Astronomía

¿Cómo se encuentran la masa y el semieje mayor de un exoplaneta directamente fotografiado?

¿Cómo se encuentran la masa y el semieje mayor de un exoplaneta directamente fotografiado?


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No puedo encontrar información sobre esto por mi vida.

¿Cómo aproximan los astrónomos la masa y el semieje mayor de un exoplaneta captado directamente en imágenes? ¿Se necesitarían tomar varias fotos para encontrar el período y encontrar con la tercera ley de Kepler o se puede inferir a través de la temperatura del planeta (u otro método)? Además, si tiene alguna fuente de esto, sería genial.

Gracias


Quiero ampliar la respuesta de Rob Jeffries:
Como se señaló en los comentarios, debe observar un planeta a lo largo del tiempo a medida que continúa en su órbita.
La razón por la que no puedes tomar una imagen simple para estimar $ a $, es que aunque observas el planeta en algún lugar en su órbita, esta órbita podría ser elíptica y, por lo tanto, la distancia donde la ve no le dirá nada.
Sin embargo, las observaciones a lo largo del tiempo ya son posibles y se han realizado, como en el ejemplo del sistema HR8799 de cuatro planetas. Aquí solo quiero dejar ese resultado de Pueyo et al. 2015 (fig.9) con sus órbitas de mejor ajuste:

En este artículo, recopilaron mediciones anteriores de las posiciones planetarias en HR8799, agregaron algunas propias y ajustaron estos datos con elipses de Kepler. La existencia de esas órbitas además restringe un poco las masas (solo saben para todos los $ m_p <13 m_ {jupiter} $), por lo que no es una restricción demasiado) ya que el sistema ya se habría desestabilizado después de la edad de $ sim 30 Myr $ si fueran mayores. La desestabilización posterior, por supuesto, todavía es posible.
Las mediciones de este tipo se basan en una astrometría muy precisa, que es la determinación de la posición de un objeto. Esto puede parecer más fácil de hacer de lo que realmente es. En la figura anterior también se dan las barras de error de cada medida utilizada, y suprimirlos a valores pequeños y al mismo tiempo hacerlos precisos es el desafío aquí. Se puede ver que los errores son del orden de 10 milisegundos de arco. Desde el suelo, esta precisión está en este momento en el límite de lo que podemos hacer, mejor será que solo Gaia tenga errores de hasta 10-100 microarcsegundos.
Pero Gaia no tiene la resolución angular para tales sistemas, que tiene una resolución angular ligeramente peor que 0,1 segundos de arco.


Una sola imagen directa de un exoplaneta puede dar una estimar de la masa y el período orbital de un exoplaneta.

Para el primero, necesita un modelo de cómo la luminosidad de un exoplaneta gigante (que son todos los que aparecen directamente en la imagen) evoluciona con el tiempo, en función de la masa, y una estimación de la edad. Uno simplemente busca qué masa de planeta se habría enfriado a su luminosidad actual a la edad de la estrella que alberga el exoplaneta. La medición de la luminosidad necesita una distancia precisa al sistema y se beneficia de las observaciones en múltiples longitudes de onda. Siendo realistas, estas masas son inciertas por un factor de al menos dos, debido a las incertidumbres del modelo de enfriamiento.

Aquí hay un ejemplo de esto aplicado a varios exoplanetas directamente fotografiados. Las pistas evolutivas para varias masas se muestran en el plano de luminosidad versus edad. Tenga en cuenta el tamaño de las barras de error de edad y eso es antes de tener en cuenta la incertidumbre en los modelos (dos sabores, "arranque en caliente" y "arranque en frío" se muestran como líneas continuas y discontinuas respectivamente, de Bonnefoy et al. 2013).

El semieje mayor solo se puede estimar (un límite inferior), a partir de una sola imagen, y solo entonces si tiene una buena distancia al sistema estrella / planeta. La separación angular se convierte en una separación lineal proyectada.

Un ejemplo perfecto de lo anterior es la estimación de la masa y la órbita del exoplaneta GJ 504b (Kuzuhara et al. 2013).

Con más imágenes distribuidas en una fracción apreciable del período del planeta, uno puede ser más preciso. La proyección de la órbita elíptica se puede mapear, lo que produce la inclinación orbital y, por lo tanto, una mejor medición del semieje mayor. El período orbital también se puede estimar aproximadamente y verificar su coherencia con la tercera ley de Kepler y una estimación de la masa estelar. Sin embargo, tenga en cuenta que los planetas actualmente fotografiados tienen períodos orbitales de al menos décadas.

Wang y col. (2016) dan un ejemplo de este enfoque para beta Pic b. Una docena de imágenes precisas restringen el eje semi-mayor a un pequeño porcentaje y dan la total masa del sistema (estrella más planeta, pero dominado por la estrella).


Candidato 1

Candidato 1 (también conocido como C1 o Alpha Centauri Ab) es un candidato a exoplaneta fotografiado directamente alrededor de Alpha Centauri A en febrero de 2021. Si se confirma como un exoplaneta, orbitaría aproximadamente a 1.1 AU de Alpha Centauri A con un período de aproximadamente un año y tendría una masa entre la de Neptuno y la mitad de la de Saturno y, por lo tanto, probablemente sería un gigante gaseoso. [1] El candidato a planeta aún no se ha confirmado como una señal exoplanetaria, se necesitan observaciones adicionales para confirmar su naturaleza.

Los astrónomos de Breakthrough Watch Initiative tomaron imágenes directamente del candidato de zona habitable utilizando un sistema recientemente desarrollado para imágenes de exoplanetas en el infrarrojo medio. [2] Observaciones previas de años antes descartaron la posibilidad de que fuera una estrella de fondo. El equipo presentó el descubrimiento del candidato a exoplaneta en una publicación en Comunicaciones de la naturaleza titulado "Imágenes de planetas de baja masa dentro de la zona habitable de Alpha Centauri". [3] Sin embargo, el arco de observación, de solo 100 horas de duración, no es suficiente para determinar si una señal es de naturaleza planetaria, y puede ser polvo zodiacal o un artefacto instrumental.

Si bien se sabe poco sobre el planeta candidato, hay algunas características que pueden inferirse en función de sus observaciones. Tendría una inclinación orbital relativa al punto de vista de la Tierra.

70 °, consistente con el punto de vista del sistema Alpha Centauri en su conjunto. Debido al algoritmo de detección, estaría en algún lugar alrededor de la masa de Neptuno y no tendría más de 7 R ya que su masa excedería el umbral de velocidad radial de

50 M , [4] pero un radio inferior a 3,3 R no haría la firma dada en el papel. Debido a esta gran masa, es muy poco probable que sea rocoso y probablemente sea un planeta del tamaño de Neptuno. Se necesitarán observaciones de seguimiento para determinar si es de naturaleza planetaria o simplemente un artefacto debido a su corto arco de observación.

  1. ^ aB Wagner, K. Boehle, A. Pathak, P. Kasper, M. Arsenault, R. Jakob, G. Käufl, U. Leveratto, S. Maire, A.-L. Pantin, E. Siebenmorgen, R. (10 de febrero de 2021). "Proyección de imágenes de planetas de baja masa dentro de la zona habitable de α Centauri". Comunicaciones de la naturaleza. 12 (1): 922. doi: 10.1038 / s41467-021-21176-6. ISSN2041-1723.
  2. ^
  3. "Las esperanzas de los astrónomos aumentaron al vislumbrar un posible nuevo planeta". el guardián. 2021-02-10. Consultado el 12 de febrero de 2021.
  4. ^
  5. Gough, Evan (11 de febrero de 2021). "Posible Super-Tierra en la Zona Habitable en Alpha Centauri". Universo hoy . Consultado el 12 de febrero de 2021.
  6. ^
  7. Zhao, L. Fischer, D. Brewer, J. Giguere, M. Rojas-Ayala, B. (enero de 2018). "Detectabilidad de planetas en el sistema Alpha Centauri". Diario astronómico. 155 (1): 12. arXiv: 1711.06320. Código bibliográfico: 2018AJ. 155. 24Z. doi: 10.3847 / 1538-3881 / aa9bea. S2CID118994786. Consultado el 29 de diciembre de 2017.

Este artículo relacionado con planetas extrasolares es un fragmento. Puedes ayudar a Wikipedia expandiéndolo.


Descubrimiento de imágenes directas de un exoplaneta joviano dentro de un sistema de tres estrellas

Las imágenes directas permiten la detección y caracterización de exoplanetas a través de su emisión térmica. Informamos el descubrimiento a través de imágenes de un joven planeta joviano en un sistema de estrellas triples y caracterizamos sus propiedades atmosféricas a través de espectroscopía infrarroja cercana. El semieje mayor del planeta está más cerca en relación con el de su sistema jerárquico de estrellas triples que para cualquier exoplaneta conocido dentro de un binario o triple estelar, lo que hace que HD 131399 sea dinámicamente diferente a cualquier otro sistema conocido. un sistema triple demuestra que se pueden encontrar planetas masivos en órbitas largas y posiblemente inestables en sistemas multiestrellas. HD 131399Ab es uno de los exoplanetas de menor masa (4 ± 1 masas de Júpiter) y más frío (850 ± 50 kelvin) en los que se han obtenido imágenes directamente.


Nuevas imágenes de ALMA avivan la llama del exoplaneta

Por: Camille M. Carlisle 10 de abril de 2012 10

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Los astrónomos han publicado los primeros resultados científicos nuevos del Atacama Large Millimeter / submillimeter Array (ALMA), una red aún en construcción de 66 antenas en el norte de Chile. Las nuevas observaciones sugieren que el polémico sistema estelar de Fomalhaut puede tener dos pequeños planetas pastoreando su gigantesco anillo.

Esta imagen muestra la notable mejora que ALMA anuncia en las observaciones de longitud de onda de radio. En 2003, el anillo de polvo de Fomalhaut & # 039s apareció como dos manchas brillantes (rojo-amarillo) en observaciones usando el Matriz de Bolómetro de Usuario Común Submilimétrico James Clerk Maxwell # 039s (SCUBA). El recuadro muestra los datos de ALMA (azul) de un lado del mismo disco. La estrella se esconde detrás del punto en el medio.

SCUBA: Holland et al. / ApJ 2003 ALMA: Boley et al. / ApJL 2012

Atacama Large Millimeter / submillimeter Array (ALMA) en Chile, y vale la pena alardear de ellos. Las observaciones revelan el anillo de escombros alrededor de la estrella Fomalhaut con un detalle excepcional, como se muestra en la imagen de comparación a la derecha, que superpone los datos de ALMA sobre las observaciones en una longitud de onda similar tomadas en 2003 (las manchas son el anillo, estilo 2003). .)

Solo 15 de las 66 antenas planificadas contribuyeron a las nuevas observaciones, pero cuando se consideran junto con las primeras imágenes de prueba publicadas el otoño pasado, los nuevos datos son suficientes para confirmar que ALMA debería estar a la altura de las extraordinarias expectativas establecidas.

"Es como si estuvieras presenciando el tipo de imagen revolucionaria proporcionada por primera vez por el Telescopio Espacial Hubble", dice Paul Kalas (Universidad de California, Berkeley), quien ha utilizado ese telescopio para estudiar el sistema Fomalhaut anteriormente.

"Es realmente un instrumento asombroso", coincide Aaron Boley (Universidad de Florida), investigador principal del nuevo estudio, que aparecerá en la Cartas de revistas astrofísicas. Parte de esa maravilla es la excelente resolución y sensibilidad de ALMA, sin precedentes incluso en la era de la astronomía moderna. Pero parte de esto también es el esfuerzo que el personal de ALMA invierte al trabajar con los astrónomos y sus datos para asegurarse de que las observaciones estén lo mejor calibradas posible, listas para el análisis. "Es un interferómetro fácil de usar", dice Boley, "que en realidad es una afirmación muy extraña".

Tanto el Telescopio Espacial Hubble como ALMA revelan los bordes afilados del disco de escombros de Fomalhaut & # 039s, que se muestra aquí en una imagen compuesta HST-ALMA. ALMA analizó granos de aproximadamente 1 mm de ancho, que están principalmente influenciados por la gravedad. HST observó granos de aproximadamente un centésimo del tamaño, que pueden ser arrastrados por la radiación de la estrella. La estrella está bloqueada en el medio. Haga clic en la imagen para ver el planeta Fom b propuesto.

HST: NASA, ESA, P. Kalas, J. Graham, E. Chiang, E. Kite (Universidad de California, Berkeley), M. Clampin (NASA GSFC), M. Fitzgerald (LLNL) y K. Stapelfeldt y J Krist (NASA JPL) ALMA: Boley et al. / ApJL 2012

un planeta propuesto, Fomalhaut b, anunciado por Kalas y sus colegas en 2008 utilizando imágenes de luz visible del Telescopio Espacial Hubble que revelaron un punto en movimiento justo dentro del anillo helado de la estrella. Desde entonces, la existencia de Fom b ha sido cuestionada y actualmente se encuentra en el limbo científico.

Las nuevas observaciones confirman que el disco está desplazado de la estrella, no un círculo perfecto, y muy alejado, comenzando 135
unidades astronómicas de la estrella. También es notablemente delgado en comparación con su tamaño, entre 13 y 19 a.u. amplio. Pero lo realmente interesante son los bordes afilados del disco: el disco no se agota hacia ningún lado, sino que se corta rápidamente, como si estuviera tallado.

Boley y su equipo creen que la mejor explicación es que dos "planetas pastores" acorralan el disco, de la misma manera que las lunas Cordelia y Ofelia controlan el anillo épsilon de Urano. Estos exoplanetas tendrían menos de 3 masas terrestres, con una a cada lado de los escombros.


Los astrónomos visualizan directamente un exoplaneta distante

Imagen en falso color, infrarrojo cercano del sistema Kappa Andromedae, por el Telescopio Subaru. Casi toda la luz de la estrella anfitriona ha sido eliminada por el disco oscuro generado por software en el centro. Crédito: NAOJ / Subaru / J. Carson (Universidad de Charleston) / T. Currie (Universidad de Toronto)

Los astrónomos que utilizan el telescopio Subaru en Hawai han encontrado un exoplaneta del tamaño de un super Júpiter orbitando una estrella masiva a unos 170 años luz de la Tierra. No solo han detectado el planeta, sino que también han tomado una imagen directa de él. Esto es emocionante porque solo se han obtenido imágenes directamente de un puñado de exoplanetas. Pero el otro aspecto interesante de este planeta recién descubierto es que orbita su estrella a una distancia comparable a Neptuno en nuestro propio sistema solar. Los astrónomos dicen que esto es una fuerte indicación de que el planeta se formó de una manera similar a como se cree que se forman los planetas rocosos más pequeños: a partir de un disco protoplanetario de gas y polvo que rodeó a la estrella durante sus primeras etapas.

La estrella, Kappa Andromedae, es un objeto a simple vista que se puede ver en la constelación de Andrómeda, y tiene una masa 2,5 veces mayor que la del Sol, lo que la convierte en la estrella de mayor masa que jamás haya albergado un planeta observado directamente. Las observaciones fueron realizadas por un equipo de astrónomos del Instituto Max Planck de Astronomía y la Universidad de Toronto y el Colegio de Charleston, parte del proyecto SEEDS (Exploraciones estratégicas de exoplanetas y discos con Subaru).

& # 8220Nuestro equipo identificó un objeto tenue ubicado muy cerca de Kappa Andromedae en enero que se parece mucho a otros planetas jóvenes, masivos con imágenes directas, pero no parece una estrella, & # 8221, dijo Thayne Currie. coautor del artículo de la Universidad de Toronto. & # 8220Es & # 8217 probablemente un planeta directamente fotografiado. & # 8221

Un & # 8220 mapa de relación señal / ruido & # 8221 generado a partir de la imagen de la izquierda. La blancura de cada mancha indica la probabilidad de que estemos tratando no con un artefacto (& # 8220 ruido & # 8221), sino con el rastro de un objeto real (& # 8220 señal & # 8221). La característica blanca hacia la parte superior izquierda, que representa un valor alto de señal a ruido, indica la detección de súper Júpiter de alta confianza. Crédito: NAOJ / Subaru / J. Carson (Universidad de Charleston) / T. Currie (Universidad de Toronto)

Kappa Andromedae (k Y) es una estrella muy joven, con una edad estimada de 30 millones de años (en comparación, nuestro Sol tiene alrededor de 5 mil millones de años). El planeta, llamado k Y b (& # 8220Kappa Andromedae b), es aproximadamente un 10% más grande que Júpiter, pero es un mundo pesado & # 8212 tiene una masa de aproximadamente 13 veces la de Júpiter.

Esto significa que muy bien podría ser un planeta o una enana marrón muy ligera, un objeto intermedio entre los planetas y las estrellas. Sin embargo, los astrónomos se están inclinando hacia la evidencia circunstancial que indica que es probable que sea un planeta.

Dado que las estrellas son mucho más brillantes que sus planetas (típicamente por un factor de mil millones o más), los exoplanetas generalmente se pierden en el resplandor de la estrella cuando se utilizan técnicas de observación tradicionales. El equipo de Subaru utilizó una técnica diferente llamada imagen diferencial angular, que combina una serie temporal de imágenes individuales de una manera que permite eliminar el deslumbramiento abrumador de la estrella anfitriona.

En la imagen infrarroja, arriba, el diminuto punto de luz que es el planeta Kappa And b. Dado que el planeta orbita alrededor de la estrella a cierta distancia, el equipo de observación de SEEDS pudo distinguir la luz tenue del objeto al cubrir eficazmente la luz de la estrella.

La gran masa tanto de la estrella anfitriona como del gigante gaseoso proporciona un marcado contraste con nuestro propio sistema solar. Observadores y teóricos han argumentado recientemente que es probable que las estrellas grandes como Kappa Andromedae tengan planetas grandes, tal vez siguiendo un modelo simple ampliado de nuestro propio sistema solar. Pero los expertos predicen que existe un límite para tales extrapolaciones si una estrella es demasiado masiva, su poderosa radiación puede interrumpir el proceso normal de formación de planetas que de otro modo ocurriría. El descubrimiento del super-Júpiter alrededor de Kappa Andromedae demuestra que las estrellas de hasta 2,5 masas solares todavía son completamente capaces de producir planetas dentro de sus discos circunestelares primordiales. Esta es información clave para los investigadores que trabajan en modelos de formación de planetas.

Los astrónomos continuarán las observaciones de la luz emitida por k Y b en una amplia gama de longitudes de onda con la esperanza de comprender mejor la química atmosférica del planeta, así como de determinar si hay otros planetas en este sistema.


Título Planeta Estrella Datos Notas
Descubierto más distante BARRIDO-11 / BARRIDO-04 BARRIDO J175902.67−291153.5 27.710 años luz. [1] Un análisis de la curva de luz del evento de microlente PA-99-N2 sugiere la presencia de un planeta orbitando una estrella en la Galaxia de Andrómeda (2,54 ± 0,11 Mly). [2] A finales de enero de 2018, [3] un equipo de científicos dirigido por Xinyu Dai afirmó haber descubierto una colección de unos 2.000 planetas deshonestos en el quásar microlente RX J1131-1231, que está a 3.800 millones de años luz de distancia. Los cuerpos varían en masa desde la de la Luna hasta varias masas de Júpiter. [4] [3]

El planeta potencialmente habitable más distante confirmado es Kepler-1606b, a 2870 años luz de distancia, [5] aunque el planeta no confirmado KOI-5889.01 está a más de 5.000 años luz de distancia.

Título Planeta Estrella Datos Notas
Mayor metalicidad HD 126614 Ab HD 126614 A +0,56 des. Ubicado en un sistema de triple estrella.
Metalicidad más baja Kapteyn b Estrella de Kapteyn −0,99 ± 0,04 des BD + 20 ° 2457 puede ser el anfitrión planetario de menor metalicidad ([Fe / H] = -1,00), sin embargo, el sistema planetario propuesto es dinámicamente inestable. [31] Después de la estrella de Kapteyn, el siguiente sistema de menor metalicidad es Kepler-271, con -0,951 dex. Los planetas se anunciaron incluso alrededor de las estrellas de metalicidad extremadamente baja HIP 13044 y HIP 11952, sin embargo, estas afirmaciones han sido refutadas desde entonces. [32]
Masa estelar más alta HD 13189 b [33] HD 13189 [33] 4,5 ± 2,5 M [33] Margen de error significa la estrella NGC 4349-127 con una masa estelar de 3.9 M es potencialmente la estrella que alberga planetas más masiva conocida. [34]

Mirfak (8,4 M hipotéticamente tiene un planeta, pero esto sigue sin probarse. Las estrellas extremadamente masivas R66 (70 M ) y R126 (30 M ) tienen discos protoplanetarios pero se desconoce si hay planetas en este sistema.

La estrella de secuencia principal menos masiva con planetas conocidos es OGLE-2016-BLG-1195L, a 0.078 M .


Resumen

Realizamos un análisis estadístico de una muestra combinada de datos de imágenes directas, con un total de casi 250 estrellas. Las estrellas cubren una amplia gama de edades y tipos espectrales, e incluyen cinco detecciones (κ Andb, dos compañeras enanas marrones de 60 M J en las Pléyades, PZ Tel B y CD-35 2722B). Para algunos análisis, agregamos un conjunto no publicado de observaciones SEEDS, incluidas las detecciones GJ 504b y GJ 758B. Realizamos un análisis bayesiano uniforme de todas las edades estelares utilizando tanto la pertenencia a un grupo en movimiento cinemático como los indicadores de edad de actividad / rotación. Luego presentamos un nuevo método estadístico para calcular la probabilidad de una función de distribución subestelar. Al realizar la mayoría de las integrales analíticamente, logramos una enorme aceleración sobre el Monte Carlo de fuerza bruta. Usamos este método para colocar límites superiores en el semieje mayor máximo de la función de distribución derivada de planetas de velocidad radial, encontrando valores dependientes del modelo de 30-100 AU. Finalmente, modelamos la muestra subestelar completa, desde enanas marrones masivas hasta un límite teóricamente motivado en 5 M J, con una única distribución de ley de potencias. Encontramos que p (M, a) M -0.65 ± 0.60 a -0.85 ± 0.39 (errores 1σ) proporciona un ajuste adecuado a nuestros datos, con 1.0% -3.1% (68% de confianza) de estrellas que albergan 5-70 MJ compañeros entre 10 y 100 AU. Esto sugiere que muchos de los exoplanetas conocidos, incluidos la mayoría (si no todos) de los compañeros de baja masa de nuestra muestra, se formaron por fragmentación en una nube o disco, y representan la cola de baja masa de las enanas marrones.


Título: Caracterización de 51 Eri b de 1 a 5 μm: Un exoplaneta parcialmente nublado

A continuación, presentamos espectrofotometría que abarca de 1 a 5 μm de 51 Eridani b, a 2–10 $_ < mathrm> $ planeta descubierto por el estudio de exoplanetas Gemini Planet Imager. En este estudio, presentamos nuevos K1 (1.90–2.19 μm) y K2 (2.10–2.40 μm) espectros tomados con Gemini Planet Imager, así como una actualización LPAG (3.76 μm) y nuevo METROS (4.67 μm) fotometría de la cámara estrecha NIRC2. Los nuevos datos se combinaron con J (1.13–1.35 μm) y H (1.50–1.80 μm) espectros de la época de los descubrimientos con el objetivo de caracterizar mejor las propiedades del planeta. La fotometría de 51 Eri b es más roja que las enanas marrones de campo, así como las enanas T jóvenes conocidas con un tipo espectral similar (entre T4 y T8), y proponemos que 51 Eri b podría estar en el proceso de experimentar la transición del tipo L al tipo T. Usamos dos cuadrículas de modelos de atmósfera complementarias que incluyen nubes profundas de hierro / silicato o nubes de sulfuro / sal en la fotosfera, que abarcan una variedad de propiedades de las nubes, incluidas las nubes completamente nubladas, sin nubes y con parches / opacidad intermedia. Los ajustes del modelo sugieren que 51 Eri b tiene una temperatura efectiva que varía entre 605 y 737 K, una metalicidad solar y una gravedad superficial de log (gramo) = 3.5–4.0 dex, y la atmósfera requiere una atmósfera de nubes irregulares para modelar la distribución de energía espectral (SED). A partir de las atmósferas del modelo, inferimos una luminosidad para el planeta de –5,83 a –5,93 ($ mathrmL /_ < odot> $), dejando a 51 Eri b en la posición única de ser uno de los únicos planetas en imágenes directamente consistentes con haberse formado a través de un escenario de inicio en frío. Las comparaciones del planeta SED con los modelos de inicio en caliente indican que la luminosidad del planeta se reproduce mejor por un planeta formado a través de la acreción del núcleo con una masa del núcleo entre 15 y 127 $_ < oplus> $.


Un nuevo planeta con imágenes directas desafía las teorías de formación de planetas

Autores: G. Chauvin, S. Desidera, A.-M. Lagrange, A. Vigan, R. Gratton y col.

Institución del primer autor: Universidad de Grenoble Alpes

Estado: Publicado en Astronomía y Astrofísica, acceso abierto

Tomar una fotografía de un planeta extremadamente débil junto a una estrella brillante es excepcionalmente desafiante, tanto por la dificultad de las observaciones como por la rareza de los planetas con grandes separaciones. Entonces, cuando se toman imágenes de un nuevo planeta, se genera un gran impacto en la comunidad. HIP 65426 b es el primer planeta descubierto con el instrumento de búsqueda de exoplanetas de alto contraste espectropolarimétrico (SPHERE) en el Very Large Telescope (VLT) en el Observatorio Paranal en Chile. Quizás recuerde un artículo publicado el año pasado sobre un planeta en un sistema triple descubierto por SPHERE. Desafortunadamente, lo más probable es que ese objeto sea una estrella de fondo (papel), lo que convierte a HIP 65426 b en el primer planeta descubierto por SPHERE. La figura 1 muestra la imagen de descubrimiento.

Figura 1: Imagen de HIP 65426 b a 1,6 μm. HIP 65426 está ubicado en el centro de la imagen, detrás del coronógrafo, mientras que el planeta está ubicado en la parte inferior izquierda. Figura 1 en el papel.

SPHERE es parte de una nueva generación de instrumentos de óptica adaptativa extrema, junto con GPI (Gemini Planet Imager) y SCExAO (Subaru Coronagraphic Extreme Adaptive Optics), capaces de tomar imágenes de planetas. Estos nuevos instrumentos utilizan una combinación de óptica adaptativa de estrella guía láser para eliminar la distorsión causada por la atmósfera terrestre, coronógrafos, para bloquear la luz de la estrella primaria y espectrógrafos de campo integral para no solo tomar imágenes sino también espectros de sus objetivos. Todo esto, combinado con complicadas técnicas de procesamiento de imágenes (como LOCI y PCA), permite el descubrimiento y caracterización de planetas más débiles que orbitan más cerca de sus estrellas anfitrionas.

HIP 65426 b se descubrió a 830 milisegundos de arco de su estrella anfitriona HIP 65426. Para poner esa separación en contexto, 830 milisegundos de arco es el tamaño de un cabello humano a una distancia de 25 metros, o poco menos de 2 pulgadas a la altura de un avión de pasajeros. Usando la distancia a la estrella medida por Gaia, esta separación se convierte en un eje de separación proyectado (ya que no conocemos la inclinación de la órbita) de 92 au. Usando la edad de la estrella (

14 Myr derivado de miembros de cúmulos cercanos) los autores se ajustan al espectro del planeta y encontraron que eran 6-12 masas de Júpiter con una temperatura efectiva de 1300-1600 K y un radio de

1,5 radios de Júpiter. Esto coloca a HIP 65426 b en un rango de espacio de parámetros particularmente interesante en el estudio de la formación de nubes en planetas gigantes y enanas marrones. La Figura 2 muestra una comparación del espectro observado con las atmósferas del modelo y las enanas marrones observadas de masa y temperatura similares.

Figura 2: Espectro de HIP 65426 b (en gris) comparado con los modelos atmosféricos de mejor ajuste (en azul) y espectros observados de enanas marrones (en rosa). Los datos coinciden con un rango bastante amplio de temperaturas y radios debido a las diferentes propiedades de las nubes. Observe cómo los modelos difieren significativamente en las regiones donde no hay puntos de datos. Figura 3 en el papel.

HIP 65426, una estrella A2 en la asociación Lower Centaurus-Crux, no es de ninguna manera una estrella normal. Es uno de los rotadores más rápidos conocidos por su tipo espectral, rotando con un período de

3,24 horas. HIP 65426 tampoco parece tener un disco de escombros, común alrededor de estrellas jóvenes. Muchos otros planetas en imágenes directamente se encuentran en sistemas que albergan discos de escombros (por ejemplo, Fomalhaut b, b Pictoris b y 51 Eridani b, por nombrar algunos). La ausencia de un disco puede ser una pista en el misterio de cómo se formó HIP 65426 b.

Sería muy difícil formar HIP 65426 b a través de la acreción del núcleo dada la masa del planeta y la distancia a la estrella. Una hipótesis intrigante propuesta por los autores es que el planeta se formó a través de la acreción del núcleo (aunque mucho más cerca de su estrella anfitriona) y se dispersó a una órbita más amplia por un encuentro cercano con otro planeta. Esta hipótesis también podría explicar la rotación extremadamente rápida de la estrella si el segundo planeta girara en espiral hacia la estrella central, aumentando su momento angular. Si este fuera el caso, HIP 65426 b probablemente estaría en una órbita excéntrica que podría probarse con una mayor supervisión del sistema. También es posible que el planeta se haya formado por inestabilidad gravitacional en el disco o fragmentación turbulenta de la nube molecular como un sistema binario extremo. Estudios más detallados de la composición de la atmósfera del planeta ayudarán a explicar cómo se formó este planeta.

Como siempre, se necesitan más observaciones para comprender este curioso sistema. HIP 65426 by futuros descubrimientos con la nueva generación de generadores de imágenes de exoplanetas arrojarán luz sobre la compleja transición entre el planeta masivo y la formación binaria de relación de masa extrema.


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UN ANÁLISIS ESTADÍSTICO DE SEMILLAS Y OTRAS ENCUESTAS DE EXOPLANETAS DE ALTO CONTRASTE: ¿PLANETAS MASIVOS O ENANOS MARRONES DE MASA BAJA? / Brandt, Timothy D. McElwain, Michael W. Turner, Edwin L. Mede, Kyle Spiegel, David S. Kuzuhara, Masayuki Schlieder, Joshua E. Wisniewski, John P. Abe, L. Biller, B. Brandner, W. Carson , J. Currie, T. Egner, S. Feldt, M. Golota, T. Goto, M. Grady, CA Guyon, O. Hashimoto, J. Hayano, Y. Hayashi, M. Hayashi, S. Henning, T. Hodapp, KW Inutsuka, S. Ishii, M. Iye, M. Janson, M. Kandori, R. Knapp, GR Kudo, T. Kusakabe, N. Kwon, J. Matsuo, T. Miyama, S. Morino, J. -I. Moro-Martin, A. Nishimura, T. Pyo, T. -S. Serabyn, E. Suto, H. Suzuki, R. Takami, M. Takato, N. Terada, H. Thalmann, C. Tomono, D. Watanabe, M. Yamada, T. Takami, H. Usuda, T. Tamura, METRO.

En: Astrophysical Journal, vol. 794, N ° 2, 159, 20.10.2014.

Resultado de la investigación: Contribución a la revista ›Artículo› revisión por pares

T1 - ANÁLISIS ESTADÍSTICO DE SEMILLAS Y OTRAS ENCUESTAS DE EXOPLANETAS DE ALTO CONTRASTE: ¿PLANETAS MASIVOS O ENANOS MARRONES DE MASA BAJA?

N2: realizamos un análisis estadístico de una muestra combinada de datos de imágenes directas, con un total de casi 250 estrellas. Las estrellas cubren una amplia gama de edades y tipos espectrales, e incluyen cinco detecciones (kappa Andb, dos compañeras enanas marrones similares a 60 M-J en las Pléyades, PZ Tel B y CD-35 2722B). Para algunos análisis, agregamos un conjunto no publicado de observaciones SEEDS, incluidas las detecciones GJ 504b y GJ 758B. Realizamos un análisis bayesiano uniforme de todas las edades estelares utilizando tanto la pertenencia a un grupo en movimiento cinemático como los indicadores de edad de actividad / rotación. Luego presentamos un nuevo método estadístico para calcular la probabilidad de una función de distribución subestelar. Al realizar la mayoría de las integrales analíticamente, logramos una enorme aceleración sobre el Monte Carlo de fuerza bruta. Usamos este método para colocar límites superiores en el semieje mayor máximo de la función de distribución derivada de planetas de velocidad radial, encontrando valores dependientes del modelo similares a 30-100 AU. Finalmente, modelamos toda la muestra subestelar, desde enormes enanas marrones hasta un límite teórico similar a 5 M-J, con una única distribución de ley de potencia. Encontramos que p (M, a) alpha M-0.65 +/- 0.60 alpha (-0.85 +/- 0.39) (errores de 1 sigma) proporciona un ajuste adecuado a nuestros datos, con 1.0% -3.1% (68% de confianza) de estrellas con 5-70 MJ acompañantes entre 10 y 100 AU. Esto sugiere que muchos de los exoplanetas conocidos, incluidos la mayoría (si no todos) de los compañeros de baja masa de nuestra muestra, se formaron por fragmentación en una nube o disco, y representan la cola de baja masa de las enanas marrones.

AB: realizamos un análisis estadístico de una muestra combinada de datos de imágenes directas, con un total de casi 250 estrellas. Las estrellas cubren una amplia gama de edades y tipos espectrales, e incluyen cinco detecciones (kappa Andb, dos compañeras enanas marrones similares a 60 M-J en las Pléyades, PZ Tel B y CD-35 2722B). Para algunos análisis, agregamos un conjunto no publicado de observaciones SEEDS, incluidas las detecciones GJ 504b y GJ 758B. Realizamos un análisis bayesiano uniforme de todas las edades estelares utilizando tanto la pertenencia a un grupo en movimiento cinemático como los indicadores de edad de actividad / rotación. Luego presentamos un nuevo método estadístico para calcular la probabilidad de una función de distribución subestelar. Al realizar la mayoría de las integrales analíticamente, logramos una enorme aceleración sobre el Monte Carlo de fuerza bruta. Usamos este método para colocar límites superiores en el semieje mayor máximo de la función de distribución derivada de planetas de velocidad radial, encontrando valores dependientes del modelo similares a 30-100 AU. Finalmente, modelamos la muestra subestelar completa, desde enanas marrones masivas hasta un límite teóricamente motivado similar a 5 M-J, con una única distribución de ley de potencia. Encontramos que p (M, a) alpha M-0.65 +/- 0.60 alpha (-0.85 +/- 0.39) (errores 1 sigma) proporciona un ajuste adecuado a nuestros datos, con 1.0% -3.1% (68% de confianza) de estrellas con 5-70 MJ acompañantes entre 10 y 100 AU. Esto sugiere que muchos de los exoplanetas conocidos, incluidos la mayoría (si no todos) de los compañeros de baja masa de nuestra muestra, se formaron por fragmentación en una nube o disco, y representan la cola de baja masa de las enanas marrones.