Astronomía

¿Puede un gigante gaseoso tener otro planeta gaseoso como satélite?

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¿Es posible que un gigante gaseoso (uno muy grande) tenga otro planeta gaseoso más pequeño como satélite?


Eso parece.

Piense en las enanas marrones. En el extremo inferior del espectro de masas, son solo un par de docenas de veces la masa de Júpiter y solo un par de veces la masa de Júpiter calientes. Se ha descubierto que algunas enanas marrones tienen planetas. Echando un vistazo a algunos ejemplos:

  • 2M1207: Aproximadamente con 25 masas de Júpiter, esta enana marrón tiene un objeto de masa planetaria orbitando alrededor, 2M1207b. Este objeto tiene entre 3 y 10 veces la masa de Júpiter, y es bastante caliente, aunque orbita lejos de la estrella.
  • 2MASS J04414489 + 2301513: Aproximadamente 20 masas de Júpiter, con un compañero en la escala de 5 a 10 masas de Júpiter que podría ser un planeta.

Tenga en cuenta que estas enanas marrones tienen una masa muy baja, solo un poco más masiva que los Júpiter calientes. Pueden tener gigantes gaseosos en órbita, ¿por qué los Júpiter calientes de gran masa no pueden tener lo mismo?


Los videojuegos creen que sí: http://en.spaceengine.org/forum/10-1762-1

De manera más general, sabemos que esto puede funcionar para las estrellas de una manera estable: hay estrellas ternarias donde un binario cercano orbita un tercer sol grande y distante. Así que reemplace las estrellas binarias por gigantes gaseosos y listo. Y el sistema Plutón-Caronte nos dice que cuerpos de tamaño similar pueden orbitar alrededor de una estrella.

Entonces, la física no excluye la configuración en sí misma.

Entonces, existen los problemas habituales con la probabilidad: la captura gravitacional es difícil y, en general, se espera que la formación de planetas sea notablemente diferente de la formación de estrellas. Tal vez podamos evitar esto último: los gigantes gaseosos están casi en la etapa de enana marrón, por lo que los mecanismos de formación de estrellas son más aplicables.

Según los ejemplos seleccionados aquí, Júpiter tiene una densidad comparable a la del Sol, por lo que esperaría que esto signifique que podemos escalar la parte binaria del sistema estelar a niveles de gigantes gaseosos sin hacer que el sistema sea más inestable que su contraparte estelar.

Un conocimiento preciso de la física relevante para afirmar eso con confianza, y saber si la estabilidad podría durar millones o miles de millones de años, está actualmente más allá de mi alcance.


Los astrónomos encuentran un sistema planetario con un exoplaneta gigante gaseoso y una enana blanca compañera

Imagen SDSS del planeta anfitrión TOI-1259A y su compañera enana blanca ligada TOI-1259B. Crédito: Martin et al., 2021.

Utilizando el satélite de estudio de exoplanetas en tránsito (TESS) de la NASA, un equipo internacional de astrónomos ha descubierto un interesante sistema planetario extrasolar que consta de una estrella anfitriona enana K, un planeta del tamaño de Júpiter y una enana blanca. El hallazgo y los parámetros del sistema, designado TOI-1259, se presentaron en un artículo publicado el 7 de enero en el arXiv repositorio de preimpresión.

TESS está realizando un estudio de unas 200.000 de las estrellas más brillantes cercanas al sol con el objetivo de buscar exoplanetas en tránsito. Hasta ahora, ha identificado más de 2.450 exoplanetas candidatos (Objetos de interés TESS, o TOI), de los cuales 91 han sido confirmados hasta ahora.

Ahora, un grupo de astrónomos dirigido por David V. Martin de la Universidad Estatal de Ohio en Columbus, Ohio, informa la detección de una señal de tránsito en la curva de luz TESS de la estrella TOI-1259A, una estrella enana K ubicada a unas 385 luces años de distancia. La naturaleza planetaria de esta señal fue confirmada por observaciones de seguimiento utilizando telescopios terrestres.

Según el documento, la estrella madre TOI-1259A tiene un radio de aproximadamente 0,71 radios solares y es un 25% menos masiva que nuestro sol. Tiene una metalicidad a un nivel de aproximadamente -0,5 y una temperatura efectiva de alrededor de 4.775 K.

El exoplaneta, designado TOI-1259Ab, es del tamaño de Júpiter pero aproximadamente un 56% menos masivo que el planeta más grande del sistema solar. El mundo alienígena orbita a su anfitrión cada 3,48 días, a una distancia de aproximadamente 0,04 UA de él. La temperatura de equilibrio del planeta se estimó en aproximadamente 963 K.

Lo que hace de TOI-1259 un sistema planetario peculiar es la presencia de una compañera enana blanca atada (TOI-1259B). El objeto está separado por 1.648 AU de la estrella anfitriona y tiene una temperatura efectiva de aproximadamente 6.300 K. Los investigadores encontraron que TOI-1259B tiene un radio de 0.013 radios solares y una masa de aproximadamente 0.56 masas solares.

Las propiedades de la enana blanca permitieron al equipo derivar una edad total del sistema. Estiman que TOI-1259 tiene alrededor de 4.080 millones de años.

Resumiendo los resultados, los investigadores notaron que la enana blanca se encuentra actualmente en una separación que no se prevé que impacte la formación de planetas. Sin embargo, discuten la posible influencia de este objeto en la formación y evolución de TOI-1259Ab en el pasado.

"Durante su vida de secuencia principal, el progenitor de la enana blanca habría sido más masivo (∼1,59 masas solares) y mucho más cercano (∼900 UA, asumiendo una pérdida de masa adiabática). En este punto, los efectos seculares como Kozai-Lidov pueden haber sido De hecho, el efecto Kozai-Lidov puede haber llevado al planeta a su configuración orbital actual, al inducir una migración de marea de alta excentricidad, si el planeta comenzara en una órbita más amplia, como se esperaría de un gigante gaseoso ", concluyeron los astrónomos.


El planeta gaseoso gigante es tan grande que "no debería existir" según los científicos

Un planeta gigantesco que "no debería existir" desconcierta a los científicos. Ubicado a 31 años luz de la Tierra se encuentra un gran planeta gaseoso llamado GJ 3512b. Lo extraño del planeta es que tiene aproximadamente la mitad del tamaño de Júpiter y orbita una estrella que es ocho veces más pequeña que nuestro propio Sol.

Planetas tan grandes ya son bastante raros, pero orbitar una estrella tan pequeña hace que este planeta sea un misterio aún mayor. De hecho, es tan grande que no podría haber nacido de la misma forma que se forman otros planetas. Los científicos de Suiza, España y Alemania están completamente desconcertados sobre cómo se formó GJ 3512b y, en última instancia, podría hacer que los astrónomos reevalúen cómo nacen todos los planetas.

El profesor Christoph Mordasini, científico de la Universidad de Berna, explicó: “Alrededor de estas estrellas solo debería haber planetas del tamaño de la Tierra o Supertierras algo más masivas”, y agregó: “Sin embargo, GJ 3512b es un gigante planeta con una masa aproximadamente la mitad de grande que la de Júpiter ".

GJ 3512b tiene aproximadamente la mitad del tamaño de Júpiter.

El planeta, que está formado por gas y polvo, fue descubierto por científicos espaciales que utilizaban un telescopio en el Observatorio de Calar Alto, en la parte sur de España. Orbita su diminuta estrella enana roja cada 204 días.

Por lo general, los planetas se forman cuando las rocas y el polvo se combinan mediante la atracción gravitacional de una estrella. Los planetas continúan creciendo hasta que son lo suficientemente grandes como para retener su propio gas atmosférico. Sin embargo, los estudios realizados por el equipo científico indican que GJ 3512b no pudo haber nacido de esa manera porque su estrella es demasiado pequeña para tener la atracción gravitacional que se habría requerido para que se formara el planeta.

El equipo dijo que después de que un disco de roca y polvo que orbitaba la estrella se "colapsara por su propia gravedad", probablemente fue entonces cuando el planeta comenzó a formarse. Anteriormente se pensaba que el tipo de formación de planetas llamado inestabilidad gravitacional había sido una ocurrencia rara, pero los científicos ahora piensan que en realidad no es tan infrecuente. Puedes leer su estudio completo en la revista. Ciencias.

Versión artística de un exoplaneta gaseoso.

Juan Carlos Morales, astrónomo de la Universidad Autónoma de Barcelona, ​​y estuvo involucrado en el descubrimiento, dijo Científico nuevo, "Esta es la primera vez que tenemos una detección clara de un planeta donde la única forma posible de explicarlo es la inestabilidad gravitacional".

Con más de 4.000 exoplanetas descubiertos hasta ahora, es muy probable que los científicos encuentren planetas más inusuales como GJ 3512b.


Kepler encuentra un gigante del tamaño de la Tierra & # 8220Gas & # 8221

Los planetas gaseosos no siempre están hinchados, son mundos monstruosos del tamaño de Júpiter o Saturno (o más grandes), aparentemente también pueden ser apenas más grandes que la Tierra. Este fue el descubrimiento anunciado hoy durante la 223ª reunión de la Sociedad Astronómica Estadounidense en Washington, DC, cuando se presentaron los hallazgos sobre el exoplaneta gaseoso (pero sorprendentemente pequeño) KOI-314c.

"Este planeta podría tener la misma masa que la Tierra, pero ciertamente no es similar a la Tierra", dijo David Kipping del Centro Harvard-Smithsoniano de Astrofísica (CfA), autor principal del descubrimiento. & # 8220Demuestra que no existe una línea divisoria clara entre mundos rocosos como la Tierra y planetas más esponjosos como mundos acuáticos o gigantes gaseosos. & # 8221

Descubierto por el telescopio espacial Kepler & # 8212 irónicamente, durante una búsqueda de exolunas & # 8212 KOI-314c fue encontrado transitando una estrella enana roja a sólo 200 años luz de distancia & # 8212 & # 8220 una piedra & # 8217s arrojada por los estándares de Kepler & # 8217s, & # 8221 según Kipping. (La profundidad de observación de Kepler & # 8217 es de unos 3000 años luz).

Kipping utilizó una técnica llamada variaciones de tiempo de tránsito (TTV) para estudiar dos de los tres exoplanetas encontrados orbitando KOI-314. Ambos son aproximadamente un 60% más grandes que la Tierra en diámetro, pero sus respectivas masas son muy diferentes. KOI-314b es un mundo denso y rocoso cuatro veces la masa de la Tierra, mientras que KOI-314c & # 8217s más ligero, masa similar a la Tierra indica un planeta con una atmósfera gruesa & # 8220puffy & # 8221 ... similar a la & # 8217s encontrada en Neptuno o Urano.

Sin embargo, a diferencia de esos mundos fríos, este exoplaneta recién descubierto aumenta la temperatura. Orbitando su estrella cada 23 días, las temperaturas en KOI-314c alcanzan los 220ºF (104ºC)… demasiado caliente para que el agua exista en forma líquida y, por lo tanto, demasiado caliente para la vida tal como la conocemos.

De hecho, el equipo de Kipping encontró que KOI-314c es solo un 30 por ciento más denso que el agua, lo que sugiere que tiene una atmósfera significativa de cientos de millas de espesor, probablemente compuesta de hidrógeno y helio.

Se pensó que KOI-314c pudo haber sido originalmente un planeta gaseoso & # 8220mini-Neptuno & # 8221 y desde entonces ha perdido parte de su atmósfera, evaporada por la intensa radiación de la estrella.

KOI-314c no solo es el exoplaneta más liviano en el que se miden tanto su masa como su diámetro, sino que también es un testimonio del éxito y la sensibilidad del método TTV relativamente nuevo, que es particularmente útil en sistemas de múltiples planetas donde los bamboleos gravitacionales más pequeños revelan la presencia y detalles de cuerpos vecinos.

& # 8220Estamos trayendo variaciones de tiempos de tránsito al vencimiento, & # 8221 Kipping. Añadió durante las observaciones finales de su presentación en AAS223: & # 8220 & # 8217s en realidad recicla la forma en que se descubrió Neptuno al ver a Urano & # 8217 tambalearse hace 150 años. Creo que es un método del que conocerás más. Es posible que seamos capaces de detectar incluso la primera masa terrestre / radio terrestre 2.0 utilizando esta técnica en el futuro. & # 8221


Contenido

La siguiente es una versión del modelo de Niza de cinco planetas que da como resultado una inestabilidad temprana y reproduce una serie de aspectos del Sistema Solar actual. Aunque en el pasado la inestabilidad del planeta gigante se ha relacionado con el bombardeo pesado tardío, varios estudios recientes indican que la inestabilidad del planeta gigante ocurrió temprano. [2] [3] [4] [5] El Sistema Solar puede haber comenzado con los planetas gigantes en otra cadena de resonancia. [6]

El Sistema Solar termina su fase de nebulosa con Júpiter, Saturno y los tres gigantes de hielo en una cadena de resonancia de 3: 2, 3: 2, 2: 1, 3: 2 con ejes semi-principales que van desde 5.5 - 20 AU. Un disco denso de planetesimales orbita más allá de estos planetas, que se extiende desde 24 AU hasta 30 AU. [6] Los planetesimales en este disco se agitan debido a las interacciones gravitacionales entre ellos, aumentando las excentricidades e inclinaciones de sus órbitas. El disco se extiende a medida que esto ocurre, empujando su borde interior hacia las órbitas de los planetas gigantes. [5] Las colisiones entre planetesimales en el disco exterior también producen escombros que se convierten en polvo en una cascada de colisiones. El polvo gira en espiral hacia los planetas debido al arrastre de Poynting-Robertson y finalmente alcanza la órbita de Neptuno. [6] Las interacciones gravitacionales con el polvo o con los planetesimales dispersos hacia adentro permiten que los planetas gigantes escapen de la cadena de resonancia aproximadamente diez millones de años después de la disipación del disco de gas. [6] [7]

Luego, los planetas experimentan una migración impulsada por planetesimales cuando encuentran e intercambian momento angular con un número creciente de planetesimales. [6] Durante estos encuentros se produce una transferencia neta de planetesimales hacia el interior y una migración hacia el exterior de Neptuno, ya que la mayoría de los que están dispersos regresan para ser encontrados de nuevo, mientras que algunos de los que están dispersos hacia adentro no pueden regresar después de encontrarse con Urano. Un proceso similar ocurre para Urano, el gigante de hielo adicional, y Saturno, lo que resulta en su migración hacia afuera y una transferencia de planetesimales hacia adentro desde el cinturón exterior a Júpiter. Júpiter, por el contrario, expulsa a la mayoría de los planetesimales del Sistema Solar y, como resultado, migra hacia adentro. [8] Después de 10 millones de años, la migración divergente de los planetas conduce a cruces de resonancia, excitando las excentricidades de los planetas gigantes y desestabilizando el sistema planetario cuando Neptuno está cerca de 28 UA. [9]

El gigante de hielo extra se expulsa durante esta inestabilidad. El gigante de hielo adicional entra en una órbita que cruza Saturno después de que aumenta su excentricidad y Saturno lo dispersa hacia adentro en una órbita que cruza Júpiter. Los repetidos encuentros gravitacionales con el gigante de hielo provocan saltos en los ejes semi-principales de Júpiter y Saturno, lo que provoca una separación gradual de sus órbitas y conduce a un rápido aumento de la proporción de sus períodos hasta que es superior a 2,3. [10] El gigante de hielo también se encuentra con Urano y Neptuno y cruza partes del cinturón de asteroides, ya que estos encuentros aumentan la excentricidad y el eje semi-mayor de su órbita. [11] Después de 10,000–100,000 años, [12] el gigante de hielo es expulsado del Sistema Solar luego de un encuentro con Júpiter, convirtiéndose en un planeta rebelde. [1] Los planetas restantes continúan migrando a un ritmo decreciente y se acercan lentamente a sus órbitas finales a medida que se elimina la mayor parte del disco planetesimal restante. [13]

Las migraciones de los planetas gigantes y los encuentros entre ellos tienen muchos efectos en el Sistema Solar exterior. Los encuentros gravitacionales entre los planetas gigantes excitan las excentricidades e inclinaciones de sus órbitas. [14] Los planetesimales esparcidos hacia adentro por Neptuno entran en órbitas que cruzan planetas donde pueden impactar los planetas o sus satélites [15] Los impactos de estos planetesimales dejan cráteres y cuencas de impacto en las lunas de los planetas exteriores, [16] y pueden resultar en la ruptura de sus lunas interiores. [17] Algunos de los planetesimales son capturados en salto como troyanos de Júpiter cuando el eje semi-mayor de Júpiter salta durante los encuentros con el gigante de hielo expulsado. Un grupo de troyanos de Júpiter puede agotarse en relación con el otro si el gigante de hielo lo atraviesa después del último encuentro del gigante de hielo con Júpiter. Más tarde, cuando Júpiter y Saturno están cerca de las resonancias de movimiento medio, se pueden capturar otros troyanos de Júpiter mediante el mecanismo descrito en el modelo original de Nice. [18] [19] Otros planetesimales son capturados como satélites irregulares de los planetas gigantes a través de interacciones de tres cuerpos durante los encuentros entre el gigante de hielo expulsado y los otros planetas. Los satélites irregulares comienzan con una amplia gama de inclinaciones que incluyen órbitas progradas, retrógradas y perpendiculares. [20] La población se reduce posteriormente a medida que los que están en órbitas perpendiculares se pierden debido al mecanismo de Kozai, [21] y otros se rompen por colisiones entre ellos. [22] Los encuentros entre planetas también pueden perturbar las órbitas de los satélites regulares y pueden ser responsables de la inclinación de la órbita de Jápeto. [23] Es posible que el eje de rotación de Saturno se haya inclinado cuando cruzó lentamente una resonancia de órbita giratoria con Neptuno. [24] [25]

Muchos de los planetesimales también se implantan en varias órbitas más allá de la órbita de Neptuno durante su migración. Mientras Neptuno migra hacia afuera varias UA, el cinturón de Kuiper clásico caliente y el disco disperso se forman cuando algunos planetesimales dispersos hacia afuera por Neptuno son capturados en resonancias, experimentan un intercambio de excentricidad frente a inclinación a través del mecanismo de Kozai y se liberan en un perihelio superior, estable. órbitas. [9] [26] Los planetesimales capturados en la resonancia de barrido 2: 1 de Neptuno durante esta migración temprana se liberan cuando un encuentro con el gigante de hielo hace que su semi-eje mayor salte hacia afuera, dejando atrás un grupo de baja inclinación y baja excentricidad. objetos en el cinturón de Kuiper clásico frío con ejes semi-mayores cerca de 44 AU. [27] Este proceso evita encuentros cercanos con Neptuno, lo que permite que sobrevivan los binarios débilmente enlazados, incluidos los binarios "azules". [28] Se evita un exceso de plutinos de baja inclinación debido a una liberación similar de objetos de la resonancia 3: 2 de Neptuno durante este encuentro. [27] La ​​modesta excentricidad de Neptuno después del encuentro, [29] o la rápida precesión de su órbita, [30] permite que el disco primordial de objetos fríos del cinturón de Kuiper clásico sobreviva. [31] Si la migración de Neptuno es lo suficientemente lenta después de este encuentro, la distribución de excentricidad de estos objetos puede ser truncada por resonancias de movimiento medio de barrido, dejándolo con un paso cerca de la resonancia 7: 4 de Neptuno. [32] A medida que Neptuno se acerca lentamente a su órbita actual, los objetos quedan en órbitas fosilizadas de perihelio alto en el disco disperso. [33] [13] Otros con perihelia más allá de la órbita de Neptuno pero no lo suficientemente alto como para evitar interacciones con Neptuno permanecen como objetos dispersos, [26] y aquellos que permanecen en resonancia al final de la migración de Neptuno forman las diversas poblaciones resonantes más allá de la órbita de Neptuno. . [34] Los objetos que están dispersos en órbitas de semi-eje mayor muy grandes pueden tener su perihelio elevado más allá de las influencias de los planetas gigantes por la marea galáctica o las perturbaciones de las estrellas que pasan, depositándolos en la nube de Oort. Si el hipotético Planeta Nueve estuviera en su órbita propuesta en el momento de la inestabilidad, se capturaría una nube de objetos aproximadamente esférica con ejes semi-principales que van desde unos pocos cientos hasta unos pocos miles de UA. [26]

En el Sistema Solar interior, los impactos de la inestabilidad varían con su tiempo y duración. Una inestabilidad temprana podría haber sido responsable de la eliminación de la mayor parte de la masa de la región de Marte, dejando a Marte más pequeño que la Tierra y Venus. [35] Una inestabilidad temprana también podría resultar en el agotamiento del cinturón de asteroides, [36] y si se extendía por unos cientos de miles de años, la excitación de sus excentricidades e inclinaciones. [37] Las familias de colisiones de asteroides pueden dispersarse debido a interacciones con diversas resonancias y por encuentros con el gigante de hielo cuando cruza el cinturón de asteroides. [38] Los planetesimales del cinturón exterior están incrustados en el cinturón de asteroides como asteroides de tipo P y D cuando su afelio desciende por debajo de la órbita de Júpiter mientras están en resonancia o durante encuentros con el gigante de hielo, y algunos llegan al asteroide interior. cinturón debido a los encuentros con el gigante de hielo. [39] Una inestabilidad tardía tendría que ser breve, impulsando una rápida separación de las órbitas de Júpiter y Saturno, para evitar la excitación de las excentricidades de los planetas internos debido al barrido de resonancia secular. [40] Esto también conduciría a cambios más modestos en las órbitas de los asteroides si el cinturón de asteroides tuviera una masa baja inicial, [11] o si hubiera sido agotado y excitado por el Grand Tack, posiblemente cambiando la distribución de sus excentricidades hacia el distribución actual. [41] Una inestabilidad tardía también podría resultar en que aproximadamente la mitad de los asteroides escapen del núcleo de un cinturón de asteroides previamente agotado (menos que en el modelo original de Niza) [15], lo que provocaría un bombardeo más pequeño pero extendido de los planetas interiores por Objetos rocosos cuando una extensión interna del cinturón de asteroides se interrumpe cuando los planetas alcanzan sus posiciones actuales. [42]

Modelos de cuatro planetas Editar

Las teorías actuales de la formación planetaria no permiten la acumulación de Urano y Neptuno en sus posiciones actuales. [43] El disco protoplanetario era demasiado difuso y las escalas de tiempo demasiado largas [44] para que se formaran a través de la acreción planetesimal antes de que el disco de gas se disipara, y los modelos numéricos indican que la acreción posterior se detendría una vez que se formaran los planetesimales del tamaño de Plutón. [45] Aunque los modelos más recientes que incluyen la acumulación de guijarros permiten un crecimiento más rápido, la migración hacia adentro de los planetas debido a las interacciones con el disco de gas los deja en órbitas más cercanas. [46]

Ahora se acepta ampliamente que el Sistema Solar era inicialmente más compacto y que los planetas exteriores migraron hacia sus posiciones actuales. [47] La ​​migración de los planetas exteriores impulsada por planetesimales fue descrita por primera vez en 1984 por Fernández e Ip. [48] ​​Este proceso es impulsado por el intercambio de momento angular entre los planetas y los planetesimales que se originan en un disco exterior. [49] Los primeros modelos dinámicos asumieron que esta migración fue suave. Además de reproducir las posiciones actuales de los planetas exteriores, [50] estos modelos ofrecían explicaciones para: las poblaciones de objetos resonantes en el cinturón de Kuiper, [51] la excentricidad de la órbita de Plutón, [52] las inclinaciones del clásico Kuiper caliente objetos del cinturón y la retención de un disco disperso, [53] y la baja masa del cinturón de Kuiper y la ubicación de su borde exterior cerca de la resonancia 2: 1 con Neptuno. [54] Sin embargo, estos modelos no lograron reproducir las excentricidades de los planetas exteriores, dejándolos con excentricidades muy pequeñas al final de la migración. [14]

En el modelo original de Niza, las excentricidades de Júpiter y Saturno se excitan cuando cruzan su resonancia 2: 1, desestabilizando el Sistema Solar exterior. Se produce una serie de encuentros gravitacionales durante los cuales Urano y Neptuno se dispersan hacia afuera en el disco planetesimal. Allí dispersan una gran cantidad de planetesimales hacia adentro, acelerando la migración de los planetas. La dispersión de planetesimales y el barrido de resonancias a través del cinturón de asteroides producen un bombardeo de los planetas interiores. Además de reproducir las posiciones y excentricidades de los planetas exteriores, [8] el modelo original de Niza proporcionó el origen de: los troyanos de Júpiter, [19] y los troyanos de Neptuno [55] los satélites irregulares de Saturno, Urano y Neptuno [21] las diversas poblaciones de objetos transneptunianos [56] la magnitud y con las condiciones iniciales adecuadas, el momento del Bombardeo Intenso Tardío. [15]

Sin embargo, amplias resonancias seculares perturbarían las órbitas de los objetos internos del Sistema Solar si la migración de Júpiter fuera lenta y suave. El ν5 la resonancia secular atraviesa las órbitas de los planetas terrestres excitando sus excentricidades. [57] Mientras Júpiter y Saturno se acercan lentamente a su resonancia 2: 1, la excentricidad de Marte alcanza valores que pueden resultar en colisiones entre planetas o en la expulsión de Marte del Sistema Solar. Las versiones revisadas del modelo de Niza que comienzan con los planetas en una cadena de resonancias evitan este lento acercamiento a la resonancia 2: 1. Sin embargo, las excentricidades de Venus y Mercurio se excitan típicamente más allá de sus valores actuales cuando el ν5 la resonancia secular cruza sus órbitas. [10] Las órbitas de los asteroides también se alteran significativamente: el ν16 la resonancia secular excita inclinaciones y el ν6 la resonancia secular excita excentricidades, eliminando asteroides de baja inclinación, mientras barren el cinturón de asteroides. Como resultado, el cinturón de asteroides superviviente queda con una fracción mayor de objetos de alta inclinación de lo que se observa actualmente. [12]

Las órbitas de los planetas interiores y la distribución orbital del cinturón de asteroides se pueden reproducir si Júpiter se encuentra con uno de los gigantes de hielo, acelerando su migración. [12] Los cruces lentos de resonancia que excitan las excentricidades de Venus y Mercurio y alteran la distribución orbital de los asteroides ocurren cuando el período de Saturno era entre 2,1 y 2,3 veces mayor que el de Júpiter. Los teóricos proponen que estos se evitaron porque la migración divergente de Júpiter y Saturno estaba dominada por la dispersión planeta-planeta en ese momento. Específicamente, uno de los gigantes de hielo se dispersó hacia adentro en una órbita de cruce de Júpiter por un encuentro gravitacional con Saturno, después de lo cual fue dispersado hacia afuera por un encuentro gravitacional con Júpiter. [10] Como resultado, las órbitas de Júpiter y Saturno divergieron rápidamente, acelerando el barrido de las resonancias seculares. Esta evolución de las órbitas de los planetas gigantes, similar a los procesos descritos por los investigadores de exoplanetas, se conoce como el escenario del salto de Júpiter. [58]

Planeta expulsado Editar

Los encuentros entre el gigante de hielo y Júpiter en el escenario de Júpiter saltarín a menudo conducen a la expulsión del gigante de hielo. Para que este gigante de hielo se mantenga, su excentricidad debe amortiguarse mediante la fricción dinámica con el disco planetesimal, elevando su perihelio más allá de la órbita de Saturno. Las masas de discos planetesimales que se utilizan típicamente en el modelo de Niza a menudo son insuficientes para esto, dejando los sistemas que comienzan con cuatro planetas gigantes con solo tres al final de la inestabilidad. La expulsión del gigante de hielo puede evitarse si la masa del disco es mayor, pero la separación de Júpiter y Saturno a menudo crece demasiado y sus excentricidades se vuelven demasiado pequeñas a medida que se limpia el disco más grande. Estos problemas llevaron a David Nesvorný del Southwest Research Institute a proponer que el Sistema Solar comenzó con cinco planetas gigantes, con un planeta adicional con masa de Neptuno entre Saturno y Urano. [1] Utilizando miles de simulaciones con una variedad de condiciones iniciales, encontró que las simulaciones que comienzan con cinco planetas gigantes tenían diez veces más probabilidades de reproducir las órbitas de los planetas exteriores. [59] Un estudio de seguimiento realizado por David Nesvorný y Alessandro Morbidelli encontró que se produjo el salto requerido en la proporción de los períodos de Júpiter y Saturno y que las órbitas de los planetas exteriores se reprodujeron en el 5% de las simulaciones para un sistema de cinco planetas frente a menos del 1% para los sistemas de cuatro planetas. El más exitoso comenzó con una migración significativa de Neptuno, que interrumpió el disco planetesimal, antes de que los encuentros planetarios fueran provocados por el cruce de resonancia. Esto reduce la fricción secular, lo que permite preservar la excentricidad de Júpiter después de que se excita por cruces de resonancia y encuentros planetarios. [60]

Konstantin Batygin, Michael E. Brown y Hayden Betts, por el contrario, encontraron que los sistemas de cuatro y cinco planetas tenían una probabilidad similar (4% frente a 3%) de reproducir las órbitas de los planetas exteriores, incluidas las oscilaciones de Júpiter y Saturno. excentricidades, y las poblaciones frías y calientes del cinturón de Kuiper. [61] [62] En sus investigaciones, se requirió que la órbita de Neptuno tuviera una fase de alta excentricidad durante la cual se implantó la población caliente. [63] También fue necesaria una rápida precesión de la órbita de Neptuno durante este período debido a las interacciones con Urano para la preservación de un cinturón primordial de objetos clásicos fríos. [61] Para un sistema de cinco planetas, encontraron que las bajas excentricidades del cinturón clásico frío se conservaban mejor si el quinto planeta gigante fuera expulsado en 10.000 años. [62] Dado que su estudio examinó solo el Sistema Solar exterior, no incluyó el requisito de que las órbitas de Júpiter y Saturno divergieran rápidamente como sería necesario para reproducir el Sistema Solar interior actual. [60]

Varios trabajos anteriores también modelaron sistemas solares con planetas extra gigantes. Un estudio de Thommes, Bryden, Wu y Rasio incluyó simulaciones de cuatro y cinco planetas que comienzan en cadenas resonantes. Las cadenas resonantes sueltas de cuatro o cinco planetas con Júpiter y Saturno comenzando en una resonancia de 2: 1 a menudo resultaban en la pérdida de un gigante de hielo para los discos planetesimales de masa pequeña. La pérdida de un planeta se evitó en cuatro sistemas de planetas con un disco planetesimal más grande, pero no hubo dispersión de planetas. Un sistema más compacto con Júpiter y Saturno en una resonancia de 3: 2 a veces resultó en encuentros entre Júpiter y Saturno. [64] Un estudio de Morbidelli, Tsiganis, Crida, Levison y Gomes fue más exitoso en la reproducción del Sistema Solar comenzando con un sistema de cuatro planetas en una cadena resonante compacta. También modelaron la captura de planetas en una cadena resonante de cinco planetas y notaron que los planetas tenían excentricidades más grandes y el sistema se volvió inestable dentro de los 30 Myr. [65] Ford y Chiang modelaron sistemas de planetas en una oligarquía empaquetada, el resultado de su formación en un disco dinámicamente frío más masivo. Descubrieron que los planetas adicionales serían expulsados ​​a medida que disminuía la densidad del disco primordial. [66] Las simulaciones de Levison y Morbidelli, por el contrario, mostraron que los planetas en tales sistemas se extenderían en lugar de ser expulsados. [67]

Condiciones iniciales Editar

Los planetas gigantes comienzan en una cadena de resonancias. Durante su formación en el disco protoplanetario, las interacciones entre los planetas gigantes y el disco de gas hicieron que migraran hacia el interior, hacia el Sol. La migración hacia el interior de Júpiter continuó hasta que se detuvo o se invirtió, como en el modelo Grand Tack, cuando capturó un Saturno que migraba más rápido en una resonancia de movimiento medio. [68] La cadena de resonancia se extendió cuando los tres gigantes de hielo también migraron hacia adentro y fueron capturados en más resonancias. [60] Una migración de largo alcance de Neptuno hacia afuera en el disco planetesimal antes de que comiencen los encuentros planetarios es más probable si los planetas fueron capturados en una cadena de resonancia 3: 2, 3: 2, 2: 1, 3: 2, ocurriendo en 65 % de simulaciones cuando el borde interior estaba dentro de 2 AU. Si bien esta cadena de resonancia tiene la mayor probabilidad de reproducir la migración de Neptuno, también son posibles otras cadenas de resonancia si la inestabilidad ocurrió temprano. [6]

Una inestabilidad tardía puede haber seguido a un período prolongado de migración lenta impulsada por el polvo. La combinación de un escape tardío de una cadena de resonancia, como se describe en el modelo Nice 2, y una migración de largo alcance de Neptuno es poco probable. Si el borde interno del disco planetesimal está cerca, se produce un escape temprano de la resonancia, si está distante, una inestabilidad generalmente se desencadena antes de que ocurra una migración significativa de Neptuno. Esta brecha se puede salvar si un escape temprano de la resonancia es seguido por un período prolongado de migración lenta impulsada por el polvo. En este caso, es poco probable que haya cadenas de resonancia distintas de 3: 2, 3: 2, 2: 1, 3: 2. Las inestabilidades ocurren durante la migración lenta para cadenas de resonancia más estrechas y el disco distante es irrealmente estrecho para cadenas de resonancia más relajadas. La tasa de migración impulsada por el polvo se ralentiza con el tiempo a medida que disminuye la tasa de generación de polvo. Como resultado, el momento de la inestabilidad es sensible a factores que determinan la tasa de generación de polvo, como la distribución del tamaño y la fuerza de los planetesimales. [6]

Momento de la inestabilidad Editar

The timing of the instability in the Nice model was initially proposed to have coincided with the Late Heavy Bombardment, a spike in the impact rate thought to have occurred several hundred million years after the formation of the Solar System. However, recently a number of issues have been raised regarding the timing of the Nice model instability, whether it was the cause of the Late Heavy Bombardment, and if an alternative would better explain the associated craters and impact basins. Most of the effects of the Nice model instability on the orbits of the giant planets and those of the various small body populations that originated in the outer planetesimal disk are independent of its timing, however.

A five-planet Nice model with a late instability has a low probability of reproducing the orbits of the terrestrial planets. Jupiter's and Saturn's period ratio makes the jump from less than 2.1 to greater than 2.3 required to avoid secular resonance crossings in a small fraction of simulations (7%–8.7%) [60] [2] and the eccentricities of the terrestrial planets can also be excited when Jupiter encounters the ice giant. [57] In a study by Nathan Kaib and John Chambers this resulted in the orbits of the terrestrial planets being reproduced in a few percent of simulation with only 1% reproducing both the terrestrial and giant planets orbits. This led Kaib and Chambers to propose that the instability occurred early, before the formation of the terrestrial planets. [2] However, a jump in the ratio of the orbital periods of Jupiter and Saturn is still required to reproduce the asteroid belt, reducing the advantage of an early instability. [69] [70] A previous study by Ramon Brasser, Kevin Walsh, and David Nesvorny found a reasonable chance (greater than 20%) of reproducing the inner Solar System using a selected five-planet model. [40] The shapes of the impact basins on Iapetus are also consistent with a late bombardment. [71] [16]

Sufficient mass may not remain in the planetesimal disk after 400 million years of collisional grinding to fit models of the instability. If the size distribution of the planetesimal disk initially resembled its current distribution and included thousands of Pluto mass objects significant mass loss occurs. This leaves the disk with under 10 Earth masses, while a minimum of 15 Earth masses is needed in current models of the instability. The size distribution also becomes shallower than is observed. These problems remain even if simulations begin with a more massive disk or a steeper size distribution. In contrast, a much lower mass loss and little change in the size distribution occurs during an early instability. [3] If the planetesimal disk began without Pluto mass objects collisional grinding would begin as they formed from smaller object, with the timing depending on the initial size of the objects and mass of the planetesimal disk. [72]

Binary objects such as Patroclus-Menoetius would be separated due to the collisions if the instability was late. Patroclus and Menoetius are a pair of

100 km objects orbiting with a separation of 680 km and relative velocities of

11 m/s. While this binary remains in a massive planetesimal disk it is vulnerable to being separated due to collision. Roughly

90% of similar binaries are separated per hundred million years in simulations and after 400 million years its survival probabilities falls to 7 × 10 −5 . The presence of Patroclus-Menoetius among the Jupiter Trojans requires that the giant planet instability occurred within 100 million years of the formation of the Solar System. [4]

Interactions between Pluto-massed objects in the outer planetesimal disk can result in an early instability. Gravitational interactions between the largest planetesimals dynamically heat the disk, increasing the eccentricities of their orbits. The increased eccentricities also lower their perihelion distances causing some of them to enter orbits that cross that of the outer giant planet. Gravitational interactions between the planetesimals and the planet allow it to escape from the resonance chain and drive its outward migration. In simulations this often leads to resonance crossings and an instability within 100 million years. [5] [7]

The bombardment produced by the Nice model may not match the Late Heavy Bombardment. An impactor size distribution similar to the asteroids would result in too many large impact basins relative to smaller craters. [73] The innermost asteroid belt would need a different size distribution, perhaps due to its small asteroids being the result of collisions between a small number of large asteroids, to match this constraint. [74] While the Nice model predicts a bombardment by both asteroids and comets, [15] most evidence (although not all) [75] points toward a bombardment dominated by asteroids. [76] [77] [78] This may reflect the reduced cometary bombardment in the five-planet Nice model and the significant mass loss or the break-up of comets after entering the inner Solar System, [79] potentially allowing the evidence of cometary bombardment to have been lost. [80] However, two recent estimates of the asteroid bombardment find it is also insufficient to explain the Late Heavy Bombardment. [81] [82] Reproducing the lunar craters and impact basins identified with the Late Heavy Bombardment, about 1/6 of the craters larger than 150 km in diameter, and the craters on Mars may be possible if a different crater-scaling law is used. The remaining lunar craters would then be the result of another population of impactors with a different size distribution, possibly planetesimals left over from the formation of the planets. [83] This crater-scaling law also is more successful at reproducing the more recently formed large craters. [84]

The craters and impact basins identified with the Late Heavy Bombardment may have another cause. Some recently offered alternatives include debris from the impact that formed the Borealis Basin on Mars, [85] and catastrophic collisions among lost planets once orbiting inside Mercury. [86] These explanations have their own potential problems, for example, the timing of the formation of the Borealis basin, [87] and whether objects should remain on orbits inside Mercury's. [88] A monotonically declining bombardment by planetesimals left over from the formation of the terrestrial planets has also been proposed. This hypothesis requires the lunar mantle to have crystallized relatively late which may explain the differing concentrations of highly siderophile elements in the Earth and Moon. [89] A previous work, however, found that the most dynamically stable part of this population would become depleted due to its collisional evolution, making the formation of several or even the last two impact basins unlikely. [90]

According to Nesvorný, colleagues have suggested several names for the hypothetical fifth giant planet—Hades, after the Greek god of the underworld Liber, after the Roman god of wine and a cognate of Dionysus and Bacchus and Mephitis, after the Roman goddess of toxic gases. Another suggestion is "Thing 1" from Dr. Seuss's Cat in the Hat children's book. However, Nesvorný himself does not like such suggestions. [91]

In January 2016, Batygin and Brown proposed that a distant massive ninth planet is responsible for the alignment of the perihelia of several trans-Neptunian objects with semi-major axes greater than 250 AU. [92] And in November 2017, Brown stated in a reply to a Twitter inquiry about the correlation between the five-planet Nice model and Planet Nine "i'd [sic] say it's a good chance that Planet Nine is Nice planet #5" [93] While the mechanism for the ejection of the fifth giant planet in the five-planet Nice model is reminiscent of the origin of Planet Nine, with a gravitational instability including an encounter with Jupiter, other origins have been proposed. Examples include capture from another star, [94] and in situ formation followed by its orbit being altered by a passing star. [95] [96]


Gas Giants Jump Into Planet Formation Early

Gas-giant planets like Jupiter and Saturn form soon after their stars do, according to new research.

Observations from NASA's Spitzer Space Telescope show that gas giants either form within the first 10 million years of a sun-like star's life, or not at all. The study offers new evidence that gas-giant planets must form early in a star's history. The lifespan of sun-like stars is about 10 billion years.

Ilaria Pascucci of the University of Arizona Steward Observatory in Tucson led a team of astronomers who conducted the most comprehensive search for gas around 15 different sun-like stars, most with ages ranging from 3 million to 30 million years.

The scientists used Spitzer's heat-seeking infrared eyes to search for warm gas in the inner portions of star systems, an area comparable to the zone between Earth and Jupiter in our own solar system.

In addition, Pascucci, team member Michael Meyer of the UA Steward Observatory and their colleagues probed for cold gas in the outer regions of these star systems with the Arizona Radio Observatory's 10-meter Submillimeter Telescope (SMT) on Mount Graham, Ariz. The outer zones of these star systems are analogous to the region around Saturn's orbit and beyond in our own solar system.

All of the stars in the study -- including those as young as a few million years -- have less than 10 percent of Jupiter's mass in gas swirling around them, Pascucci said.

"This indicates that gas giant planets like Jupiter and Saturn have already formed in these young solar system analogs, or they never will," Meyer said.

Astronomers suspect that gas around a star may also be important for sending terrestrial, or rocky, planets like Earth into relatively circular orbits as they form. If Earth had a highly elliptical orbit rather than relatively circular one, its temperature swings would be so extreme that humans and other complex organisms might not have evolved.

Many of the sun-like star systems in the study don't currently contain enough gas to send developing rocky planets into circular orbit, Pascucci said. One possibility is that terrestrial planets around these stars have highly elliptical orbits that hinder the development of complex life. Another possibility is that some mechanism other than gas moves the terrestrial planets into circular orbits once they are fully formed. "Our observations tested only the effect of gas," Pascucci said.

Pascucci's paper was published in the Astrophysical Journal in November 2006. The astronomers are presenting a poster of their findings today at the 209th meeting of the American Astronomical Society in Seattle, Wash. The observations were part of the Spitzer Legacy Science Program "Formation and Evolution of Planetary Systems" (FEPS). Meyer, a co-author of the paper, is the principal investigator of the FEPS program.

The Jet Propulsion Laboratory manages the Spitzer Space Telescope mission for NASA's Science Mission Directorate, Washington. Science operations are conducted at the Spitzer Science Center at Caltech. JPL is a division of Caltech. Spitzer's infrared spectrograph was built by Cornell University, Ithaca, N.Y., its development was led by Jim Houck.

The Arizona Radio Observatory offices are centrally located in the Steward Observatory building on The University of Arizona campus in Tucson.

For more information about Spitzer, visit http://www.spitzer.caltech.edu/spitzer. For more information about the FEPS science team, see http://feps.as.arizona.edu.

Story Source:

Materials provided by University of Arizona. Note: Content may be edited for style and length.


2 respuestas 2

I don't think your first paragraph around ice and rock has anything to do with the question on whether gas giants should have Earth-sized moons.

I will try to find the two references I got this from years ago, but the core concept is around the Roche limit. When an accretion disk begins to form a rocky moon there is only a small region where it can form and remain stable. Inside this region it will tend to break up due to tidal forces and spiral in or spread, and outside the region it may escape.

One of the effects of this is the way moons' sizes (in general) tend to follow a bulging curve, small to large to small again. And the possible sizes in the stable region depend on the mass of the primary.

So even if Jupiter could be stable at Earth's orbit, it still wouldn't be likely to have a moon the size of Earth.

Eso could - as objects can be captured, but it isn't likely to accrete.


Our sun is neighbor to a giant wave of gas

There are many well-known star-forming clouds, shown as red dots in this illustration of the Milky Way. These clouds sit near the sun (yellow). And, it turns out, they actually lie along a wave of star-forming gas newly dubbed the Radcliffe Wave.

WorldWide Telescope, Courtesy of A. Goodman

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February 14, 2020 at 6:45 am

HONOLULU, Hawaii — The Earth and sun sit right next to a wavy rope of gas. It’s got lots of stars being born in it. But astronomers never noticed it before.

“Perhaps the oddest feature is how close it is to the sun, and we didn’t know about it,” said Alyssa Goodman. She is an astrophysicist at Harvard University in Cambridge, Mass. She described the newfound gas at a news conference on January 7. It took place at a meeting, here, of the American Astronomical Society. The finding also was published the same day in Naturaleza.

Stars are born in gas clouds known as stellar nurseries. There are lots of these nurseries nearby, such as the Orion Nebula. And, it turns out, most are actually stretched along one continuous thread of gas. That gas thread stretches roughly 9,000 light-years, Goodman’s team now reports.

The thread resembles a wave. And the wave soars above and below the disk of our galaxy by about 500 light-years. At one point, it comes within 1,000 light-years of our solar system.

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The team dubbed the newly found structure the Radcliffe Wave. Goodman said the team chose this name in honor of the institute where much of the work was done. It was also named for the early 20th century female astronomers from Radcliffe College. The college was a female liberal arts school that eventually became part of Harvard University.

Despite how close the wave is to us, astronomers noticed it only now. And they only noticed it now because of recent advances in the ability to pinpoint distances to known star-forming gas clouds. To nail down those distances, Goodman and her colleagues looked at stars behind the clouds. The team then figured out how dust within those clouds altered the colors of the stars.

The researchers then combined the measurements with distances to those stars. Those data were provided by the European Space Agency’s Gaia satellite. The results allowed the team to map in 3-D the locations of the clouds with newfound precision. And that map showed the gas clouds line up along the wave.

“These kinds of waves have been seen in external galaxies,” says Lynn Matthews. She was not involved with this study. An astrophysicist, she works at the MIT Haystack Observatory in Westford, Mass. The new finding “gives us an opportunity to tie together phenomena that have been observed in several galaxies,” she says. It also helps offer “a unifying picture of what might cause these sorts of features,” she adds.

There’s one take-home message from the study. Another involves a structure called Gould’s Belt. Since 1879, astronomers thought this belt was a nearby ring of stars and gas. But its origin has long been debated. The new study shows it never existed. The ring was just an illusion. It was a 2-D projection of the newly discovered wave onto the sky.

“It’s a very careful study,” says Jay Lockman. He is an astrophysicist at Green Bank Observatory in West Virginia. He, too, was not involved with the new research. “What’s interesting about this [new finding],” he says, “is it ties together a lot of very familiar things in the sky that previously had a very different model.”

How the wave formed is unknown. So is what it means for understanding the Milky Way. The wave “could have been from a collision, something falling down on the Milky Way,” Goodman said. Matthews has another idea. She and her colleagues saw something similar in a spiral galaxy known as IC 2233. As a result, she thinks such gas waves might arise from gravitational disturbances. She thinks that such waves could come the interactions of structures within the galaxy.

“The main point is it’s something internal to the galaxy,” Matthews says. If that’s the case, then there’s no need to have a dwarf galaxy or something else colliding with the Milky Way to make such a wave.

Regardless of how it formed, this gas thread might have interacted with the sun before. The astronomers traced the motion of the sun through space backward in time. This revealed that our solar system likely passed right through Radcliffe’s Wave roughly 13 million years ago. And when it did, it would have made the night sky look amazing. It would have been full of bright, beautiful gas clouds, Matthews said. They “would have been a lot closer and a lot easier to see — and possibly all around us.”

Power Words

2-D: Short for two-dimensional. This term is an adjective for something in a flat world, meaning it has features that can be described in only two dimensions — width and length.

3-D: Short for three-dimensional. This term is an adjective for something that has features that can be described in three dimensions — height, width and length.

astronomer: A scientist who works in the field of research that deals with celestial objects, space and the physical universe.

astrophysicist: A scientist who works in an area of astronomy that deals with understanding the physical nature of stars and other objects in space.

cloud: A plume of molecules or particles, such as water droplets, that move under the action of an outside force, such as wind, radiation or water currents.

colleague: Someone who works with another a co-worker or team member.

galaxia: A group of stars — and usually dark matter — all held together by gravity. Giant galaxies, such as the Milky Way, often have more than 100 billion stars. The dimmest galaxies may have just a few thousand. Some galaxies also have gas and dust from which they make new stars.

illusion: A thing that is or is likely to be wrongly perceived or interpreted by the senses.

light-year: The distance light travels in one year, about 9.48 trillion kilometers (almost 6 trillion miles). To get some idea of this length, imagine a rope long enough to wrap around the Earth. It would be a little over 40,000 kilometers (24,900 miles) long. Lay it out straight. Now lay another 236 million more that are the same length, end-to-end, right after the first. The total distance they now span would equal one light-year.

mass: A number that shows how much an object resists speeding up and slowing down — basically a measure of how much matter that object is made from.

vía Láctea: The galaxy in which Earth’s solar system resides.

nebula: A cloud of space gas and dust existing between major adult stars. Telescopes can detect these clouds by the light they emit or reflect. Some nebulas also appear to serve as the nurseries in which stars are born.

observatory: (in astronomy) The building or structure (such as a satellite) that houses one or more telescopes.

phenomena: Events or developments that are surprising or unusual.

projection: Some feature that extends out (or projects) from the body of a structure.

satellite: A moon orbiting a planet or a vehicle or other manufactured object that orbits some celestial body in space.

solar system: The eight major planets and their moons in orbit around our sun, together with smaller bodies in the form of dwarf planets, asteroids, meteoroids and comets.

star: The basic building block from which galaxies are made. Stars develop when gravity compacts clouds of gas. When they become hot enough, stars will emit light and sometimes other forms of electromagnetic radiation. The sun is our closest star.

stellar: An adjective that means of or relating to stars.

sol: The star at the center of Earth’s solar system. It is about 27,000 light-years from the center of the Milky Way galaxy. Also a term for any sunlike star.

wave: A disturbance or variation that travels through space and matter in a regular, oscillating fashion.

Citations

Meeting:​ ​​ A.A. Goodman et al. A new feature of the galaxy revealed by 3D dust mapping. American Astronomical Society meeting, Honolulu, Hawaii, January 7, 2020.

Journal: J. Alves et al. A galactic-scale gas wave in the solar neighborhood. Naturaleza. Published online January 7, 2020. doi:10.1038/s41586-019-1874-z.

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A 'super-puff' planet like no other

The core mass of the giant exoplanet WASP-107b is much lower than what was thought necessary to build up the immense gas envelope surrounding giant planets like Jupiter and Saturn, astronomers at Université de Montréal have found.

This intriguing discovery by Ph.D. student Caroline Piaulet of UdeM's Institute for Research on Exoplanets (iREx) suggests that gas-giant planets form a lot more easily than previously believed.

Piaulet is part of the groundbreaking research team of UdeM astrophysics professor Björn Benneke that in 2019 announced the first detection of water on an exoplanet located in its star's habitable zone.

Published today in the Diario astronómico with colleagues in Canada, the U.S., Germany and Japan, the new analysis of WASP-107b's internal structure "has big implications," said Benneke.

"This work addresses the very foundations of how giant planets can form and grow," he said. "It provides concrete proof that massive accretion of a gas envelope can be triggered for cores that are much less massive than previously thought."

As big as Jupiter but 10 times lighter

WASP-107b was first detected in 2017 around WASP-107, a star about 212 light years from Earth in the Virgo constellation. The planet is very close to its star -- over 16 times closer than the Earth is to the Sun. As big as Jupiter but 10 times lighter, WASP-107b is one of the least dense exoplanets known: a type that astrophysicists have dubbed "super-puff" or "cotton-candy" planets.

Piaulet and her team first used observations of WASP-107b obtained at the Keck Observatory in Hawai'i to assess its mass more accurately. They used the radial velocity method, which allows scientists to determine a planet's mass by observing the wobbling motion of its host star due to the planet's gravitational pull. They concluded that the mass of WASP-107b is about one tenth that of Jupiter, or about 30 times that of Earth.

The team then did an analysis to determine the planet's most likely internal structure. They came to a surprising conclusion: with such a low density, the planet must have a solid core of no more than four times the mass of the Earth. This means that more than 85 percent of its mass is included in the thick layer of gas that surrounds this core. By comparison, Neptune, which has a similar mass to WASP-107b, only has 5 to 15 percent of its total mass in its gas layer.

"We had a lot of questions about WASP-107b," said Piaulet. "How could a planet of such low density form? And how did it keep its huge layer of gas from escaping, especially given the planet's close proximity to its star?

"This motivated us to do a thorough analysis to determine its formation history."

A gas giant in the making

Planets form in the disc of dust and gas that surrounds a young star called a protoplanetary disc. Classical models of gas-giant planet formation are based on Jupiter and Saturn. In these, a solid core at least 10 times more massive than the Earth is needed to accumulate a large amount of gas before the disc dissipates.

Without a massive core, gas-giant planets were not thought able to cross the critical threshold necessary to build up and retain their large gas envelopes.

How then do explain the existence of WASP-107b, which has a much less massive core? McGill University professor and iREx member Eve Lee, a world-renowned expert on super-puff planets like WASP-107b, has several hypotheses.

"For WASP-107b, the most plausible scenario is that the planet formed far away from the star, where the gas in the disc is cold enough that gas accretion can occur very quickly," she said. "The planet was later able to migrate to its current position, either through interactions with the disc or with other planets in the system."

Discovery of a second planet, WASP-107c

The Keck observations of the WASP-107 system cover a much longer period of time than previous studies have, allowing the UdeM-led research team to make an additional discovery: the existence of a second planet, WASP-107c, with a mass of about one-third that of Jupiter, considerably more than WASP-107b's.

WASP-107c is also much farther from the central star it takes three years to complete one orbit around it, compared to only 5.7 days for WASP-107b. Also interesting: the eccentricity of this second planet is high, meaning its trajectory around its star is more oval than circular.

"WASP-107c has in some respects kept the memory of what happened in its system," said Piaulet. "Its great eccentricity hints at a rather chaotic past, with interactions between the planets which could have led to significant displacements, like the one suspected for WASP-107b."

Beyond its formation history, there are still many mysteries surrounding WASP-107b. Studies of the planet's atmosphere with the Hubble Space Telescope published in 2018 revealed one surprise: it contains very little methane.

"That's strange, because for this type of planet, methane should be abundant," said Piaulet. "We're now reanalysing Hubble's observations with the new mass of the planet to see how it will affect the results, and to examine what mechanisms might explain the destruction of methane."

The young researcher plans to continue studying WASP-107b, hopefully with the James Webb Space Telescope set to launch in 2021, which will provide a much more precise idea of the composition of the planet's atmosphere.

"Exoplanets like WASP-107b that have no analogue in our Solar System allow us to better understand the mechanisms of planet formation in general and the resulting variety of exoplanets," she said. "It motivates us to study them in great detail."

"WASP-107b's density is even lower: a case study for the physics of gas envelope accretion and orbital migration," by Caroline Piaulet et al., was posted today in the Diario astronómico. DOI: 10.3847/1538-3881/abcd3c. In addition to Piaulet (iREx Ph.D. student, Université de Montréal) and professors Björn Benneke (iREx, Université de Montréal) and Eve Lee (iREx, McGill Space Institute, McGill University), the research team includes Daniel Thorngren (iREx Postdoctoral Fellow, Université de Montréal) and Merrin Peterson (iREx M.Sc student), and 19 other co-authors from Canada, the United States, Germany and Japan.

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Most Earth-like exoplanet ever found started out as a gas giant

The most earthlike planet yet found around another star may be the rocky remains of a Saturn-sized gas giant, according to research presented January 6 at the American Astronomical Society meeting in Washington.

"The first planets detected outside our solar system 15 years ago turned out to be enormous gas-giants in very tight orbits around their stars. We call them 'hot Jupiters,' and they weren't what astronomers expected to find," said Brian Jackson at NASA's Goddard Space Flight Center in Greenbelt, Md. "Now, we're beginning to see Earth-sized objects in similar orbits. Could there be a connection?"

Jackson and his colleagues turned to CoRoT-7b, the smallest planet and the most like Earth that astronomers have found to date. Discovered in February 2009 by the Convection, Rotation and Planetary Transits (CoRoT) satellite, a mission led by the French Space Agency, CoRoT-7b takes just 20.4 hours to circle its sunlike star, located 480 light-years away in the constellation Monoceros. Astronomers believe the star is about 1.5 billion years old, or about one-third the sun's age.

"CoRoT-7b is almost 60 times closer to its star than Earth, so the star appears almost 360 times larger than the sun does in our sky," Jackson said. As a consequence, the planet's surface experiences extreme heating that may reach 3,600 degrees Fahrenheit on the daylight side. CoRoT-7b's size (70 percent larger than Earth) and mass (4.8 times Earth's) indicate that the world is probably made of rocky materials.

"But with such a high dayside temperature, any rocky surface facing the star must be molten, and the planet cannot retain anything more than a tenuous atmosphere, even one of vaporized rock," Jackson said. He estimates that solar heating may have already cooked off several Earth masses of material from CoRoT-7b.

With the help of computer models that track the planet's mass loss and orbital changes, the researchers have turned back the planet's clock.

"There's a complex interplay between the mass the planet loses and its gravitational pull, which raises tides on the star," Jackson explained. Those tides gradually change the planet's orbit, drawing it inward in a process called tidal migration. But closer proximity to the star then increases the mass loss, which in turn slows the rate of orbital change.

After accounting for the give-and-take of mass loss and tidal migration, the team finds that CoRot-7b could have weighed in at 100 Earth masses -- or about the heft of Saturn -- when it first formed. At that time, it orbited 50 percent farther from its star than it does now.

The researchers also show that regardless of whether CoRot-7b started life as a Saturn-like gas giant or as a rocky world, the planet has probably lost many Earth masses of material since its formation.

"You could say that, one way or the other, this planet is disappearing before our eyes," Jackson said.

He suggests that similar processes likely have influenced many other exoplanets that lie close to their stars. In fact, several recent studies suggest that many hot Jupiters have undergone similar mass loss and tidal evolution, perhaps leaving behind remnant cores similar to CoRoT-7b.

"CoRoT-7b may be the first in a new class of planet -- evaporated remnant cores," Jackson said. "Studying the coupled processes of mass loss and migration may be crucial to unraveling the origins of the hundreds of hot, earthlike planets space missions like CoRoT and NASA's Kepler will soon uncover."

The research team also includes Neil Miller and Jonathan Fortney at the University of California, Santa Cruz Rory Barnes at the University of Washington's Virtual Planet Lab in Seattle Sean Raymond at the Astrophysical Laboratory of Bordeaux, France and Richard Greenberg at the University of Arizona, Lunar and Planetary Lab, in Tucson.


Ver el vídeo: What If the Earth Collided With Another Planet? (Diciembre 2022).