiter calientes alrededor de gigantes rojas

Se ha propuesto que los gigantes gaseosos que orbitan gigantes rojas 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. [ 58 ] El reciente descubrimiento de gigantes gaseosos de densidad particularmente baja que orbitan estrellas gigantes rojas respalda esta hipótesis. [ 59 ]

Los Júpiter calientes que orbitan gigantes rojas se diferenciarían de los que orbitan estrellas de la secuencia principal en varios aspectos, sobre todo por la posibilidad de acumular material de los vientos estelares de sus estrellas y, suponiendo una rotación rápida (no acoplada por mareas a sus estrellas), un calor mucho más uniformemente distribuido con muchos chorros de bandas estrechas. Su detección mediante el método de tránsito sería mucho más difícil debido a su diminuto tamaño en comparación con las estrellas que orbitan, así como al largo tiempo necesario (meses o incluso años) para que uno transite su estrella y sea ocultado por ella. [ 58 ]

Interacciones estrella-planeta

Las investigaciones teóricas realizadas desde el año 2000 sugieren que los "Júpiter calientes" podrían provocar un aumento de las erupciones estelares debido a la interacción de los campos magnéticos de la estrella y su exoplaneta en órbita, o 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 en el que se creía que ocurría este efecto.

En 2008, un equipo de astrónomos describió por primera vez cómo, al alcanzar el exoplaneta HD 189733 A una posición determinada en su órbita, provocaba un aumento de las llamaradas estelares . En 2010, otro equipo descubrió que, cada vez que observaban el exoplaneta en una posición específica de su órbita, también detectaban llamaradas de rayos X. En 2019, astrónomos analizaron datos del Observatorio de Arecibo , el MOST y el Telescopio Fotoeléctrico Automatizado, además de observaciones históricas de la estrella en longitudes de onda de radio, ópticas, ultravioleta y rayos X, para examinar estas afirmaciones. Descubrieron que las afirmaciones anteriores eran exageradas y que la estrella anfitriona no presentaba muchas de las características de brillo y espectrales asociadas con las llamaradas estelares y las regiones activas solares , incluidas las manchas solares. Su análisis estadístico también reveló que se observan muchas llamaradas estelares independientemente de la posición del exoplaneta, refutando así 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". [ 60 ] Algunos investigadores también habían sugerido que HD 189733 acumula, o extrae, material de su exoplaneta en órbita a una tasa similar a la que se encuentra alrededor de protoestrellas jóvenes en sistemas estelares T Tauri . Análisis posteriores demostraron que se acumuló muy poco gas, o ninguno, del compañero "Júpiter caliente". [ 61 ]

Véase también

Lecturas adicionales

  • Orígenes de los Júpiter calientes , Rebekah I. Dawson, John Asher Johnson, 18 de enero de 2018

Referencias

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