Astronomía

Órbitas en un sistema estelar binario

Órbitas en un sistema estelar binario



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Conozco tres conjuntos de órbitas estables en un sistema estelar binario: orbitando cerca de la estrella A, orbitando cerca de la estrella B, u orbitando distante alrededor de ambas estrellas (y su centro de gravedad mutuo) a la vez.

¿Existe un cuarto conjunto de órbitas estables, alrededor del centro de gravedad mutuo, pero adentro las órbitas de ambas estrellas?


El punto al que parece referirse se llama punto lagrangiano $ L_1 $. Este punto es una silla en el campo de gravedad, por lo que no debe considerarse estable en sentido estricto. Otros dos puntos lagrangianos, llamados $ L_4 $ y $ L_5 $, pueden ser estables, siempre que los objetos en órbita considerados sean de masa pequeña en comparación con los dos cuerpos principales del sistema, y ​​si las masas de los componentes binarios son suficientemente diferentes.

De acuerdo con el teorema 4.1 de este artículo, $ L_4 $ y $ L_5 $ son estables en todas las direcciones, si y solo si la relación de masa de los dos componentes binarios principales $ frac {m_1} {m_2} geq frac {25+ 3 sqrt {69}} {2} aproximadamente 24,9599 $. Según el teorema 3.1 del mismo artículo, todos los puntos lagrangianos son estables en la dirección z, que es la dirección perpendicular al plano orbital del sistema binario. (Los créditos para esta versión corregida van al usuario DylanSp).


Precesión de la órbita de un planeta alrededor de estrellas que giran a lo largo de órbitas de baja excentricidad en un sistema binario: solución analítica

En nuestro artículo anterior (en adelante, artículo I) presentamos resultados analíticos sobre el movimiento no plano de un planeta alrededor de una estrella binaria para los casos de las órbitas circulares de los componentes del binario. Encontramos que el plano orbital del planeta (el plano que contiene la órbita elíptica "no perturbada" del planeta), además de precesar alrededor del momento angular del binario, experimenta simultáneamente la precesión dentro del plano orbital. Demostramos que la frecuencia calculada analíticamente de esta precesión adicional no es la misma que la frecuencia de la precesión del plano orbital sobre el momento angular del binario, aunque las frecuencias de ambas precesiones son del mismo orden de magnitud. En el presente artículo ampliamos los resultados analíticos del artículo I al relajar la suposición de que el binario es circular, al permitir una excentricidad relativamente pequeña ε de las órbitas de las estrellas en el binario. Obtenemos un término adicional dependiente de ε en el potencial efectivo para el movimiento del planeta. Mediante cálculos analíticos demostramos que en el caso particular de la geometría plana (donde la órbita planetaria está en el plano de las órbitas de las estrellas), conduce a una contribución adicional a la frecuencia de la precesión de la órbita planetaria. Demostramos que esta contribución adicional dependiente de ε a la frecuencia de precesión de la órbita planetaria puede alcanzar el mismo orden de magnitud que la contribución primaria e independiente de ε a la frecuencia de precesión. Además, también obtenemos resultados analíticos para otro tipo de configuración no plana correspondiente al movimiento oscilatorio lineal del planeta a lo largo del eje de simetría de las órbitas circulares de las estrellas. Mostramos que a medida que aumenta el valor absoluto de la energía, el período de las oscilaciones disminuye.


El sistema estelar binario joven puede formar planetas con órbitas extrañas y salvajes

A diferencia de nuestro Sol solitario, la mayoría de las estrellas se forman en pares binarios y dos estrellas que orbitan un centro de masa común. Aunque son muy abundantes, los binarios plantean una serie de preguntas, incluido cómo y dónde se forman los planetas en entornos tan complejos.

Mientras estudiaban una serie de estrellas binarias con el Atacama Large Millimeter / submillimeter Array (ALMA), los astrónomos descubrieron un par de discos formadores de planetas tremendamente desalineados en el joven sistema estelar binario HK Tau. Estos resultados proporcionan la imagen más clara de los discos protoplanetarios alrededor de una estrella doble y podrían revelar detalles importantes sobre el nacimiento y la eventual órbita de los planetas en un sistema estelar múltiple.

& # x93ALMA nos ha dado una vista sin precedentes de una estrella principal y su compañera binaria luciendo discos protoplanetarios mutuamente desalineados & # x94, dijo Eric Jensen, astrónomo de Swarthmore College en Pensilvania. & # x93De hecho, es posible que estemos viendo la formación de un sistema solar que tal vez nunca se establezca. & # x94

Las dos estrellas de este sistema, que se encuentra aproximadamente a 450 años luz de la Tierra en la constelación de Tauro, tienen menos de 5 millones de años y están separadas por unos 58 mil millones de kilómetros, o 13 veces la distancia de Neptuno al Sol.

La estrella compañera de este sistema # 8217, apodada HK Tau B, parece más débil para los astrónomos en la Tierra porque su disco de polvo y gas bloquea gran parte de la luz estelar. Sin embargo, el disco en sí puede ser observado fácilmente por la luz de las estrellas que dispersa en longitudes de onda ópticas y del infrarrojo cercano.

El disco alrededor de la estrella principal, HK Tau A, está inclinado de tal manera que la luz de su estrella anfitriona brilla sin oscurecimiento, lo que dificulta que los astrónomos vean el disco ópticamente. Sin embargo, esto no es un problema para ALMA, que puede detectar fácilmente la luz de longitud de onda milimétrica emitida por el polvo y el gas que componen el disco.

Con su resolución y sensibilidad sin precedentes, ALMA pudo resolver completamente la rotación del disco HK Tau A & # 8217s por primera vez. Esta imagen más clara permitió a los astrónomos calcular que los discos estaban desalineados, lo que significa que no estaban sincronizados con la órbita de sus estrellas anfitrionas, hasta en 60 grados o más.

& # xD
Esta clara desalineación nos ha dado una mirada notable a un sistema estelar binario joven, & # x94, dijo Rachel Akeson del Instituto de Ciencia de Exoplanetas de la NASA en el Instituto de Tecnología de California en Pasadena, California. & # x93Aunque antes ha habido indicios de que existe este tipo de sistema desalineado, este es el ejemplo más claro y sorprendente. & # x94

Las estrellas y los planetas se forman a partir de vastas nubes de polvo y gas. A medida que el material de estas nubes se contrae bajo la gravedad, comienza a rotar hasta que la mayor parte del polvo y el gas cae en un disco protoplanetario aplanado que gira alrededor de una protoestrella central en crecimiento. A pesar de formarse a partir de un disco plano y regular, los planetas pueden terminar en órbitas muy excéntricas y pueden estar desalineados con la estrella y el ecuador. Una teoría de cómo los planetas pueden migrar a estas órbitas inusuales es que una estrella compañera binaria puede influir en ellos, pero solo si su órbita está inicialmente desalineada con los planetas.

& # x93Nuestros resultados demuestran que existen las condiciones necesarias para modificar las órbitas planetarias y que estas condiciones están presentes en el momento de la formación del planeta, aparentemente debido al proceso de formación binaria & # x94, señaló Jensen. & # x93No podemos & # x92t descartar otras teorías, pero ciertamente podemos descartar que una segunda estrella hará el trabajo. & # x94

Dado que ALMA puede ver el polvo y el gas de los discos protoplanetarios, que de otro modo serían invisibles, permitió obtener vistas nunca antes vistas de este joven sistema binario. & # x93Debido a que & # x92 estamos viendo esto en las primeras etapas de formación con los discos protoplanetarios todavía en su lugar, podemos ver mejor cómo están orientadas las cosas & # x94, señaló Akeson. & # x93 Simplemente puedes ver el gas mejor que los planetas. & # x94

De cara al futuro, los investigadores quieren determinar si este tipo de sistema es típico o no. Señalan que este es un caso individual notable, pero se necesitan estudios adicionales para determinar si este tipo de arreglo es común en toda nuestra Galaxia.


El sistema estelar binario joven puede formar planetas con órbitas extrañas y salvajes

Estos son los datos de ALMA de HK Tau mostrados en una imagen compuesta con datos ópticos e infrarrojos del Hubble. Crédito: B. Saxton (NRAO / AUI / NSF) K. Stapelfeldt et al. (NASA / ESA Hubble)

A diferencia de nuestro Sol solitario, la mayoría de las estrellas se forman en pares binarios: dos estrellas que orbitan un centro de masa común. Aunque son muy abundantes, los binarios plantean una serie de preguntas, incluido cómo y dónde se forman los planetas en entornos tan complejos.

Mientras estudiaban una serie de estrellas binarias con el Atacama Large Millimeter / submillimeter Array (ALMA), los astrónomos descubrieron un par de discos formadores de planetas tremendamente desalineados en el joven sistema estelar binario HK Tau. Estos resultados proporcionan la imagen más clara de los discos protoplanetarios alrededor de una estrella doble y podrían revelar detalles importantes sobre el nacimiento y la eventual órbita de los planetas en un sistema estelar múltiple.

"ALMA nos ha brindado una vista sin precedentes de una estrella principal y su compañera binaria con discos protoplanetarios desalineados entre sí", dijo Eric Jensen, astrónomo de Swarthmore College en Pensilvania. "De hecho, es posible que estemos viendo la formación de un sistema solar que tal vez nunca se establezca".

Las dos estrellas de este sistema, que se encuentra aproximadamente a 450 años luz de la Tierra en la constelación de Tauro, tienen menos de 5 millones de años y están separadas por unos 58 mil millones de kilómetros, o 13 veces la distancia de Neptuno al Sol.

La estrella compañera de este sistema, apodada HK Tau B, parece más débil para los astrónomos en la Tierra porque su disco de polvo y gas bloquea gran parte de la luz estelar. Sin embargo, el disco en sí puede ser observado fácilmente por la luz de las estrellas que dispersa en longitudes de onda ópticas y del infrarrojo cercano.

Los datos clave de velocidad tomados con ALMA que ayudaron a los astrónomos a determinar que los discos en HK Tau estaban desalineados. Las áreas rojas representan material que se aleja de la Tierra y el azul indica material que se mueve hacia nosotros. Crédito: NASA / JPL-Caltech / R. Herido (IPAC) ALMA (ESO / NAOJ / NRAO)

El disco alrededor de la estrella principal, HK Tau A, está inclinado de tal manera que la luz de su estrella anfitriona brilla sin oscurecimiento, lo que dificulta que los astrónomos vean el disco ópticamente. Sin embargo, esto no es un problema para ALMA, que puede detectar fácilmente la luz de longitud de onda milimétrica emitida por el polvo y el gas que componen el disco.

Con su resolución y sensibilidad sin precedentes, ALMA pudo resolver completamente la rotación del disco de HK Tau A por primera vez. Esta imagen más clara permitió a los astrónomos calcular que los discos estaban desalineados, lo que significa que no estaban sincronizados con la órbita de sus estrellas anfitrionas, hasta en 60 grados o más.

"Esta clara desalineación nos ha dado una mirada notable a un sistema estelar binario joven", dijo Rachel Akeson del Instituto de Ciencia de Exoplanetas de la NASA en el Instituto de Tecnología de California en Pasadena, California. "Aunque ha habido indicios antes de que existe este tipo de sistema desalineado, este es el ejemplo más claro y sorprendente".

Las estrellas y los planetas se forman a partir de vastas nubes de polvo y gas. A medida que el material de estas nubes se contrae bajo la gravedad, comienza a rotar hasta que la mayor parte del polvo y el gas cae en un disco protoplanetario aplanado que gira alrededor de una protoestrella central en crecimiento. A pesar de formarse a partir de un disco plano y regular, los planetas pueden terminar en órbitas muy excéntricas y pueden estar desalineados con el ecuador de la estrella. Una teoría sobre cómo los planetas pueden migrar a estas órbitas inusuales es que una estrella compañera binaria puede influir en ellos, pero solo si su órbita está inicialmente desalineada con los planetas.

"Nuestros resultados demuestran que existen las condiciones necesarias para modificar las órbitas planetarias y que estas condiciones están presentes en el momento de la formación del planeta, aparentemente debido al proceso de formación binaria", señaló Jensen. "No podemos descartar otras teorías, pero ciertamente podemos descartar que una segunda estrella hará el trabajo".

Dado que ALMA puede ver el polvo y el gas de los discos protoplanetarios, que de otro modo serían invisibles, permitió obtener vistas nunca antes vistas de este joven sistema binario. "Debido a que estamos viendo esto en las primeras etapas de formación con los discos protoplanetarios todavía en su lugar, podemos ver mejor cómo están orientadas las cosas", señaló Akeson. "Simplemente puedes ver el gas mejor que los planetas".

De cara al futuro, los investigadores quieren determinar si este tipo de sistema es típico o no. Señalan que este es un caso individual notable, pero se necesitan estudios adicionales para determinar si este tipo de arreglo es común en toda nuestra Galaxia.


Los sistemas estelares binarios pueden formar planetas con órbitas extrañas y salvajes

A diferencia de nuestro Sol solitario, la mayoría de las estrellas se forman en pares binarios: dos estrellas que orbitan un centro de masa común. Aunque son muy abundantes, los binarios plantean una serie de preguntas, incluido cómo y dónde se forman los planetas en entornos tan complejos.

Mientras estudiaban una serie de estrellas binarias con el Atacama Large Millimeter / submillimeter Array (ALMA), los astrónomos descubrieron un sorprendente par de discos formadores de planetas tremendamente desalineados en el joven sistema estelar binario HK Tau. Estos resultados proporcionan la imagen más clara de los discos protoplanetarios alrededor de una estrella doble y podrían revelar detalles importantes sobre el nacimiento y la eventual órbita de los planetas en un sistema estelar múltiple.

"ALMA nos ha brindado una vista sin precedentes de una estrella principal y su compañera binaria con discos protoplanetarios desalineados entre sí", dijo Eric Jensen, astrónomo de Swarthmore College en Pensilvania. "De hecho, es posible que estemos viendo la formación de un sistema solar que tal vez nunca se establezca".

Las dos estrellas de este sistema, que se encuentra aproximadamente a 450 años luz de la Tierra en la constelación de Tauro, tienen menos de 5 millones de años y están separadas por unos 58 mil millones de kilómetros, o 13 veces la distancia de Neptuno al Sol.

La estrella compañera de este sistema, apodada HK Tau B, parece más débil para los astrónomos en la Tierra porque su disco de polvo y gas bloquea gran parte de la luz estelar. Sin embargo, el disco en sí puede ser observado fácilmente por la luz de las estrellas que dispersa en longitudes de onda ópticas y del infrarrojo cercano.

El disco alrededor de la estrella principal, HK Tau A, está inclinado de tal manera que la luz de su estrella anfitriona brilla sin oscurecimiento, lo que dificulta que los astrónomos vean el disco ópticamente. Sin embargo, esto no es un problema para ALMA, que puede detectar fácilmente la luz de longitud de onda milimétrica emitida por el polvo y el gas que componen el disco.

Con su resolución y sensibilidad sin precedentes, ALMA pudo resolver completamente la rotación del disco de HK Tau A por primera vez. Esta imagen más clara permitió a los astrónomos calcular que los discos estaban desalineados, lo que significa que no estaban sincronizados con la órbita de sus estrellas anfitrionas hasta en 60 grados o más.

"Esta clara desalineación nos ha dado una mirada notable a un sistema estelar binario joven", dijo Rachel Akeson del Instituto de Ciencia de Exoplanetas de la NASA en el Instituto de Tecnología de California (CalTech) en Pasadena, California. "Aunque ha habido indicios antes de que existe este tipo de sistema desalineado, este es el ejemplo más claro y sorprendente".

Las estrellas y los planetas se forman a partir de vastas nubes de polvo y gas. A medida que el material de estas nubes se contrae bajo la gravedad, comienza a rotar hasta que la mayor parte del polvo y el gas cae en un disco protoplanetario aplanado que gira alrededor de una protoestrella central en crecimiento. A pesar de formarse a partir de un disco plano y regular, los planetas pueden terminar en órbitas muy excéntricas y pueden estar desalineados con el ecuador de la estrella. Una teoría de cómo los planetas pueden migrar a estas órbitas inusuales es que una estrella compañera binaria puede influir en ellos, pero solo si su órbita está inicialmente desalineada con los planetas.

"Nuestros resultados demuestran que existen las condiciones necesarias para modificar las órbitas planetarias y que estas condiciones están presentes en el momento de la formación del planeta, aparentemente debido al proceso de formación binaria", señaló Jensen. "No podemos descartar otras teorías, pero ciertamente podemos descartar que una segunda estrella hará el trabajo".

Dado que ALMA puede ver el polvo y el gas de los discos protoplanetarios, de otro modo invisibles, permitió vistas nunca antes vistas de este joven sistema binario. "Debido a que estamos viendo esto en las primeras etapas de formación con los discos protoplanetarios todavía en su lugar, podemos ver mejor cómo están orientadas las cosas", señaló Akeson. "Simplemente puedes ver el gas mejor que los planetas".

Mientras estudiaban una serie de estrellas binarias con ALMA, los astrónomos descubrieron un par sorprendente de planetas desalineados que formaban discos alrededor de la joven estrella binaria HK Tau. (Crédito de video: NRAO)

De cara al futuro, los investigadores quieren determinar si este tipo de sistema es típico o no. Señalan que este es un caso individual notable, pero se necesitan estudios adicionales para determinar si este tipo de arreglo es común en toda nuestra Galaxia.

ALMA, una instalación astronómica internacional, es una asociación de Europa, América del Norte y Asia Oriental en cooperación con la República de Chile. ALMA está financiada en Europa por el European Southern Observatory (ESO), en Norteamérica por la US National Science Foundation (NSF) en cooperación con el National Research Council of Canada (NRC) y el National Science Council of Taiwan (NSC), y en Asia Oriental por los Institutos Nacionales de Ciencias Naturales (NINS) de Japón en cooperación con la Academia Sinica (AS) en Taiwán.


Glosario

estrella nueva: la explosión cataclísmica producida en un sistema binario, aumentando temporalmente su luminosidad de cientos a miles de veces

pulsar milisegundos: un púlsar que gira tan rápido que puede emitir cientos de pulsos por segundo (y, por lo tanto, su período se mide en milisegundos)

  1. Ahora sabemos que esta terminología histórica es bastante engañosa, ya que las novas no se originan a partir de estrellas nuevas. De hecho, todo lo contrario, las novas se originan a partir de enanas blancas, que en realidad son el punto final de la evolución estelar de las estrellas de baja masa. Pero dado que el sistema de dos estrellas era demasiado débil para ser visible a simple vista, a la gente le parecía, antes de que se inventaran los telescopios, que había aparecido una estrella donde nada había sido visible. & crarr

Los sistemas estelares binarios crean planetas inestables

Comentarios del lector

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En los últimos dos años, los astrónomos descubrieron varios exoplanetas en sistemas binarios: dos estrellas encerradas en órbita mutua. Estos sistemas vienen en varios tipos, con el planeta orbitando una o ambas estrellas. Aproximadamente la mitad de los sistemas binarios involucran estrellas que están muy separadas: 1000 veces la separación Tierra-Sol o más. Ingenuamente, podríamos pensar que esos sistemas son más estables, ya que la estrella compañera está muy lejos. Sin embargo, un nuevo estudio muestra que puede que no sea el caso.

Nathan A. Kaib, Sean N. Raymond y Martin Duncan realizaron extensas simulaciones por computadora para modelar exoplanetas que residen en amplios sistemas binarios. Descubrieron que las perturbaciones de otras estrellas fuera del sistema binario tenían un efecto profundo en la forma de las órbitas del sistema. En algunos casos, los planetas fueron expulsados ​​del sistema por completo o terminaron en órbitas más grandes o muy excéntricas (alargadas). Con base en estos resultados, los investigadores argumentaron que algunos de los sistemas de exoplanetas observados con órbitas excéntricas pueden residir en sistemas binarios amplios donde aún no hemos detectado las estrellas compañeras.

Una fracción significativa de estrellas de la Vía Láctea se encuentra en sistemas binarios. Algunos, como el sistema Alpha Centauri, son binarios ajustados: las dos estrellas que componen Alpha Centauri están separadas por unas 18 unidades astronómicas (AU). (1 AU es la distancia promedio de la Tierra al Sol. A modo de comparación, la distancia promedio de Neptuno es de aproximadamente 30 AU). Sin embargo, algunos se conocen como binarios anchos, con separaciones superiores a 1000 AU.

En binarios anchos, la atracción gravitacional mutua entre las estrellas es relativamente débil. Esto permite que otras estrellas vecinas tengan una influencia significativa. A medida que las otras estrellas de la Vía Láctea cambian gradualmente en sus lentas órbitas alrededor del centro galáctico, su influencia gravitacional en el sistema binario fluctúa en el tiempo. El efecto es cambiar la forma y el tamaño del amplio sistema binario, alterando la órbita mutua durante períodos de miles de millones de años.

Si bien el proceso no es exactamente rápido, el nuevo estudio reveló que puede tener un impacto profundo si hay planetas orbitando una de las estrellas en el binario. La alteración de la trayectoria de una estrella aumentó tanto el tamaño como la excentricidad de las órbitas de los planetas. Durante un período de simulación de aproximadamente 10 mil millones de años, del 30 al 60 por ciento de los sistemas diseñados para parecerse a nuestro Sistema Solar perdieron uno o más planetas, dejando a los planetas restantes en configuraciones muy diferentes.

Según los modelos estándar de formación planetaria, los planetas se forman en órbitas circulares regulares, en otras palabras, con una excentricidad casi nula. Sin embargo, las observaciones han encontrado que muchos exoplanetas se encuentran en órbitas muy excéntricas, y muchos están mucho más cerca de su estrella anfitriona de lo que sugeriría el escenario de formación planetaria ingenua.

Los autores del estudio presentaron sus simulaciones como una posible solución a algunos de estos problemas. Si los exoplanetas en órbitas excéntricas realmente están en binarias anchas, en las que la estrella compañera no es detectada, entonces sus extrañas órbitas fueron causadas por perturbaciones gravitacionales de los ciclos naturales de la Vía Láctea. Esta idea también está de acuerdo con un artículo anterior, que postula que las órbitas retrógradas de algunos exoplanetas, planetas que orbitan en sentido opuesto a la rotación de su estrella, podrían explicarse si alguna vez hubo una estrella compañera binaria que ahora está ausente.

Estos resultados también sugieren que las órbitas planetarias en binarios anchos pueden ser menos estables durante miles de millones de años de lo que serían en binarios ajustados. Si las dos estrellas están más juntas, argumentaron los autores, están menos sujetas a perturbaciones por el flujo y reflujo de la influencia gravitacional externa. Por supuesto, cualquier sistema planetario con tres o más objetos que interactúan exhibe un comportamiento complejo, dado el tiempo suficiente, ni siquiera se puede demostrar que el Sistema Solar sea estable para siempre. (El hecho de que haya sido relativamente estable durante 4.500 millones de años no es garantía de que el estado continuará a perpetuidad).

El modelo binario amplio es ciertamente comprobable con más observaciones. Las estrellas compañeras débiles a más de 1000 UA serían difíciles de detectar o difícil de demostrar que están unidas gravitacionalmente al sistema de exoplanetas. Sin embargo, si pudieran identificarse para al menos algunas órbitas excéntricas de exoplanetas, eso daría mucho apoyo al modelo propuesto.


Las extrañas órbitas de los discos planetarios de "Tatooine"

Astrónomos que utilizan Atacama Large Millimeter / submillimeter Array (ALMA) Atacama Large Millimeter / submillimeter Array (ALMA) Financiado por la Fundación Nacional de Ciencias de EE. UU. Y sus socios internacionales (NRAO / ESO / NAOJ), ALMA se encuentra entre los observatorios astronómicos más complejos y poderosos en la Tierra o en el espacio. El telescopio es un conjunto de 66 antenas parabólicas de alta precisión en el norte de Chile. han encontrado sorprendentes geometrías orbitales en discos protoplanetarios alrededor de estrellas binarias. Mientras que los discos que orbitan los sistemas estelares binarios más compactos comparten casi el mismo plano, los discos que rodean binarios anchos tienen planos orbitales que están severamente inclinados. Estos sistemas pueden enseñarnos sobre la formación de planetas en entornos complejos.

En las últimas dos décadas, se han encontrado miles de planetas orbitando estrellas distintas a nuestro Sol. Algunos de estos planetas orbitan alrededor de dos estrellas, al igual que la casa Tatooine de Luke Skywalker. Los planetas nacen en discos protoplanetarios, ahora tenemos maravillosas observaciones de estos gracias a ALMA, pero la mayoría de los discos estudiados hasta ahora orbitan estrellas individuales. Los exoplanetas "Tatooine" se forman en discos alrededor de estrellas binarias, los llamados discos circumbinarios.

Estudiar los lugares de nacimiento de los planetas "Tatooine" brinda una oportunidad única de aprender cómo se forman los planetas en diferentes entornos. Los astrónomos ya saben que las órbitas de las estrellas binarias pueden deformar e inclinar el disco a su alrededor, lo que da como resultado un disco circumbinario desalineado en relación con el plano orbital de sus estrellas anfitrionas. Por ejemplo, en un estudio de 2019 dirigido por Grant Kennedy de la Universidad de Warwick, Reino Unido, ALMA encontró un disco circumbinario llamativo en una configuración polar.

"Con nuestro estudio, queríamos aprender más sobre las geometrías típicas de los discos circumbinarios", dijo el astrónomo Ian Czekala de la Universidad de California en Berkeley. Czekala y su equipo utilizaron datos de ALMA para determinar el grado de alineación de diecinueve discos protoplanetarios alrededor de estrellas binarias. “Los datos de ALMA de alta resolución fueron fundamentales para estudiar algunos de los discos circumbinarios más pequeños y débiles hasta ahora”, dijo Czekala.

Los astrónomos compararon los datos de ALMA de los discos circumbinarios con la docena de planetas "Tatooine" que se han encontrado con el telescopio espacial Kepler. Para su sorpresa, el equipo descubrió que el grado en que las estrellas binarias y sus discos circumbinarios están desalineados depende en gran medida del período orbital de las estrellas anfitrionas. Cuanto más corto sea el período orbital de la estrella binaria, más probable es que albergue un disco en línea con su órbita. Sin embargo, los archivos binarios con períodos superiores a un mes suelen alojar discos desalineados.

“Vemos una clara superposición entre los pequeños discos, que orbitan binarios compactos y los planetas circumbinarios encontrados con la misión Kepler”, dijo Czekala. Debido a que la misión principal de Kepler duró 4 años, los astrónomos solo pudieron descubrir planetas alrededor de estrellas binarias que orbitan entre sí en menos de 40 días. Y todos estos planetas estaban alineados con las órbitas de sus estrellas anfitrionas. Un misterio persistente era si podría haber muchos planetas desalineados que Kepler tendría dificultades para encontrar. "Con nuestro estudio, ahora sabemos que es probable que no haya una gran población de planetas desalineados que Kepler pasó por alto, ya que los discos circumbinarios alrededor de estrellas binarias estrechas también suelen estar alineados con sus anfitriones estelares", agregó Czekala.

Aún así, con base en este hallazgo, los astrónomos concluyen que los planetas desalineados alrededor de estrellas binarias anchas deberían estar ahí fuera y que sería una población emocionante para buscar con otros métodos de búsqueda de exoplanetas como imágenes directas y microlentes. (La misión Kepler de la NASA utilizó el método de tránsito, que es una de las formas de encontrar un planeta).

Czekala ahora quiere descubrir por qué existe una correlación tan fuerte entre la (des) alineación del disco y el período orbital de la estrella binaria. “Queremos utilizar las instalaciones existentes y futuras como ALMA y el Very Large Array de próxima generación para estudiar las estructuras de los discos con niveles exquisitos de precisión”, dijo, “y tratar de comprender cómo los discos deformados o inclinados afectan el entorno de formación de planetas y cómo esto podría influir en la población de planetas que se forman dentro de estos discos ".

& # 8220 Esta investigación es un gran ejemplo de cómo los nuevos descubrimientos se basan en observaciones anteriores & # 8221, dijo Joe Pesce, director de programas de la Fundación Nacional de Ciencias para NRAO y ALMA. & # 8220 Discernir las tendencias en la población de discos circumbinarios solo fue posible si se construyera sobre la base de los programas de observación de archivos llevados a cabo por la comunidad de ALMA en ciclos anteriores. & # 8221

El Observatorio Nacional de Radioastronomía es una instalación de la National Science Foundation, operada bajo un acuerdo cooperativo por Associated Universities, Inc.

Contacto con los medios:
Iris Nijman
Gerente de Noticias e Información Pública
Observatorio Nacional de Radioastronomía (NRAO)
[email protected]
+1 (434) 296-0314

Contacto científico:
Ian Czekala
Universidad de California en Berkeley
[email protected]
+1 (631) 793 9292

Ian Czekala trabajó con Eugene Chiang de la Universidad de California en Berkeley Sean Andrews, Guillermo Torres y David Wilner del Centro de Astrofísica Harvard y Smithsonian Eric Jensen de Swarthmore College Keivan Stassun de la Universidad de Vanderbilt y Bruce Macintosh de la Universidad de Stanford.

Los astrónomos publicaron sus resultados en El diario astrofísico. https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/ab287b

Atacama Large Millimeter / submillimeter Array (ALMA), una instalación astronómica internacional, es una asociación de la Organización Europea para la Investigación Astronómica en el Hemisferio Sur (ESO), la Fundación Nacional de Ciencias de EE. UU. (NSF) y los Institutos Nacionales de Ciencias Naturales ( NINS) de Japón en cooperación con la República de Chile. ALMA está financiado por ESO en nombre de sus Estados miembros, por NSF en cooperación con el Consejo Nacional de Investigación de Canadá (NRC) y el Ministerio de Ciencia y Tecnología (MOST) y por NINS en cooperación con la Academia Sinica (AS) en Taiwán. y el Instituto Coreano de Astronomía y Ciencias Espaciales (KASI).

La construcción y las operaciones de ALMA están dirigidas por ESO en nombre de sus Estados miembros por el Observatorio Nacional de Radioastronomía (NRAO), administrado por Associated Universities, Inc. (AUI), en nombre de América del Norte y por el Observatorio Astronómico Nacional de Japón (NAOJ ) en nombre de Asia Oriental. El Observatorio Conjunto ALMA (JAO) proporciona el liderazgo y la gestión unificados de la construcción, puesta en marcha y operación de ALMA.


Órbitas estables de los planetas de un sistema estelar binario en el problema restringido tridimensional

La presente investigación fue motivada por el reciente descubrimiento de planetas alrededor de estrellas binarias. Por lo tanto, nuestra intención inicial era investigar las órbitas periódicas tridimensionales casi circulares del problema circular restringido de tres cuerpos, más precisamente la clase L de Stromgren, (directa) y la clase m, (retrógrada). Comenzamos extendiendo varias de las órbitas críticas verticales de Hénon de estas 2 clases a tres dimensiones, buscando especialmente órbitas que sean casi circulares y tengan exponentes característicos estables.

Descubrimos pronto que las órbitas periódicas con las dos calificaciones anteriores son bastante raras y decidimos emprender una exploración sistemática, limitándonos a las órbitas periódicas simétricas. Sin embargo, examinamos los 16 casos de simetría posibles, probando 10000 conjuntos de valores iniciales para la periodicidad en cada caso, por lo tanto 160000 integraciones, todas con z o o żo igual a 0.1 Esto nos dio una colección preliminar de 171 órbitas periódicas, todas bastante cerca del plano xy, por lo tanto con inclinaciones bastante bajas. A continuación, integramos un segundo conjunto similar de 160 000 casos con z o o żo igual a 0.5, para obtener una mejor representación de las grandes inclinaciones. Esta vez, encontramos 167 órbitas periódicas, pero luego se descubrió que al menos 152 de ellas pertenecen a las mismas familias que el primer conjunto con 0.1

Nuestro artículo describe rápidamente la definición del problema, con especial énfasis en las propiedades de simetría, especialmente para el caso de masas con primarias iguales. También permitimos una sección para describir nuestro enfoque de la estabilidad y los exponentes característicos, siguiendo nuestro artículo sobre este tema (Broucke, 1969). Luego describimos nuestros resultados numéricos, tanto como lo permita el espacio en el presente artículo.

Básicamente, encontramos solo alrededor de una docena de familias con segmentos considerables de órbitas periódicas estables simples. Algunos de ellos están alrededor de una de las dos estrellas solamente, pero no los describimos aquí debido a la falta de espacio. Extendimos unas 170 órbitas periódicas a familias de hasta 500 miembros, (en pasos de 0,005 en el parámetro), aunque, en muchos casos, no conocemos el final real de las familias. También ofrecemos una descripción general de los diferentes tipos de órbitas periódicas que se encuentran con mayor frecuencia. Describimos algunas de las órbitas bastante extrañas (algunas de las cuales son realmente estables).


Como se veria

Cuando comienzas en el punto de día único, el día y la noche tienen el mismo aspecto que en la Tierra, porque los dos soles están alineados entre sí.

Pasan los días y la estrella B emerge por detrás del comienzo A. Al principio será más o menos lo mismo. Cuanto más avance el año, más distantes se verán las dos estrellas en el cielo.

Cuando al principio los dos amaneceres y atardeceres ocurrieron con intervalos de unos pocos minutos, el tipo de crepúsculo entre dos atardeceres o dos amaneceres será cada vez más largo. La "Noche Verdadera" y el "Día Verdadero" (tiempo con ambos soles) entre ellos se acortarán. Cuando el planeta está en el punto "Doble día", no hay noche, sólo 12 horas "día A" y 12 horas "día B".

Entonces comienza el proceso opuesto. Los intervalos entre los amaneceres y los atardeceres se acortan, los días de un solo sol son más cortos y tanto el día verdadero como la noche verdadera son más largos. Las estrellas también se acercan más en el cielo.

Por razones científicas, he invertido sus designaciones de estrellas, haciendo que la Estrella B sea la que orbita el Planeta X y la Estrella A la estrella más distante.

If planet X orbits Star B but not Star A, Star A should be at least ten times as far away from Planet X as Star B is, in order for the orbit of planet X to be stable. If this is supposed to be hard science fiction you will need a more expert opinion. Of course the distance between Star A and Star B can be many times the minimum of ten times the radius of Planet X's orbit around Star B.

If the distance between Star A and Star B is exactly 10 times the radius of Planet X's orbit around Star B, then some times Planet X will be exactly 11 times as far from Star A as from Star B. And sometimes Planet X will be only 9 times as far from star A as from Star B. The distance from Star A to Planet X will vary between 0.9 and 1.1 times the average distance.

And since the amount of light planet X receives from star A varies with the square of the distance, that amount will vary from 0.826 to 1.234 of the average amount.

If the distance between Star A and Star B is exactly 100 times the radius of Planet X's orbit around Star B, the amount of light that Planet X receives from Star A will vary between 0.980 and 1.019 of the average amount of light.

Since that is a smaller range of difference, as a general rule you would want the distances between Star A and Star B to be as many times greater as possible than the radius of the orbit of Planet X around star B.

But you also need the distance between Star A and Star B to be as small as possible compared to the radius of the orbit of Planet X around Star B. If you want Planet X to be interesting because it is habitable for Earth Humans, or has advanced multi celled life like trees and mammals, or has native intelligent beings.

If Star A is 10 times as far away from Planet X as Star B is, which I think is the minimum distance for Planet X to have a stable orbit, it will have to be 100 times as luminous as Star B to give Planet X as much light as Star B does. If Star A is only as luminous as Star B it will give Planet X only one percent of the light that Star B gives planet X.

If Star A is 100 times as far away from Planet X as Star B is, it will have to be 10,000 times as luminous as Star B to give Planet X as much light as Star B does. If Star A is only as luminous as Star B it will give Planet X only one hundredth of one percent (or 0.0001) of the light that Star B gives planet X.

You didn't specify the desired ratio between the apparent brightness of Star A and Star B as seen from Planet X. You just said Star A (your Star B) should give Planet X enough light to make a difference. And you didn't specify whether you meant enough light to make a difference in the temperature of Planet X or merely enough light to make a difference in it's illumination.

If you want Star A to shed as much light on Planet X as Star B does, then the ratio of their relative absolute luminosity must equal the square of the ratio of their relative distances from Planet X. If Star A is 10 times as distant as Star B it will have to be 100 times as luminous to appear exactly as bright in the sky of Planet X. If Star A is 100 times as distant as Star B it will have to be 10,000 times as luminous to appear exactly as bright in the sky of Planet X. If Star A is 1,000 times as distant as Star B it will have to be 1,000,000 times as luminous to appear exactly as bright in the sky of Planet X.

Thus if Star A and Star B have to have anything remotely resembling the same brightness in the sky of planet X, Star A should have at least several times the absolute luminosity of Star B, and possibly up to millions of times the luminosity. Thus Star A would be much intrinsically brighter than Star B. Thus Astronomers would call it A and call the star that Planet X orbits B. Because of the high probability that the more distant star would be more luminous than the star Planet X orbits, I switched the designations of the stars from what they were in your question.

Suppose that you desire star A to appear 0.0001 times as bright in the sky of Planet X as Star B. Then if Star A is 0.10 times as luminous as Star B, and 10 times as far from Planet X, it will appear to be 0.0001 times as bright from the surface of Planet X. If Star A is exactly as luminous as Star B, and 100 times as far from Planet X, it will appear to be 0.0001 times as bright from the surface of Planet X. If Star A is 1,000 times as luminous as Star B, and 1,000 times as far from Planet X, it will appear to be 0.0001 times as bright from the surface of Planet X. If Star A is 10,000 times as luminous as Star B, and 10,000 times as far from Planet X, it will appear to be 0.0001 times as bright from the surface of Planet X.

Thus even if Star A appears only 0.0001 times as bright as Star B as seen from Planet X, it could, depending on its distance, be tens, hundreds, or even many thousands of times as absolutely luminous as Star B, the star that Planet X orbits.

By comparison, the Sun has an apparent brightness as seen from Earth 398,110 times as bright as the apparent brightness of an average full moon. The apparent brightness of the full moon is 0.0000025 that of the Sun, so if Star B appears as Bright as the Sun from Planet X and Star A appears only 0.0001 as bright as star B as seen from Planet X that could still be about 40 times as bright as a full moon seen from Earth.

The absolutely most luminous star known to science is R136a1 in the Large Magellanic Cloud, about 8,710,000 times as luminous as the Sun. The least luminous known star is 2MASS J0523-1403, about 0.000126 times as luminous as the Sun. That gives a luminosity range of about 69,126,983,000 times. That should be enough for any desired difference in the luminosity of the two stars in the solar system of Planet X, right?

If you want Planet X to be interesting because it is habitable for Earth Humans, or has advanced multi celled life like trees and mammals, or has native intelligent beings, Planet X must have enjoyed a relatively constant amount of radiation from it's sun, Star B, for billions of years, since Earth is believed to be relatively typical, and it took billions of years for those things to develop on Earth.

Therefore Star B that Planet X orbits must have been a relatively stable main sequence star for billions of years in order for Planet X to be habitable for Earth Humans, or have advanced multi celled life like trees and mammals, or have native intelligent beings. And since both stars in the system would be the same age, Star A must also have been a relatively stable main sequence star for billions of years. When stars eventually leave the main sequence they usually change in ways that destroys all life on the planets that orbit them and may also destroy all life on planets orbiting other stars in the same star system.

And what types of stars will remain stable main sequence stars for billions of years? Stars of late spectral type F (starting at maybe type F8), type G, Type K, and type M. Thus Star B, that Planet X orbits, and Star A, in the same star system, would both have to be somewhere between about spectral type F8V to M9V, which would limit the possible range of their luminosity difference. I believe the extreme possible luminosity difference between Star A and Star B would be about 25 times.

But many scientists believe that stars from mid type K and all type M stars are not suitable for having habitable planets for various reasons. If that is correct the possible spectral types for Star B would be limited to about F8V to K5V. That gives a luminosity range of about six times for the difference between Star A and Star B. But since it is not specified whether Star A should have any habitable planets its spectral type can be between type F8V and type M9V.

So if you want your story to be anything like hard science fiction you should find more precise figures for the various limits listed before making your calculations, if you want Planet X to be interesting because it is habitable for Earth Humans, or has advanced multi celled life like trees and mammals, or has native intelligent beings. Unless the stars in the star system are younger and should not have planets as advanced as Planet X seems to be. Perhaps super powerful aliens terraformed Planet X millions of years ago and seeded it with life forms billions of years more advanced than it had time to evolve naturally, or even took Planet X from its original star system and moved it into the much younger star system it is now in.


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