Astronomía

Lunas dentro de un gigante gaseoso

Lunas dentro de un gigante gaseoso



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Suponiendo que un gigante gaseoso es principalmente gaseoso más allá de nuestra visibilidad, ¿es posible que una luna que viaje a una velocidad suficiente pueda existir dentro de la atmósfera, o la velocidad terminal de la atmósfera evitaría que un objeto de ese tamaño mantenga la fuerza centrípeta adecuada? Por ejemplo, Neptuno tiene vientos que son tan rápidos que se mueven más allá de la velocidad del sonido. ¿Podría existir una luna en un entorno como ese?


No, esto nunca puede ser estable durante largos períodos de tiempo.

En primer lugar, el arrastre del aire desde la luna haría que se desorbitara rápidamente y se sumergiera en el gigante gaseoso. Ninguna cantidad de viento podrá mantener la luna en el aire. La velocidad orbital de un gigante gaseoso cerca de la cima de las nubes será de más de 30 km / s (vea la velocidad orbital de Metis, la luna más interna de Júpiter). Habrá cantidades astronómicas de resistencia si el objeto es grande. Si el objeto es más pequeño, entonces será irregular, causando la misma cantidad de arrastre. Además, el clima de un gigante gaseoso nunca es constante. Nunca habrá un círculo en la atmósfera del gigante gaseoso que tenga una velocidad constante del viento. Estas fluctuaciones probablemente harán que la luna se desorbite con el tiempo o, si está en lo alto de la atmósfera, sea arrojada fuera de la atmósfera al vacío del espacio. Esto último es muy poco probable.


Los astrónomos identifican 121 gigantes gaseosos que pueden tener lunas habitables

Un equipo internacional de astrónomos de Estados Unidos, Australia y Brasil ha identificado 121 exoplanetas gigantes en las zonas habitables de sus respectivas estrellas, y se espera que cada uno de ellos esté en órbita alrededor de varias lunas terrestres (rocosas). Su trabajo se publica en el Diario astrofísico.

Impresión artística de una exoluna potencialmente habitable que orbita un planeta gigante. Crédito de la imagen: Sci-News.com.

Desde el lanzamiento en 2009 del telescopio Kepler de la NASA, los astrónomos han identificado más de 2.000 planetas alrededor de otras estrellas.

Un objetivo principal de la misión Kepler es identificar los planetas que se encuentran en las zonas habitables de sus estrellas, lo que significa que no es ni demasiado caliente ni demasiado frío para que exista agua líquida & # 8212 y potencialmente vida & # 8212.

Los planetas terrestres son los principales objetivos en la búsqueda de vida porque algunos de ellos pueden ser geológica y atmosféricamente similares a la Tierra. Otro lugar para buscar son los gigantes gaseosos identificados durante la misión Kepler.

Si bien no son candidatos para la vida en sí mismos, los exoplanetas gaseosos en la zona habitable pueden albergar lunas rocosas que podrían sustentar la vida.

"Actualmente hay 175 lunas conocidas que orbitan los ocho planetas de nuestro Sistema Solar", dijo el coautor, el Dr. Stephen Kane, investigador de la Universidad del Sur de Queensland y la Universidad de California en Riverside.

“Si bien la mayoría de estas lunas orbitan alrededor de Saturno y Júpiter, que se encuentran fuera de la zona habitable del Sol, es posible que ese no sea el caso en otros sistemas solares. Incluir exolunas rocosas en nuestra búsqueda de vida en el espacio ampliará enormemente los lugares donde podemos mirar ".

"En lugar de buscar nuevos exoplanetas en la búsqueda continua de encontrar vida fuera de la Tierra, la nueva táctica se centró en si estos exoplanetas gigantes tenían grandes lunas rocosas", agregó la autora principal Michelle Hill, estudiante de pregrado de la Universidad del Sur de Queensland.

"Hay potencialmente muchas más lunas que planetas del tamaño de la Tierra, por lo que esta investigación significa que podría haber el doble de mundos posiblemente habitables en la zona habitable".

"Lo que eso significa es que los planetas similares a la Tierra podrían no ser el primer lugar donde encontramos signos de vida".

El Dr. Kane, Hill y sus colegas identificaron 121 planetas gigantes que tienen órbitas dentro de las zonas habitables de sus estrellas.

Con más de tres veces el radio de la Tierra, estos gigantes gaseosos son menos comunes que los planetas terrestres, pero se espera que cada uno albergue varias exolunas grandes.

“Ahora que hemos creado una base de datos de los planetas gigantes conocidos en la zona habitable de su estrella, se harán observaciones de los mejores candidatos para albergar posibles exolunas para ayudar a refinar las propiedades esperadas de las exolunas”, dijo Hill.

"Nuestros estudios de seguimiento ayudarán a informar el diseño futuro de telescopios para que podamos detectar estas exolunas, estudiar sus propiedades y buscar signos de vida".

Michelle L. Hill et al. 2018. Explorando los planetas gigantes de Kepler en la zona habitable. ApJ 860, 67 doi: 10.3847 / 1538-4357 / aac384


Luna habitable de un gigante gaseoso: calculando los tamaños y distancias

Estoy intentando crear un sistema binario de tipo P estable y ficticio, con un gigante gaseoso en una órbita estable, con una luna habitable similar a la Tierra. "¿Es plausible un planeta del tamaño de Júpiter en una zona habitable?" tiene información interesante y útil sobre los gigantes gaseosos en la zona habitable circunestelar de un sistema, y ​​"¿Puede un gigante gaseoso tener su propia zona habitable?" tiene buena información sobre el potencial de que un gigante gaseoso tenga su propia zona habitable, separada de la zona habitable circunestelar.

Dentro de las limitaciones de este sistema ficticio, tengo una zona habitable que se extiende entre 1.976 AU y 2.808 AU, y las siguientes consideraciones.

El gigante gaseoso necesitaría una magnetosfera estable. Júpiter y Saturno pueden ser ejemplos útiles.

La masa de la luna debe ser lo suficientemente grande para sostener una atmósfera. En este caso, una atmósfera de nitrógeno / oxígeno. Se estima que una luna con una densidad similar a la de Marte necesitaría al menos el 7% de la masa de la Tierra para soportar dicha atmósfera durante varios miles de millones de años.

Tanto el gigante gaseoso como la luna habitable deben mantener una órbita estable. Las simulaciones sugerirían que para mantener una órbita estable a un gigante gaseoso, o una enana marrón que orbita a 1 UA de una estrella similar al sol, se requeriría un período orbital lunar de menos de 45 a 60 días.

La luna misma debe ser capaz de generar su propia magnetosfera para desviar el viento estelar y los cinturones de radiación generados naturalmente por los gigantes gaseosos.

Existe una alta probabilidad de que la luna esté bloqueada por mareas con su mundo padre. Monoj Joshi, Robert Haberle y sus colegas sugieren que el efecto del calentamiento de las mareas podría favorecer las condiciones favorables a la habitabilidad. Además, los efectos de las mareas pueden permitir la tectónica de placas, lo que provoca actividad volcánica y una regulación de la temperatura de la superficie de la luna. El potencial efecto de geodinamo resultante permitiría un fuerte campo magnético.

Equilibrio: la luna debe ser lo suficientemente grande como para soportar la actividad tectónica, lo suficientemente densa como para soportar una magnetosfera protectora fuerte, lo suficientemente cerca del gigante gaseoso para mantener una órbita estable y estar lo suficientemente lejos para que su propia magnetosfera pueda proteger mejor del chisporroteo causado por los cinturones de radiación de sus mundos padres.

Se sugiere que cuanto más grande y denso es un mundo terrestre rico en agua, más se extiende su zona habitable.

La luna no necesariamente tiene que ser un análogo de la tierra, y simplemente se puede demostrar que es habitable para la vida humana.

El gigante gaseoso no necesariamente necesita estar dentro de la zona habitable y puede acunar los límites exteriores de la zona habitable circunestelar, o estar más lejos siempre que se pueda demostrar que la luna en órbita podría sustentar la vida humana sin la ayuda de la tecnología. es decir, Robin Crusoe podría quedarse varado en la luna y sobrevivir.

Si la luna terrestre debe tener un cierto tamaño para mostrar actividad tectónica a lo largo de su vida, como se demuestra en la diferencia entre la Tierra y Venus (Venus es aproximadamente un 85% del tamaño de la Tierra), entonces una luna del tamaño de la Tierra (o más grande) sería ser preferible.

A mi entender, este documento sugiere que un mundo de este tamaño no se formaría en el disco de acreción de un gigante gaseoso (pero es posible que no lo haya entendido bien), sin embargo, después de la migración de un gigante gaseoso, la mezcla a Los desechos del sistema interno y externo se han mostrado en simulaciones, para permitir la formación de mundos terrestres ricos en agua. El documento al menos sugiere que los cuerpos más grandes pueden ser capturados y puestos en órbita por un gigante gaseoso.

Entonces, digamos que nuestro gigante gaseoso migró desde la línea de congelación del sistema, a algún lugar cercano a la zona habitable circunestelar, y después, cuando la órbita comenzó a estabilizarse, un nuevo mundo terrestre comenzó a tomar forma. Su órbita lo llevó lo suficientemente cerca del gigante gaseoso como para ser llevado a la órbita del planeta y, con el tiempo, sus órbitas mutuas se estabilizaron.

¿Cómo puedo averiguar qué tan grande debe ser el gigante gaseoso para capturar esta luna y establecer una órbita estable?

El bloqueo de la luna por marea puede ser un problema, pero también puede ser compensado por su órbita alrededor del gigante gaseoso. ¿Cómo puedo determinar qué tan lejos necesitaría la luna para orbitar al gigante gaseoso para no estar bloqueada por las mareas? Este tema tiene algunos puntos interesantes.

El gigante gaseoso acuna los límites exteriores de la zona habitable circunestelar de tal manera que la luna capturada pasa a través de la zona habitable circunestelar durante cada rotación. El tamaño de la luna es lo suficientemente grande para la actividad tectónica, que a su vez puede ser ayudada por las fuerzas gravitacionales de su primaria. La luna también es lo suficientemente densa, con un núcleo de hierro / níquel, para producir una magnetosfera fuerte, que si se ve ayudada aún más por la actividad tectónica. Las fuerzas de marea se ven afectadas por la atracción gravitacional del primario, a lo largo de la órbita de las lunas. Mantener el mundo lo suficientemente caliente como para sostener agua líquida, no creo que sea un problema, sino que sería una cuestión de lograr un equilibrio entre la distancia orbital entre las estrellas primarias y del sistema.

Siento que me estoy perdiendo algunas cosas. ¿Cuáles son sus pensamientos sobre cómo puedo encontrar una luna viable y habitable en este escenario?

Originalmente pregunté esto sobre Astronomía, y se sugirió que preguntara aquí en Worldbuilding.


¿Lunas gaseosas?

¿Hay lunas gaseosas en nuestro sistema solar? ¿Si no, porque no? En particular, ¿por qué ninguna de las lunas de los planetas gigantes gaseosos es gaseosa?

# 2 russell23

¿Hay lunas gaseosas en nuestro sistema solar? ¿Si no, porque no? En particular, ¿por qué ninguna de las lunas de los planetas gigantes gaseosos es gaseosa?

/ Ira

Una luna de gas tendría que ser principalmente H / He en masa. De acuerdo con el modelo de Acreción del Núcleo de la formación de planetas gigantes gaseosos, el gigante gaseoso primero debe reunir un núcleo sólido de 10 masas terrestres que luego es lo suficientemente masivo para reunir una envoltura masiva de H / He.

# 3 llanitedave

Para esos objetos de tamaño, potencialmente podría tener un planeta del tamaño de Júpiter con una luna del tamaño de Neptuno. Sería una vista impresionante. Sin embargo, habría algunos dilemas dinámicos. ¿Estarían sincronizados rotacionalmente? ¿Cómo lo dirías? ¿Cuántos diámetros de separación necesitarían para que sus órbitas fueran estables en las mareas durante la vida útil del sistema?

No estarían demasiado cerca de la estrella madre, de eso estoy bastante seguro.

# 4 Ira

¿Existe alguna ley que prohíba la formación de tales sistemas gaseosos-gaseosos? ¿Hay alguna razón por la que no se formaron en nuestro sistema solar?

# 5 Kidastrónomo

¿Existe alguna ley que prohíba la formación de tales sistemas gaseosos-gaseosos? ¿Hay alguna razón por la que no se formaron en nuestro sistema solar?

Simplemente no había suficiente gas orbitando a los gigantes gaseosos para que se formaran.

Puedo imaginar una luna del tamaño de la Tierra con una gruesa envoltura gaseosa, pero no un Neptuno orbitando a Júpiter. Se verían como dos lágrimas y serían similares al intercambio de gases en un sistema de enanas blancas gigantes que conducen a una nova.

# 6 llanitedave

# 7 russell23

Aquí hay un artículo sobre la formación de planetas gigantes gaseosos:

Anoche cité las 10 masas terrestres estándar como la masa central necesaria para acrecentar una envolvente masiva de H / He. Sin embargo, como explora el artículo, la masa real puede variar hacia arriba desde una masa terrestre tan pequeña como 3,5 a una distancia muy grande (100 AU).

El desafío para formar una luna (y un planeta) gaseoso es que el núcleo debe formarse muy rápidamente si se quiere acrecer una envoltura masiva de H / He. Tener dos de estos núcleos acumulados cerca uno del otro para que tanto el planeta como la luna estén dominados por H / Él es probablemente un desafío.

# 8 russell23

Otro factor a considerar: las lunas galileanas de Júpiter se habrían formado en un disco protoplanetario que se habría formado alrededor de Júpiter. Sería muy difícil que un disco de este tipo se formara dentro de un disco protoplanetario alrededor de una estrella con suficiente masa para formar lunas lo suficientemente grandes como para acumular una cantidad significativa de H / He.

# 9 maugi88

Creo que este escenario podría hacerse realidad en una situación de captura. Tendría que hacer que todo saliera bien, pero no puedo verlo como imposible. El universo es un lugar extraño. Sería algo digno de contemplar. Qué pensamiento tan interesante.

Editado por maugi88, 22 de febrero de 2015-08: 48 a. M.

# 10 llanitedave

Otro factor a considerar: las lunas galileanas de Júpiter se habrían formado en un disco protoplanetario que se habría formado alrededor de Júpiter. Sería muy difícil que un disco de este tipo se formara dentro de un disco protoplanetario alrededor de una estrella con suficiente masa para formar lunas lo suficientemente grandes como para acumular una cantidad significativa de H / He.

# 11 seawolfe

Me confundí con el título. Me preguntaba si alguien necesitaba Tums o algo así.

# 12 disléxico nam

Quizás la razón principal es que solo tenemos ocho (aproximadamente) planetas, y hay más posibilidades concebibles que cuerpos disponibles para llenarlos.

No creo que se pueda restar importancia a la importancia de esto. Nuestro creciente catálogo de exoplanetas nos ha mostrado mucho sobre la formación planetaria que simplemente era imposible de deducir de nuestra muestra anterior de un solo sistema solar. Sospecho firmemente que habrá otros descubrimientos de exoplanetas que demuestren nuevos modelos y procesos.

# 13 russell23

Otro factor a considerar: las lunas galileanas de Júpiter se habrían formado en un disco protoplanetario que se habría formado alrededor de Júpiter. Sería muy difícil que un disco de este tipo se formara dentro de un disco protoplanetario alrededor de una estrella con suficiente masa para formar lunas lo suficientemente grandes como para acumular una cantidad significativa de H / He.

Idea interesante. No sé si es posible que dos planetas tan masivos como gigantes gaseosos se formen en órbitas inestables que permitan una captura.

# 14 maugi88

Otras cosas pueden perturbar las órbitas estables. Debido a la inmensidad del espacio, tales eventos deben ser muy raros, pero podrían suceder.

Editado por maugi88, 23 de febrero de 2015 - 06:08 p.m.

# 15 llanitedave

Otro factor a considerar: las lunas galileanas de Júpiter se habrían formado en un disco protoplanetario que se habría formado alrededor de Júpiter. Sería muy difícil que un disco de este tipo se formara dentro de un disco protoplanetario alrededor de una estrella con suficiente masa para formar lunas lo suficientemente grandes como para acumular una cantidad significativa de H / He.

Idea interesante. No sé si es posible que dos planetas tan masivos como gigantes gaseosos se formen en órbitas inestables que permitan una captura.

Lo que me dio la idea no fue tanto Thei y la Tierra, sino el aparente intercambio de órbitas de Urano y Neptuno en el pasado. Si pudieran superponerse, tal vez con las influencias externas adecuadas, podrían capturar cuerpos comparables.

# 16 astroMakemake42

Un poco fuera de tema, pero ¿cómo se llama la luna de una luna? Imagino que las lunas de gas pueden ser lo suficientemente grandes como para tener sus propias lunas. ¿Lo llamaría "luna secundaria" o algo diferente? Aunque podría ser poco probable debido a las fuerzas de las mareas del planeta, podría ser posible en determinadas circunstancias.

# 17 Kidastrónomo

Un poco fuera de tema, pero ¿cómo se llama la luna de una luna? Imagino que las lunas de gas pueden ser lo suficientemente grandes como para tener sus propias lunas. ¿Lo llamaría "luna secundaria" o algo diferente? Aunque podría ser poco probable debido a las fuerzas de las mareas del planeta, podría ser posible en determinadas circunstancias.
http: //en.wikipedia. s_of_satellites

# 18 PeterR280

Vi a Jim Carey interpretar una luna gaseosa en una de sus películas.

# 19 maugi88

Otro factor a considerar: las lunas galileanas de Júpiter se habrían formado en un disco protoplanetario que se habría formado alrededor de Júpiter. Sería muy difícil que un disco de este tipo se formara dentro de un disco protoplanetario alrededor de una estrella con suficiente masa para formar lunas lo suficientemente grandes como para acumular una cantidad significativa de H / He.

Idea interesante. No sé si es posible que dos planetas tan masivos como gigantes gaseosos se formen en órbitas inestables que permitan una captura.

Lo que me dio la idea no fue tanto Thei y la Tierra, sino el aparente intercambio de órbitas de Urano y Neptuno en el pasado. Si pudieran superponerse, tal vez con las influencias externas adecuadas, podrían capturar cuerpos comparables.

Eso es exactamente lo que me hizo pensar en ello. Aunque, si alguna vez sucediera con esos dos, me inclinaría a llamarlos un sistema planetario binario. Quiero decir, ¿a cuál llamarías la luna en ese ejemplo en particular? Neptuno es más masivo pero Urano tiene un diámetro mayor.


Contenido

Aunque el uso tradicional implica que las lunas orbitan alrededor de un planeta, el descubrimiento de satélites del tamaño de un planeta alrededor de las enanas marrones desdibuja la distinción entre planetas y lunas, debido a la baja masa de tales estrellas fallidas. Para resolver esta confusión, la Unión Astronómica Internacional declaró: "Los objetos con masas verdaderas por debajo de la masa límite para la fusión termonuclear de deuterio, que orbitan estrellas o remanentes estelares, son planetas". [8]

Es probable que las características de cualquier satélite extrasolar varíen, al igual que las lunas del Sistema Solar. Para los planetas gigantes extrasolares que orbitan dentro de su zona habitable estelar, existe la posibilidad de que un satélite terrestre del tamaño de un planeta sea capaz de albergar vida. [9] [10] [ aclaración necesaria ]

En agosto de 2019, los astrónomos informaron que una exoluna en el sistema de exoplanetas WASP-49b puede ser volcánicamente activa. [11]

Para las lunas generadas por impacto de planetas terrestres no muy lejos de su estrella, con una gran distancia planeta-luna, se espera que los planos orbitales de las lunas tiendan a alinearse con la órbita del planeta alrededor de la estrella debido a las mareas de la estrella. , pero si la distancia entre el planeta y la luna es pequeña, puede estar inclinada. Para los gigantes gaseosos, las órbitas de las lunas tenderán a estar alineadas con el ecuador del planeta gigante porque se formaron en discos circumplanetarios. [12]

Los planetas cercanos a sus estrellas en órbitas circulares tenderán a despreciarse y quedar bloqueados por las mareas. A medida que la rotación del planeta se ralentiza, el radio de una órbita sincrónica del planeta se mueve hacia afuera del planeta. Para los planetas unidos por mareas a sus estrellas, la distancia desde el planeta a la que la luna estará en una órbita sincrónica alrededor del planeta está fuera de la esfera Hill del planeta. La esfera Hill del planeta es la región donde su gravedad domina a la de la estrella para que pueda aferrarse a sus lunas. Las lunas dentro del radio de la órbita sincrónica de un planeta entrarán en espiral dentro del planeta. Por lo tanto, si la órbita sincrónica está fuera de la esfera de Hill, todas las lunas entrarán en espiral dentro del planeta.Si la órbita sincrónica no es estable en tres cuerpos, las lunas fuera de este radio escaparán de la órbita antes de alcanzar la órbita sincrónica. [12]

Un estudio sobre la migración inducida por las mareas ofreció una explicación viable para esta falta de exolunas. Mostró que la evolución física de los planetas anfitriones (es decir, la estructura interior y el tamaño) juega un papel importante en su destino final: las órbitas sincrónicas pueden convertirse en estados transitorios y las lunas son propensas a estancarse en semiejes principales semi-asintóticos, o incluso a ser expulsadas del sistema. , donde pueden aparecer otros efectos. A su vez, esto tendría un gran impacto en la detección de satélites extrasolares. [13]

Se teoriza la existencia de exolunas alrededor de muchos exoplanetas. [9] A pesar de los grandes éxitos de los cazadores de planetas con la espectroscopia Doppler de la estrella anfitriona, [14] no se pueden encontrar exolunas con esta técnica. Esto se debe a que los espectros estelares desplazados resultantes debido a la presencia de un planeta más satélites adicionales se comportarían de manera idéntica a un solo punto-masa que se mueve en la órbita de la estrella anfitriona. En reconocimiento de esto, se han propuesto varios otros métodos para detectar exolunas, que incluyen:

Edición de imágenes directas

La obtención de imágenes directas de un exoplaneta es extremadamente desafiante debido a la gran diferencia de brillo entre la estrella y el exoplaneta, así como al pequeño tamaño y la irradiancia del planeta. Estos problemas son mayores para las exolunas en la mayoría de los casos. Sin embargo, se ha teorizado que las exolunas calentadas por las mareas podrían brillar tan intensamente como algunos exoplanetas. Las fuerzas de marea pueden calentar una exoluna porque la energía se disipa por fuerzas diferenciales sobre ella. Io, una luna calentada por las mareas que orbita Júpiter, tiene volcanes impulsados ​​por las fuerzas de las mareas. Si una exoluna calentada por las mareas está lo suficientemente calentada por las mareas y está lo suficientemente distante de su estrella como para que la luz de la luna no se ahogue, sería posible que futuros telescopios (como el telescopio espacial James Webb) la captaran. [15]

Espectroscopía Doppler del planeta anfitrión Editar

La espectroscopia Doppler es un método de detección indirecta que mide el cambio de velocidad y el cambio de espectro estelar resultante asociado con un planeta en órbita. [16] Este método también se conoce como método de velocidad radial. Tiene más éxito para las estrellas de la secuencia principal. Los espectros de exoplanetas se han recuperado parcialmente con éxito en varios casos, incluidos HD 189733 by HD 209458 b. La calidad de los espectros recuperados se ve significativamente más afectada por el ruido que el espectro estelar. Como resultado, la resolución espectral y el número de características espectrales recuperadas es mucho menor que el nivel requerido para realizar la espectroscopia Doppler del exoplaneta.

Detección de emisiones de ondas de radio de la magnetosfera del planeta anfitrión Editar

Durante su órbita, la ionosfera de Io interactúa con la magnetosfera de Júpiter para crear una corriente de fricción que provoca emisiones de ondas de radio. Se denominan "emisiones decamétricas controladas por Io" y los investigadores creen que encontrar emisiones similares cerca de exoplanetas conocidos podría ser clave para predecir dónde existen otras lunas. [17]

Microlente Editar

En 2002, Cheongho Han y Wonyong Han propusieron utilizar microlentes para detectar exolunas. [18] Los autores encontraron que la detección de señales satelitales en las curvas de luz de lentes será muy difícil porque las señales están seriamente manchadas por el severo efecto de fuente finita incluso para eventos relacionados con estrellas fuente con pequeños radios angulares.

Cronometraje Pulsar Editar

En 2008, Lewis, Sackett y Mardling [19] de la Universidad de Monash, Australia, propusieron usar la sincronización de púlsares para detectar las lunas de los planetas de púlsares. Los autores aplicaron su método al caso de PSR B1620-26 by encontraron que se podría detectar una luna estable orbitando este planeta, si la luna tuviera una separación de aproximadamente una quincuagésima parte de la de la órbita del planeta alrededor del púlsar, y una relación de masa al planeta del 5% o más.

Efectos de tiempo de tránsito Editar

En 2007, los físicos A. Simon, K. Szatmáry y Gy. M. Szabó publicó una nota de investigación titulada "Determinación del tamaño, la masa y la densidad de las" exolunas "a partir de las variaciones fotométricas del tiempo de tránsito". [20]

En 2009, el astrónomo David Kipping del University College de Londres publicó un artículo [3] [21] que describe cómo al combinar múltiples observaciones de variaciones en el tiempo del tránsito medio (TTV, causado por el planeta que lleva o sigue al sistema planeta-luna baricentro cuando el par está orientado aproximadamente perpendicular a la línea de visión) con variaciones de la duración del tránsito (TDV, causado por el planeta que se mueve a lo largo de la trayectoria de tránsito en relación con el baricentro del sistema planeta-luna cuando el eje luna-planeta se encuentra aproximadamente a lo largo de la línea de visión) se produce una firma exoluna única. Además, el trabajo demostró cómo se podían determinar tanto la masa de la exoluna como su distancia orbital del planeta utilizando los dos efectos.

En un estudio posterior, Kipping concluyó que las exolunas de la zona habitable podrían ser detectadas por el Telescopio espacial Kepler [22] utilizando los efectos TTV y TDV.

Método de tránsito Editar

Cuando un exoplaneta pasa frente a la estrella anfitriona, se puede observar una pequeña caída en la luz recibida de la estrella. El método de tránsito es actualmente el método más exitoso y receptivo para detectar exoplanetas. Este efecto, también conocido como ocultación, es proporcional al cuadrado del radio del planeta. Si un planeta y una luna pasan frente a una estrella anfitriona, ambos objetos deberían producir una caída en la luz observada. [23] También puede ocurrir un eclipse de planeta-luna [24] durante el tránsito, pero tales eventos tienen una probabilidad inherentemente baja.

Efectos de muestreo orbital Editar

Si se sostiene una botella de vidrio contra la luz, es más fácil ver a través del centro del vidrio que cerca de los bordes. De manera similar, una secuencia de muestras de la posición de la luna estará más agrupada en los bordes de la órbita lunar de un planeta que en el medio. Si una luna orbita un planeta que transita por su estrella, entonces la luna también transitará por la estrella y este agrupamiento en los bordes puede ser detectable en las curvas de luz de tránsito si se realiza un número suficiente de mediciones. Cuanto más grande es la estrella, mayor es el número de mediciones que se necesitan para crear un agrupamiento observable. Los datos de la nave espacial Kepler pueden contener suficientes datos para detectar lunas alrededor de enanas rojas utilizando efectos de muestreo orbital, pero no tendrán suficientes datos para estrellas similares al Sol. [25] [26]

Se ha conjeturado que el compañero anillado de la estrella V1400 Centauri puede tener una luna. [27] El planeta extrasolar confirmado WASP-12b también puede poseer una luna. [28]

En diciembre de 2013, se anunció una exoluna candidata de un planeta flotante MOA-2011-BLG-262, pero debido a degeneraciones en el modelado del evento de microlente, las observaciones también se pueden explicar como un planeta con masa de Neptuno que orbita alrededor de un enana roja de baja masa, un escenario que los autores consideran más probable. [29] [30] [31] Este candidato también apareció en las noticias unos meses después, en abril de 2014.

En octubre de 2018, los investigadores que utilizaron el telescopio espacial Hubble publicaron observaciones de la exoluna candidata Kepler-1625b I, que sugieren que el planeta anfitrión probablemente tenga varias masas de Júpiter, mientras que la exoluna puede tener una masa y un radio similares a Neptuno. El estudio concluyó que la hipótesis de la exoluna es la mejor y más simple explicación para las observaciones disponibles, aunque advirtió que es difícil asignar una probabilidad precisa a su existencia y naturaleza. [32] [33] Sin embargo, un nuevo análisis de los datos publicados en abril de 2019 concluyó que los datos se ajustaban mejor a un modelo solo planetario. Según este estudio, la discrepancia fue un artefacto de la reducción de datos, y es probable que Kepler-1625b I no exista. [34]

Un artículo de Chris Fox y Paul Wiegert examinó el conjunto de datos de Kepler en busca de indicios de exolunas únicamente a partir de las variaciones del tiempo de tránsito. Se encontraron ocho señales candidatas que eran consistentes con una exoluna, sin embargo, las señales también podrían explicarse por la presencia de otro planeta. La conclusión de Fox & amp Wiegert fue que se necesitarían más datos de tiempo de tránsito de mayor calidad para establecer si se trata de lunas realmente o no. [35] Sin embargo, en agosto de 2020 David Kipping recuperó los tiempos de seis de los ocho objetivos (basado en una versión de revisión previa por pares) y evaluó la evidencia de TTV como poco convincente. El mismo estudio encuentra que Kepler-1625b I sigue siendo un candidato a exoluna. [36]

Editar lista

Como parte de la Kepler misión, el proyecto Hunt for Exomoons with Kepler (HEK) está destinado a detectar exolunas. [53] [54]

La habitabilidad de las exolunas se ha considerado en al menos dos estudios publicados en revistas revisadas por pares. René Heller y Rory Barnes [55] consideraron la iluminación estelar y planetaria en las lunas, así como el efecto de los eclipses en la iluminación de su superficie promediada en órbita. También consideraron el calentamiento de las mareas como una amenaza para su habitabilidad. En la Secta. 4 en su artículo, introducen un nuevo concepto para definir las órbitas habitables de las lunas. Refiriéndose al concepto de zona habitable circunestelar para planetas, definen un borde interior para que una luna sea habitable alrededor de un planeta determinado y lo llaman el "borde habitable" circumplanetario. Las lunas más cercanas a su planeta que el límite habitable son inhabitables. En un segundo estudio, René Heller [56] luego incluyó el efecto de los eclipses en este concepto, así como las limitaciones de la estabilidad orbital de un satélite. Descubrió que, dependiendo de la excentricidad orbital de una luna, hay una masa mínima para que las estrellas alberguen lunas habitables en alrededor de 0,2 masas solares.

Tomando como ejemplo la Europa más pequeña, con menos del 1% de la masa de la Tierra, Lehmer et al. descubrió que si terminara cerca de la órbita terrestre, solo podría retener su atmósfera durante unos pocos millones de años. Sin embargo, para las lunas más grandes del tamaño de Ganímedes que se aventuren en la zona habitable de su sistema solar, la atmósfera y el agua superficial podrían retenerse casi indefinidamente. Los modelos para la formación de la luna sugieren que la formación de lunas aún más masivas que Ganímedes es común alrededor de muchos de los exoplanetas super-jovianos. [57]

Los exoplanetas del tamaño de la Tierra en la zona habitable alrededor de las enanas M a menudo están unidos por mareas a la estrella anfitriona. Esto tiene el efecto de que un hemisferio siempre se enfrenta a la estrella, mientras que el otro permanece en la oscuridad. Una exoluna en un sistema enano M no enfrenta este desafío, ya que está bloqueada por mareas en el planeta y recibiría luz para ambos hemisferios. Martínez-Rodríguez et al. estudió la posibilidad de exolunas alrededor de planetas que orbitan enanas M en la zona habitable. Si bien encontraron 33 exoplanetas de estudios anteriores que se encuentran en la zona habitable, solo cuatro podrían albergar exolunas de masa de Luna a Titán para escalas de tiempo superiores a 0,8 Gyr (CD-23 1056 b, Ross 1003 b, IL Aquarii byc). Para este rango de masas, las exolunas probablemente no podrían retener su atmósfera. Los investigadores aumentaron la masa de las exolunas y encontraron que las exolunas con la masa de Marte alrededor de IL Aquarii byc podrían ser estables en escalas de tiempo por encima del tiempo de Hubble. La misión CHEOPS podría detectar exolunas alrededor de las enanas M más brillantes o ESPRESSO podría detectar el efecto Rossiter-McLaughlin causado por las exolunas. Ambos métodos requieren un exoplaneta en tránsito, lo que no es el caso de estos cuatro candidatos. [58]

Como un exoplaneta, una exoluna puede potencialmente quedar bloqueada por mareas en su primaria. Sin embargo, dado que el exoplaneta principal de la exoluna es un exoplaneta, continuaría girando en relación con su estrella después de quedar bloqueado por las mareas y, por lo tanto, aún experimentaría un ciclo día / noche indefinidamente.


Las lunas alienígenas podrían secarse al horno con el resplandor de los jóvenes gigantes del gas

Cuando pensamos en dónde más podría existir vida en el universo, tendemos a centrarnos en los planetas. Pero a una escala cósmica mayor, las lunas podrían resultar la morada más común para la vida.

Un solo planeta gigante gaseoso en la zona habitable no demasiado cálida ni demasiado fría alrededor de su estrella, donde la Tierra y Marte residen correspondientemente, podría albergar varias lunas habitables. En este punto inicial de nuestra búsqueda de exoplanetas, la mayoría de los mundos que hemos encontrado en la zona habitable son gigantes, no Tierras. Es posible que el primer lugar habitado que descubramos fuera de nuestro Sistema Solar sea una luna.

Es este tipo de consideración lo que inspira a Ren & eacute Heller, becario postdoctoral en astronomía en la Universidad McMaster, en Ontario, Canadá. Él estudia cómo se podrían formar las "exolunas", cómo podrían ser y cómo podríamos detectarlas con instrumentos astronómicos actuales o futuros. Una gran parte de su trabajo trata de medir la habitabilidad de las exolunas, que es un poco más complicado que los planetas porque las lunas orbitan alrededor de otro cuerpo además de su estrella. [Los planetas alienígenas más extraños de la historia (galería)]

Un nuevo artículo de Heller y su colega Rory Barnes de la Universidad de Washington y el Laboratorio Planetario Virtual de la NASA examina cómo el calor que emana de un exoplaneta recién formado, junto con la irradiación de la estrella del sistema solar, puede asar las lunas del planeta. Antes de que el planeta se enfríe lo suficiente, sus lunas en órbita cercana podrían perder toda su agua, dejándolas completamente secas y estériles.

"La habitabilidad de una exoluna está, por supuesto, limitada por su ubicación en la zona habitable estelar, pero también tiene una segunda fuente de calor, su planeta anfitrión, que debe tenerse en cuenta", dijo Heller, cuyo artículo ha sido aceptado para su publicación en The Revista Internacional de Astrobiología. "Con respecto a esta segunda fuente, nuestro estudio muestra que a corta distancia, la iluminación de planetas gigantes jóvenes y calientes puede hacer que sus lunas sean inhabitables".

Los investigadores creen que las lunas podrían servir como moradas adecuadas para la vida tan bien como los planetas. Incluso las lunas mucho más allá de la zona habitable, como la Europa de Júpiter y el Titán de Saturno, ofrecen indicios tentadores de habitabilidad potencial gracias al océano subsuperficial en el primero y la química orgánica intrigante del segundo. Aún así, una luna alrededor de un exoplaneta en la zona habitable es una apuesta mucho mejor para la vida que estos frígidos candidatos.

Los hallazgos de Heller sugieren que debemos tener cuidado, sin embargo, antes de declarar que una exoluna de una zona habitable del tamaño de la Tierra es una Pandora de la vida real: la exuberante luna de la fama de la ciencia ficción en "Avatar". Antes de suponer que una exoluna es habitable según la ubicación de su planeta anfitrión, será necesario evaluar las distancias orbitales pasadas actuales y conjeturas de la luna.

"Las exolunas del tamaño de la Tierra que pronto podrían ser detectadas por nuestros telescopios podrían haber sido desecadas poco después de la formación y todavía estar secas hoy", dijo Heller. "Al evaluar la habitabilidad de una luna, es crucial considerar su historia junto con la de su planeta anfitrión".

En general, se piensa que las lunas surgen de manera muy similar a como lo hacen los planetas, es decir. En el disco de material sobrante que rodea a una estrella después de su nacimiento, los planetas se agregan cuando los trozos chocan y se fusionan en cuerpos cada vez más grandes. A medida que su masa y gravedad crecen a la par, los planetas en desarrollo atraen de manera similar sus propios minidiscos de gas y polvo. Los escombros dentro de este disco secundario luego se fusionan en lunas. (En particular, nuestra Luna es una excepción, probablemente creada por un impacto gigante en una ur-Tierra por otro fragmento protoplanetario considerable).

Todo este estrépito genera mucho calor. Por lo tanto, los cuerpos lunares y planetarios recién nacidos deberían estar bastante calentitos. Sin embargo, los mundos rocosos podrían retener un depósito de agua o reponerse temprano (o más tarde) por los impactos de los cometas helados. [9 exoplanetas que podrían albergar vida alienígena]

El lugar donde una luna se instala alrededor de su planeta influye en las posibilidades de aferrarse al agua inicial y dar una oportunidad a la vida sin depender de la fortuna del futuro agua cometaria. Según los modelos de formación, los satélites de tamaño significativo deberían formar entre cinco y 30 radios planetarios, o anchos de medio planeta, desde su planeta anfitrión. Las cuatro lunas más grandes de Júpiter, denominadas lunas galileanas, se ajustan a este perfil: Io orbita en 6,1 radios de Júpiter en Europa, 9,7 en Ganímedes, 15,5 y Calisto chirría en 27 radios de Júpiter. La luna más grande de Saturno, Titán, tiene su hogar a una distancia de 21,3 radios de Saturno.

Encontrar el 'borde habitable'

En su nuevo artículo, así como en varios trabajos anteriores, Heller y Barnes han tratado de averiguar qué tan cerca está demasiado cerca para que una exoluna mantenga agua líquida en su superficie. A este límite orbital interno lo llaman el "borde habitable". Las lunas en su interior reciben un exceso de energía térmica de dos fuentes clave: en primer lugar, la flexión de la luna, llamada calentamiento de las mareas, causada por interacciones gravitacionales con su anfitrión planetario, y en segundo lugar, de la iluminación adicional del planeta.

El aumento de la temperatura en un mundo acuático puede desencadenar lo que se conoce como un efecto invernadero desbocado. El agua se evapora por el calor. El vapor de agua resultante es particularmente bueno para atrapar el calor. En un circuito de retroalimentación positiva, este calor atrapado puede provocar la evaporación del agua a un ritmo más rápido que el enfriamiento, y la condensación puede restaurarla a su forma líquida. Con el tiempo, todo el suministro de agua del mundo puede terminar como gas caliente. Este gas se descompone por la luz solar en oxígeno e hidrógeno constituyentes. Este último, el elemento más ligero, puede escapar al espacio y el mundo se deseca.

Las órbitas, sin embargo, no son cosas fijas. El lugar donde una luna orbita hoy podría no ser donde se formó y existió inicialmente durante muchos millones de años. Las fuerzas de marea que acabamos de mencionar generalmente funcionan para empujar lentamente una luna a una órbita más amplia con el tiempo. Por lo tanto, la ubicación observada de las lunas en la actualidad debe tomarse con un grano de sal; aunque ahora parecen "seguras", su pasado podría haberlas dejado sedientas.

"Las lunas que se encuentran hoy fuera del borde habitable y, por lo tanto, aparentemente habitables, pueden haber estado alguna vez dentro del borde habitable y volverse secas e inhabitables", dijo Heller.

Construyendo el modelo

Con estas consideraciones en mente, Heller y Barnes se propusieron crear un modelo de un dúo de gigantes gaseosos y luna potencialmente habitable. Las lunas modelo en su estudio no se parecen a nada que tengamos en el Sistema Solar. Para ser ampliamente habitable, independientemente de las consideraciones de los bordes habitables, una luna debe poseer una cierta masa mínima, lo mismo que un planeta potencialmente habitable. Un mundo habitable debe ser lo suficientemente masivo como para retener gravitacionalmente una atmósfera y generar un campo magnético protector a partir de un núcleo de hierro fundido y giratorio. [La luna: 10 hechos sorprendentes]

Se cree que este punto de corte de habitabilidad masiva es al menos el de Marte, o el 10 por ciento de la masa de la Tierra. En comparación, la luna más grande de nuestro sistema solar, Ganímedes, es una miserable cuadragésima parte de la masa de la Tierra. Dicho esto, varios estudios han indicado que los planetas gigantes gaseosos mucho más grandes que Júpiter deberían generar satélites comparativamente de gran tamaño.

En consecuencia, los investigadores eligieron un "monstruo" Júpiter, un planeta joviano 13 veces la masa de Júpiter, como su planeta anfitrión modelo.Un Júpiter de 13 masas es casi tan masivo como un planeta, piensan los científicos, antes de entrar en el territorio de una enana marrón o "estrella fallida" en tal caso, el planeta emitiría demasiado calor para que la mayoría de las exolunas tuvieran una oración. de ser habitable.

En cuanto a las lunas de prueba hipotéticas en el estudio, Heller y Barnes eligieron dos: un gemelo de la Tierra, con la misma rocosidad y masa, y un "super-Ganímedes", un cuerpo helado con una cuarta parte de la masa de la Tierra.

Heller y Barnes luego colocaron estos dúos de planeta y luna en su modelo a dos distancias orbitales diferentes de una estrella similar al sol. La primera ubicación se aproximaba a la de la Tierra, a unos 93 millones de millas de distancia, considerada hacia el extremo más caliente de la zona habitable de una estrella similar al sol. El segundo punto estaba 1,7 veces más lejos, algo más allá de la órbita de Marte, tomado aquí como el límite exterior de la zona habitable.

El modelo también abordó el tema del calentamiento de las mareas. Las lunas (y los planetas) pueden tener órbitas de forma ovalada que periódicamente las acercan a su anfitrión. Cuanto más "excéntrica" ​​u ovalada sea dicha órbita al girar una órbita cerca de su planeta, contribuye a mayores grados de calentamiento de las mareas. Para esta parte del modelo, los investigadores optaron por cuatro excentricidades orbitales diferentes para dar una buena variedad de resultados.

Una última consideración numérica fue la edad del sistema planeta-luna. Los planetas gigantes más jóvenes emiten más calor que las versiones más antiguas y enfriadas de sí mismos. Entonces, se eligieron tres edades: 100 millones, 500 millones y mil millones de años, y la última representa un sistema bastante evolucionado.

Ahora, con todos estos parámetros en su lugar, Heller y Barnes conectaron la variable crítica de la distancia orbital de las lunas hipotéticas a los planetas anfitriones.

¿Vida o muerte?

Para ambos estilos de luna, similar a la Tierra y súper Ganímedes, una distancia orbital de 10 radios de Júpiter o menos sería una mala noticia para la vida. Un efecto invernadero desbocado comenzaría basándose únicamente en la iluminación del planeta anfitrión durante unos 200 millones de años, un período de tiempo geológico bastante decente, y ciertamente lo suficiente como para secar completamente la luna. Agregue los rayos del sol, y el intervalo de vaporización de agua en la luna similar a la Tierra dura 500 millones de años. Para el súper Ganímedes, son 600 millones.

Aumente la distancia hipotética de la luna desde su anfitrión a 15 radios de Júpiter más espaciosos y la imagen aún no mejorará mucho más de 200 millones de años de cocina lunar. A 20 radios de Júpiter, la luna parecida a la Tierra se libra de un efecto invernadero desbocado, pero el super Ganímedes todavía sufre un calentamiento descontrolado durante un lapso similar de doscientos millones de años.

"La irradiación térmica de un planeta anfitrión super-Júpiter claramente puede tener una gran influencia en la habitabilidad de sus lunas", dijo Heller. "Dependiendo de la masa del planeta y la historia de su luminosidad, cualquier exoluna descubierta hoy tendría que haber tenido una órbita lo suficientemente amplia para haber evitado la desecación en el pasado lejano".

Los hallazgos son algo conservadores porque otras fuentes de calor podrían influir lo suficiente como para inclinar la balanza. Los ejemplos incluyen el calor latente dentro de una luna nueva que emana de las fuerzas de fricción y presión durante su formación. Además, a la vida le puede resultar muy difícil ponerse en marcha incluso antes de que la temperatura suba lo suficiente como para desencadenar un efecto invernadero desbocado; el suelo podría estar simplemente demasiado caliente.

Sin embargo, para una luna árida, es posible que sus posibilidades de dar vida no se pierdan para siempre. Debido a las perturbaciones gravitacionales, podría migrar más allá del borde habitable. Una vez allí, fuera de la zona de muerte, los cometas helados que lo golpean podrían entregar grandes reservas de agua después de que el efecto invernadero desbocado haya disminuido. De manera similar, se cree que un bombardeo cometario inundó la Tierra varios millones de años después de que su exterior fundido se enfrió hasta convertirse en una corteza dura, dando lugar a los océanos que permiten la vida de nuestro planeta.

Entonces, el mensaje general del estudio más reciente de Heller es que el pasado de las exolunas similares a la Tierra no se puede ignorar. Cuando se identifiquen estos mundos, será necesario realizar simulaciones orbitales en ellos para tratar de recoger sus historias. Los modelos de evolución orbital serán complejos, teniendo en cuenta los efectos de las mareas entre el planeta y la luna, así como las perturbaciones gravitacionales entre la luna, otras lunas, el planeta y la estrella. Junto con los modelos de formación y enfriamiento planetarios, es de esperar que los astrobiólogos puedan estimar mejor la habitabilidad actual de una exoluna.

Dijo Heller: "Es importante que hagamos nuestro mejor esfuerzo para mirar en profundidad el pasado de una exoluna para comprender mejor si es posible que sustenten vida extraterrestre".

Esta historia fue proporcionada por Astrobiology Magazine, una publicación basada en la web patrocinada por el programa de astrobiología de la NASA.


Contenido

Las condiciones de habitabilidad de los satélites naturales son similares a las de la habitabilidad planetaria. Sin embargo, hay varios factores que diferencian la habitabilidad de los satélites naturales y, además, extienden su habitabilidad fuera de la zona habitable planetaria. [15]

Agua líquida Editar

La mayoría de los astrobiólogos creen que el agua líquida es un requisito previo esencial para la vida extraterrestre. Existe una creciente evidencia de agua líquida subsuperficial en varias lunas del Sistema Solar que orbitan a los gigantes gaseosos Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. Sin embargo, ninguno de estos cuerpos de agua subterráneos ha sido confirmado hasta la fecha.

Estabilidad orbital Editar

Para una órbita estable, la relación entre el período orbital de la luna PAGs alrededor de su primario y el del primario alrededor de su estrella PAGpag debe ser & lt 1 ⁄ 9, p. ej. si un planeta tarda 90 días en orbitar su estrella, la órbita estable máxima para una luna de ese planeta es menos de 10 días. [16] [17] Las simulaciones sugieren que una luna con un período orbital de menos de 45 a 60 días permanecerá unida de manera segura a un planeta gigante masivo o una enana marrón que orbita a 1 UA de una estrella similar al Sol. [18]

Atmósfera Editar

Los astrobiólogos consideran que una atmósfera es importante para desarrollar la química prebiótica, sustentar la vida y para que exista el agua superficial. La mayoría de los satélites naturales del Sistema Solar carecen de atmósferas significativas, con la única excepción de Titán, la luna de Saturno. [19]

La pulverización, un proceso mediante el cual los átomos son expulsados ​​de un material objetivo sólido debido al bombardeo del objetivo por partículas energéticas, presenta un problema significativo para los satélites naturales. Todos los gigantes gaseosos del Sistema Solar, y probablemente los que orbitan alrededor de otras estrellas, tienen magnetosferas con cinturones de radiación lo suficientemente potentes como para erosionar por completo la atmósfera de una luna similar a la Tierra en solo unos pocos cientos de millones de años. Los fuertes vientos estelares también pueden arrancar átomos de gas de la parte superior de una atmósfera y hacer que se pierdan en el espacio.

Para mantener una atmósfera similar a la de la Tierra durante aproximadamente 4.600 millones de años (la edad actual de la Tierra), se estima que una luna con una densidad similar a la de Marte necesita al menos el 7% de la masa de la Tierra. [20] Una forma de disminuir la pérdida por pulverización catódica es que la luna tenga un fuerte campo magnético propio que pueda desviar los cinturones de radiación y viento estelar. Las mediciones de Galileo de la NASA sugieren que las grandes lunas pueden tener campos magnéticos, descubrió que Ganimedes tiene su propia magnetosfera, aunque su masa es solo el 2,5% de la de la Tierra. [18] Alternativamente, la atmósfera de la luna puede reponerse constantemente con gases de fuentes subterráneas, como creen algunos científicos que es el caso de Titán. [21]

Efectos de marea Editar

Si bien los efectos de la aceleración de las mareas son relativamente modestos en los planetas, puede ser una fuente importante de energía para los satélites naturales y una fuente de energía alternativa para sustentar la vida.

Es probable que las lunas que orbitan a gigantes gaseosos o enanas marrones estén bloqueadas por mareas en su primario: es decir, sus días son tan largos como sus órbitas. Si bien el bloqueo de las mareas puede afectar negativamente a los planetas dentro de las zonas habitables al interferir con la distribución de la radiación estelar, puede funcionar a favor de la habitabilidad de los satélites al permitir el calentamiento de las mareas. Los científicos del Centro de Investigación Ames de la NASA modelaron la temperatura en exoplanetas bloqueados por marea en la zona de habitabilidad de las estrellas enanas rojas. Descubrieron que una atmósfera con dióxido de carbono (CO
2 ) la presión de sólo 1–1,5 atmósferas estándar (15–22 psi) no solo permite temperaturas habitables, sino que permite que el agua líquida en el lado oscuro del satélite. El rango de temperatura de una luna que está bloqueada por mareas a un gigante gaseoso podría ser menos extremo que con un planeta bloqueado por una estrella. Aunque no se han realizado estudios sobre el tema, cantidades modestas de CO
2 se especula para hacer que la temperatura sea habitable. [18]

Los efectos de las mareas también podrían permitir que una luna sostenga la tectónica de placas, lo que provocaría que la actividad volcánica regulara la temperatura de la luna [22] [23] y creara un efecto geodinamo que le daría al satélite un fuerte campo magnético. [24]

Inclinación axial y clima Editar

Siempre que se pueda descuidar la interacción gravitacional de una luna con otros satélites, las lunas tienden a estar bloqueadas por mareas con sus planetas. Además del bloqueo rotacional mencionado anteriormente, también habrá un proceso denominado 'erosión por inclinación', que originalmente se acuñó para la erosión por marea de la oblicuidad planetaria contra la órbita de un planeta alrededor de su estrella anfitriona. [25] El estado de giro final de una luna consiste en un período de rotación igual a su período orbital alrededor del planeta y un eje de rotación que es perpendicular al plano orbital.

Si la masa de la luna no es demasiado baja en comparación con el planeta, a su vez puede estabilizar la inclinación axial del planeta, es decir, su oblicuidad contra la órbita alrededor de la estrella. En la Tierra, la Luna ha jugado un papel importante en la estabilización de la inclinación axial de la Tierra, reduciendo así el impacto de las perturbaciones gravitacionales de los otros planetas y asegurando solo variaciones moderadas del clima en todo el planeta. [26] En Marte, sin embargo, un planeta sin efectos de marea significativos de sus lunas Fobos y Deimos de masa relativamente baja, la inclinación axial puede sufrir cambios extremos de 13 ° a 40 ° en escalas de tiempo de 5 a 10 millones de años. [27] [28]

Estar bloqueado por las mareas a un planeta gigante o una enana sub-marrón permitiría climas más moderados en una luna que los que habría si la luna fuera un planeta de tamaño similar orbitando en rotación bloqueada en la zona habitable de la estrella. [29] Esto es especialmente cierto en los sistemas de enanas rojas, donde fuerzas gravitacionales comparativamente altas y bajas luminosidades dejan la zona habitable en un área donde ocurriría el bloqueo de las mareas. Si la marea está bloqueada, una rotación sobre el eje puede llevar mucho tiempo en relación con un planeta (por ejemplo, ignorando la ligera inclinación axial de la luna de la Tierra y el sombreado topográfico, cualquier punto dado tiene dos semanas, en tiempo de la Tierra, de sol y dos semanas de noche en su día lunar), pero estos largos períodos de luz y oscuridad no son tan desafiantes para la habitabilidad como los días eternos y las noches eternas en un planeta unido por mareas a su estrella.

La siguiente es una lista de satélites naturales y entornos en el Sistema Solar con posibilidad de albergar entornos habitables:

Nombre Sistema Artículo Notas
Europa Júpiter Colonización de Europa Se cree que tiene un océano subsuperficial mantenido por la actividad geológica, el calentamiento de las mareas y la irradiación. [30] [31] La luna puede tener más agua y oxígeno que la Tierra y una exosfera de oxígeno. [32]
Encelado Saturno Encelado - habitabilidad potencial Se cree que tiene un océano de agua líquida subsuperficial debido al calentamiento de las mareas [33] o la actividad geotérmica. [34] Hidrógeno molecular libre (H2) se ha detectado, proporcionando otra fuente de energía potencial para la vida. [35]
Titán Saturno Colonización de Titán Su atmósfera se considera similar a la de la Tierra primitiva, aunque algo más espesa. La superficie se caracteriza por lagos de hidrocarburos, criovolcanes y lluvia y nieve de metano. Al igual que la Tierra, Titán está protegido del viento solar por una magnetosfera, en este caso su planeta padre durante la mayor parte de su órbita, pero la interacción con la atmósfera de la luna sigue siendo suficiente para facilitar la creación de moléculas orgánicas complejas. Tiene una posibilidad remota de una bioquímica exótica basada en metano. [36]
Calisto Júpiter Calisto - habitabilidad potencial Se cree que tiene un océano subterráneo calentado por las fuerzas de las mareas. [37] [38]
Ganimedes Júpiter Ganimedes - océanos subsuperficiales Se cree que tiene un campo magnético, con hielo y océanos subterráneos apilados en varias capas, con agua salada como segunda capa encima del núcleo de hierro rocoso. [39] [40]
Io Júpiter Debido a su proximidad a Júpiter, está sujeto a un intenso calentamiento de las mareas, lo que lo convierte en el objeto más volcánicamente activo del Sistema Solar. La desgasificación genera una atmósfera traza. [41]
Tritón Neptuno Su alta inclinación orbital con respecto al ecuador de Neptuno genera un calentamiento de marea significativo [42], lo que sugiere una capa de agua líquida o un océano subterráneo. [43]
Dione Saturno Los datos recopilados en 2016 sugieren un océano de agua interno por debajo de 100 kilómetros de corteza posiblemente adecuado para la vida microbiana. [ cita necesaria ]
Caronte Plutón Posible océano interno de agua y amoníaco, basado en la sospecha de actividad criovolcánica. [44]

Se han detectado un total de 9 candidatos a exoluna, pero ninguno de ellos ha sido confirmado.

Dada la relación general de masa de planeta a satélite de 10,000, se cree que los grandes planetas gaseosos del tamaño de Saturno o Júpiter en la zona habitable son los mejores candidatos para albergar lunas similares a la Tierra con más de 120 planetas de este tipo para 2018. [ 14] Los exoplanetas masivos que se sabe que están ubicados dentro de una zona habitable (como Gliese 876 b, 55 Cancri f, Upsilon Andromedae d, 47 Ursae Majoris b, HD 28185 by HD 37124 c) son de particular interés ya que potencialmente pueden poseer satélites con agua líquida en la superficie.

La habitabilidad de las lunas extrasolares dependerá de la iluminación estelar y planetaria de las lunas, así como del efecto de los eclipses en la iluminación de su superficie promediada en órbita. [45] Más allá de eso, el calentamiento de las mareas podría jugar un papel en la habitabilidad de una luna. En 2012, los científicos introdujeron un concepto para definir las órbitas habitables de las lunas [45]; definen un borde interior de una luna habitable alrededor de un planeta determinado y lo llaman el "borde habitable" circumplanetario. Las lunas más cercanas a su planeta que el límite habitable son inhabitables. Cuando los efectos de los eclipses, así como las limitaciones de la estabilidad orbital de un satélite, se utilizan para modelar el límite de efecto invernadero descontrolado de lunas hipotéticas, se estima que, dependiendo de la excentricidad orbital de una luna, hay una masa mínima de aproximadamente 0,20 masas solares para las estrellas a albergan lunas habitables dentro de la zona habitable estelar. [17] El entorno magnético de las exolunas, que se activa críticamente por el campo magnético intrínseco del planeta anfitrión, ha sido identificado como otro factor de habitabilidad de las exolunas. [46] Más notablemente, se encontró que las lunas a distancias entre aproximadamente 5 y 20 radios planetarios de un planeta gigante podrían ser habitables desde el punto de vista de la iluminación y el calentamiento de las mareas, [46] pero aún así la magnetosfera planetaria influiría críticamente en su habitabilidad. . [46]

Los satélites naturales que albergan vida son comunes en la ciencia ficción. Ejemplos notables en la película incluyen: la luna de la Tierra en Un viaje a la luna (1903) Yavin 4 de Guerra de las Galaxias (1977) Endor en El regreso del Jedi (1983) LV-426 en Extraterrestre (1979) y Extraterrestres (1986) Pandora en Avatar (2009) [47] LV-223 en Prometeo (2012) Europa en Reporte de Europa (2013) y Watchmen (serie de TV) (2019) y, K23 en The Midnight Sky (2020).

En el videojuego Kerbal Space Program, hay un satélite habitable llamado Laythe. También apareció en el tráiler de Kerbal Space Program 2.


Formación de las lunas galileanas

En 1610, el erudito italiano Galileo Galilei publicó Sidereus Nuncius (Sideral Messenger), dentro del cual observó lo que parecían ser cuatro estrellas ondeando de un lado a otro alrededor de Júpiter. Las implicaciones de esta profunda observación & # 8211 en contravención directa del punto de vista teológicamente correcto en ese momento & # 8211 marcaron el comienzo de una nueva era de la astronomía. Estas cuatro estrellas son, por supuesto, cuatro lunas de Júpiter: Io, Europa, Ganímedes y Calisto, y se denominan colectivamente en honor a Galileo. Todas estas lunas, con la excepción de Calisto, forman una cadena de resonancias orbitales. Io, por ejemplo, completa dos órbitas por cada órbita de Europa (una proporción de 2: 1) y cuatro órbitas por cada órbita de Ganímedes (4: 1). Las resonancias orbitales con relaciones enteras simples también se denominan resonancias de movimiento medio (MMR). En conjunto, las lunas galileanas ofrecen amplios desafíos para los estudios sobre la formación de satélites planetarios. Los autores del artículo de hoy utilizan simulaciones de N-cuerpos para estudiar escenarios de formación de las lunas galileanas para mostrar que las cadenas resonantes orbitales se producen fácilmente. Por lo tanto, proponen que el sistema era una cadena resonante primordial, similar a los exoplanetas de TRAPPIST-1.

Rayo y rayo

El mecanismo general para la formación de lunas alrededor de un gigante gaseoso es muy similar al de los planetas que se forman alrededor de una estrella. Mientras que los planetas se forman dentro de un disco protoplanetario gaseoso (también conocido como disco circunestelar o CSD), las lunas se forman dentro de un disco circumplanetario gaseoso (CPD). El CPD se alimenta de la caída del CSD y también está sujeto al calentamiento de las mareas tanto del planeta padre como de la estrella madre. Estos procesos son importantes cuando se trata de determinar la composición final (por ejemplo, contenido rocoso frente a contenido helado) de las lunas que eventualmente se forman. Inicialmente, el CPD contiene diminutos satélitesimales (o proto-lunas), que crecen a través de dos mecanismos: acreción de guijarros y colisiones. A medida que la proto-luna se mueve a través del CPD, experimenta resistencia aerodinámica con el gas en el disco. Este arrastre interrumpe el movimiento de los granos de polvo, lo que hace que algunos se asienten en la proto-luna a través de la atracción gravitacional. Con el tiempo, esto aumenta la masa de la proto-luna (de ahí el término acreción de guijarros). Las colisiones también ocurren dentro del CPD, aunque los autores se aseguraron explícitamente de que las proto-lunas iniciales estén lo suficientemente espaciadas como para que no sean destruidas de inmediato.

¡A las lunas!

La simulación está diseñada para reproducir un análogo lo más parecido posible a las lunas galileanas. La Figura 1 muestra la evolución inicial de una de las simulaciones, comenzando con cuatro proto-lunas. Esta simulación ve la colisión del par más interno, lo que resulta en un sistema final con solo 3 satélites. Curiosamente, en más de 40 simulaciones que comenzaron con 4 satélites, todas las simulaciones involucraron al menos una colisión, dejando solo 3 lunas supervivientes. Por tanto, se requieren más de 4 satélites iniciales.

Figura 1: Gráficos del semi-eje mayor (panel izquierdo) y la masa (panel derecho) para cada una de las cuatro proto-lunas en la simulación en función del tiempo. Tenga en cuenta la colisión entre el par más interno en alrededor de 1.2 Myr. La línea azul punteada muestra la línea de nieve & # 8211 la región en el disco más allá de la cual el agua se condensa como hielo. (Adaptado de la figura 2 del artículo)

La Figura 2 muestra cuatro de las mejores simulaciones, con el sistema en rojo (mostrado con la flecha) elegido como simulación preferida. En los tres casos, las lunas simuladas están encerradas en una cadena resonante 8: 4: 2: 1 (línea punteada negra). Callisto es un claro valor atípico en este sentido. Otro valor atípico son los análogos de Ganimedes (la tercera luna más interna), que tienen masas mucho más bajas.

Figura 2: Configuraciones del sistema resultantes de las cuatro mejores simulaciones, con la masa final en función de la distancia. La línea negra muestra el sistema galileano real, las líneas verticales punteadas muestran la ubicación de los MMR 2: 1 y las líneas punteadas rosadas muestran las restricciones de masa de la simulación. La simulación verde incluye un satélite coorbital adicional. (Adaptado de la figura 6 del artículo)

Edad de Acuario

Una cosa es simular las órbitas de un sistema lunar galileano, pero otra es replicar correctamente su composición. Para las lunas galileas, cuanto más lejos está la luna, más agua helada contiene. Io, volcánicamente activo, tiene muy poco contenido de agua. Esto contrasta fuertemente con Calisto, una luna con hasta el 55% de su masa como agua helada. La Figura 3 muestra análogos de la luna galileana simulados de las tres mejores simulaciones, pero esto se muestra de acuerdo con su configuración orbital y tamaño relativo, coloreado de acuerdo con el contenido de hielo de agua. Aunque en las tres simulaciones la luna más interna tiene la menor cantidad de hielo de agua, el contenido total todavía se sobreestima significativamente. Solo las dos lunas más externas comparten un contenido de hielo de agua similar al de Ganímedes y Calisto. Los autores sugieren que el agua puede escapar de las lunas interiores a través de un escape hidrodinámico, sin embargo, estos efectos no se consideran en la simulación.

Figura 3: Configuraciones orbitales de los tres mejores análogos en comparación con el sistema galileano. El tamaño y el tono de color denotan el radio y las fracciones de hielo de agua, respectivamente. (Figura 10 en el documento).

Armonía primordial

Estas simulaciones muestran que las resonancias orbitales, en particular los MMR 2: 1, se producen fácilmente en simulaciones de análogos galileanos, por lo que las lunas galileanas eran resonantes para empezar. Los autores notaron que en cada simulación, la luna más externa permanecía bloqueada en una resonancia orbital. Sugieren que Calisto, la única luna de Galilea que no está en una MMR 2: 1, puede haber estado originalmente en una resonancia orbital y desde entonces ha migrado hacia afuera debido a las interacciones de las mareas, pero sugieren que se requieren futuras simulaciones que exploren la disipación de las mareas entre planetas y satélites. para saberlo con certeza. Del mismo modo, no está claro si el bajo contenido de agua de Io y Europa se debe a un escape hidrodinámico, o si hay otros mecanismos en funcionamiento que aún no se han tenido en cuenta en las simulaciones. Las misiones espaciales futuras, como Europa Clipper y Jupiter Icy Moons Explorer, probablemente arrojarán más luz sobre estos mecanismos y, en última instancia, proporcionarán restricciones más estrictas para las simulaciones del sistema galileano.

Editado por: Abygail Wagoner
Crédito de la imagen destacada: SpaceEngine

El autor desea agradecer a los pueblos Whadjuk de la nación Noongar, los custodios tradicionales de la tierra en la que se escribió este artículo, y rinde homenaje a los Ancianos del pasado y del presente.


Viajero autónomo

Este artículo se publicó originalmente en el sitio web anterior a la revista Freelance Traveler en 2003 y se reimprimió en la edición de noviembre / diciembre de 2015.

Detalles interiores de Gas Giant por Bob Atmur Original & # 8220Platform 44 & # 8221 escenario - 1982 Dave Bryant Los enlaces son a las capturas de Wayback Machine del sitio web Extrasolar Visions de John Whatmough (y se abrirán en una nueva pestaña / ventana).

& # 8220 El Sistema Solar consta de Júpiter y algunos escombros insignificantes. & # 8221 - Desconocido

& # 8220No, consta de cuatro planetas y algunas motas de polvo. & # 8221 - Bob Atmur

Planetas gigantes gaseosos. Jovianos. & # 8220Gargantuan Farts flotando en el espacio. & # 8221 & # 8220Big Gs & # 8221 en el UPP de una línea. Combustible gratis para el desnatado, si eres tacaño y / o te gusta vivir peligrosamente.

Definiciones

Un gigante gaseoso, como su nombre lo indica, es un planeta gigante compuesto principalmente de gases, con poco o ningún planeta sólido debajo de toda esa atmósfera.

Astronómicamente, los planetas se dimensionan por su masa, no por su diámetro (como en el tamaño de Traveller). Las unidades de medida son T-masa (Mmi, una masa terrestre) y masa J (MJ, una masa de Júpiter, 318 ME). Dado que solo el más pequeño de los gigantes gaseosos tiene algo que se acerque a una superficie sólida, el diámetro se mide desde el punto de 1000 milibares (presión equivalente al nivel del mar en la Tierra) en la atmósfera.

Los pequeños gigantes de gas miden menos de 50 Mmi (alrededor de 1/6 MJ) a medida que aumenta su tamaño, la densidad (y & # 8220superficie & # 8221 gravedad) disminuye & mdashhydrogen es muy ligero. Por lo general, se miden en masas T.

Los grandes gigantes de gas superan los 50 Mmi entre 40 y 50 Mmi, el aumento de masa comienza a comprimir el planeta y la densidad aumenta con el tamaño. A medida que aumenta el tamaño, también lo hace el calor interno, las emisiones de radiación y la magnetosfera. Por lo general, se miden en masas J.

Las enanas marrones o & # 8220substars & # 8221 tienen más de 13 MJ (alrededor de 4000 Mmi), y forman la transición entre planeta y estrella. En este tamaño, la temperatura y la presión del núcleo son lo suficientemente altas como para iniciar la fusión de deuterio y tritio, pero no la simple fusión de hidrógeno necesaria para una verdadera estrella. Estas estrellas en miniatura & # 8220 fallidas & # 8221 brillan desde el infrarrojo hasta al rojo vivo debido al calor interno, y tienen la salida de radiación correspondiente. La mayoría de las enanas marrones se encuentran como mini estrellas solas, sistemas binarios cercanos con otra enana marrón, o como compañeras binarias distantes de estrellas enanas rojas de clase M, tamaño V o VI. Sin embargo, aparecen ocasionalmente en otros sistemas planetarios más & # 8220 & # 8221 normales & # 8221.

Formación

Como todos los planetas, los gigantes gaseosos se forman a partir de un disco protoplanetario de protoestrella. A diferencia de las bolas de roca más pequeñas, se forman a partir de los gases más ligeros del disco, no del polvo y las partículas más pesadas. Debido a esto, los gigantes gaseosos deben formarse rápidamente, antes de que la protoestrella se encienda y su viento estelar expulse los gases ligeros restantes del sistema.

Esto sucede de una de estas dos formas:

  • Acreción: Cuando un planeta alcanza unos 3,5 Mmi (Traveller Size 12+), la gravedad de la superficie se vuelve lo suficientemente alta como para retener gases más ligeros (especialmente helio). Esta & # 8220 captura de helio & # 8221 aumenta la masa y la gravedad hasta el punto en que se captura el hidrógeno. Una vez que comienza la captura de hidrógeno, el protoplaneta sigue creciendo hasta que la protoestrella se enciende y expulsa el hidrógeno. Los pequeños gigantes gaseosos normalmente se forman por acreción.
  • Colapso de onda de densidadEn un disco protoplanetario, tanto las anomalías aleatorias como las mareas gravitacionales de protoestrellas cercanas pueden hacer que secciones del disco se compriman en ondas estacionarias de mayor densidad. En cierto sentido, todos los planetas y asteroides comienzan como anomalías de alta densidad en el disco, pero las más grandes pueden colapsar y capturar hidrógeno lo suficientemente rápido como para formar un gigante gaseoso mucho más rápido que una simple acreción. Los grandes gigantes de gas normalmente se forman de esta manera.
  • Las enanas marrones también se forman como anomalías de densidad, pero más como una estrella, como el centro de su propio disco protoplanetario (posiblemente con sus propios planetas). Sin embargo, como ocurre con todas las cosas en la naturaleza, existe cierta superposición que algunos Grandes Gigantes de Gas pueden formarse por acreción, algunos Pequeños Gigantes de Gas pueden formarse directamente a partir de anomalías de densidad y las Enanas Marrones pueden formarse como un planeta gigante o una mini estrella.

La realidad se entromete en los exploradores

Libro 6: Scouts es el generador de sistema estelar detallado para las revisiones posteriores del juego de Classic Traveler, simplemente revisó el generador del sistema (y volvió a él en Traveler 20). En stock Scouts, Gas Giants se enrollan y se colocan primero, los cinturones de asteroides en segundo lugar y los otros planetas & # 8220rockball & # 8221 al final. Las reglas en este estado:

Los gigantes gaseosos deben colocarse en órbitas disponibles en la zona habitable y en el sistema exterior. Si bien los gigantes gaseosos pueden estar en órbitas internas, no deben colocarse hacia las estrellas de la zona habitable a menos que no haya otras órbitas disponibles.

Coloque cinturones de planetoides en las órbitas disponibles. Si es posible, los cinturones planetoides deben colocarse en la siguiente órbita hacia adentro de los gigantes gaseosos.

Hasta aquí todo bien. Basado en el sistema Sol, con sus cuatro gigantes de gas del sistema externo separados por un cinturón de asteroides de las cuatro bolas de roca internas. (Muy simétrico, si cuentas a Plutón-Caronte como parte del Cinturón de Kuiper y no como un verdadero planeta & # 8230)

Sin embargo, a principios de Tech Level 9, los astrónomos pudieron descubrir planetas de otros soles mediante espectroscopía Doppler, midiendo su influencia gravitacional en la estrella y el espectro # 8217s a medida que el planeta orbita. Y lo que encontraron al principio fue claramente imposible bajo los Scouts: & # 8220Epistellar Jovians & # 8221 o & # 8220Red-hot Júpiters & # 8221, grandes gigantes gaseosos de hasta muchas masas J en & # 8220 órbitas de antorcha & # 8221 increíblemente cerca de sus soles. . Desde entonces, se han encontrado grandes gigantes gaseosos (los únicos planetas detectables desde distancias interestelares) en todas las órbitas imaginables.

Las siguientes mejoras en las reglas hacen que los Scouts sean compatibles con estos descubrimientos posteriores:

Colocación: Los gigantes de gas pueden estar en cualquier órbita, incluidas & # 8220 órbitas de antorcha & # 8221 y en algunos casos especiales, & # 8220 órbitas no disponibles & # 8221.

  • Órbitas de antorcha se definen como la mitad más interna de las órbitas de la Zona Interna, redondeadas hacia abajo. Ejemplo: De acuerdo con la Tabla de Zonas de los Exploradores, una estrella G0V tiene tres órbitas de la Zona Interior (Órbitas 0-2) La órbita 0 es la órbita de la antorcha. Una estrella F5V tiene cuatro órbitas de la Zona Interior (Órbitas 0-3) Las órbitas 0 y 1 son las órbitas de la antorcha.
  • Órbitas no disponibles se definen en Scouts como & # 8220 las órbitas están sujetas a un calor intenso de la estrella y tienen temperaturas superiores a 2000 grados. Un planeta en tal órbita se convertiría en vapor y se disiparía. Esas órbitas no pueden ser ocupadas por planetas. & # 8221 Sin embargo, un gigante gaseoso ya está hecho de vapor, el calor puede hervir y desaparecerá de la atmósfera hasta que no quede nada, pero contra la gravedad de un gigante gaseoso grande o muy grande, la disipación tomará a veces. Y las estrellas con más probabilidades de tener órbitas no disponibles (estrellas de la secuencia principal de clase B y la mayoría de los gigantes) son las de vida más corta, con la menor cantidad de tiempo disponible para hervir en estos planetas. La clase B son supernovas en espera de corta duración y las gigantes anaranjadas / rojas son estrellas moribundas que originalmente eran mucho más pequeñas.

Tamaño: Los exploradores dividen a los gigantes de gas en grandes y pequeños, pero no los desglosan más. Sin embargo, el tamaño sí importa en apariencia, número de lunas y otros efectos del juego descritos más adelante.

  • Pequeños gigantes de gas: Tira 1D en la Tabla 1 para ver el tamaño real.
  • Grandes gigantes de gas: Ruede 1D en la Tabla 2A para ver el tamaño real. Si sale un 6, vaya a la Tabla 2B y vuelva a lanzar. Continúe hasta que obtenga un resultado que no sea un 6 o termine en la Tabla 3.
  • Si los rollos alcanzan la Tabla 2C (Very Large Gas Giant), la órbita hacia adentro del Very Large Gas Giant siempre será de asteroides o estará vacía & # 8212the Very Large Gas Giant & # 8217s la gravedad limpiará esa órbita. Además, si hay más de un Gigante Gaseoso en el sistema, reste uno de los otros Gigantes Gaseosos, favoreciendo nuevamente la siguiente órbita hacia adentro. El Gigante Gaseoso Muy Grande ha absorbido el hidrógeno que habría formado el otro Gigante Gaseoso.
  • Si los rollos alcanzan la Tabla 2D, despeje la órbita hacia afuera y hacia adentro del Very Large Gas Giant. La órbita hacia adentro del Very Large Gas Giant estará vacía; la órbita hacia afuera puede ser asteroide o estar vacía. Si otro segundo gigante gaseoso ocupó las dos órbitas hacia adentro o la primera órbita hacia afuera, también se resta del sistema.
  • Si los rollos alcanzan la Tabla 3 (Enana marrón), limpie las dos órbitas hacia adentro de la Enana marrón y la primera órbita hacia afuera. Estas serán órbitas vacías. Reste otros dos o tres gigantes de gas del sistema.

Satélites: Scouts describe a los Pequeños Gigantes Gaseosos como si tuvieran satélites 2D-4 (lunas) y los Grandes Gaseosos como si tuvieran lunas 2D.

  • Los gigantes gaseosos muy grandes (tablas 2C y 2D) en la zona exterior tendrán lunas 3D y enanas marrones (tabla 3) 4D.
  • Todos los gigantes gaseosos de la zona interior tendrán un máximo de lunas 1D; todos los satélites de los mundos de la zona interior utilizan solo la tabla de órbitas cercanas para determinar la distancia orbital. En este rango, la gravedad del sol eliminará cualquier cosa en órbitas lejanas o extremas.
  • Los gigantes gaseosos en órbitas de antorchas tendrán lunas 1D-3 por la misma razón.
  • Cualquier gigante gaseoso en una órbita no disponible no tendrá lunas en absoluto.
  • Si dos lunas giran en la misma órbita, opcionalmente pueden compartir la órbita como una & # 8220 luna doble & # 8221, es decir, las dos lunas se orbitan entre sí como ambas orbitan la primaria. Estas & # 8220lunas con lunas & # 8221 son raras, pero ilustran la ambigüedad entre el planeta y la estrella de un gigante gaseoso muy grande o una enana marrón.

Apariencia

La imagen típica de un gigante gaseoso es Júpiter en el sistema solar, con bandas de nubes pastel rotas por una o más supertormentas ciclónicas & # 8220Great Red Spot & # 8221. En realidad, la apariencia de los gigantes gaseosos varía mucho dependiendo de la distancia de su sol y, en segundo lugar, de su masa.

(Debido a un fenómeno físico llamado & # 8220 Rayleigh Scattering & # 8221, casi todos los gases atmosféricos son de un color azul muy tenue. Esta es la razón por la que el cielo es azul en un mundo con atmósfera & # 8212 oscuro índigo con un sol de Clase M, mar azul para una Clase K, y & # 8220sky blue & # 8221 para Clase G y superior. El cielo es más oscuro en el cenit porque la línea de visión atraviesa menos atmósfera que cerca del horizonte).

Efectos de la órbita / temperatura en la apariencia
  • Órbita no disponible: El planeta brillará al rojo vivo en el lado que mira hacia el sol y al rojo vivo en el lado oscuro, la atmósfera que se evapora forma una larga cola de cometa que gira en espiral hacia afuera desde el sol.
  • Órbita de la antorcha: El lado del planeta que da al sol brillará al rojo vivo, con un punto más brillante directamente frente al sol, el lado oscuro será más frío y sería el azul predeterminado si no estuviera & # 8217t en la sombra, con una pequeña & # 8220cap & # 8221 de nubes blancas en las antípodas. La atmósfera se calienta constantemente hacia el sol y sopla con vientos supersónicos hacia el lado oscuro, donde se enfría y se hunde nuevamente en el interior. Los datos de tránsito muestran que estos & # 8220Epistellar Jovians & # 8221 tienen aproximadamente el doble del diámetro que deberían (se muestra en las tablas), esto probablemente se deba a la expansión térmica.
  • Órbita de la zona interior: El planeta será de un azul claro medio sin rasgos distintivos, la atmósfera es demasiado caliente para que se formen nubes. La atmósfera puede ser muy violenta, pero sin nubes su movimiento es invisible. El diámetro será aproximadamente 1 veces el diámetro de la base de las mesas debido a la expansión térmica.
  • Órbita de la zona habitable: Aquí comienzan a aparecer nubes, en forma de nubes blancas que comienzan y se concentran en los polos, donde hace más frío. Un gigante gaseoso en la & # 8220 Goldilocks Orbit & # 8221 (ni demasiado caliente, ni demasiado frío, justo) en el medio de la Zona Habitable tendrá alrededor de 50/50 nubes blancas y una atmósfera azul. Debido al giro rápido de Gas Giants & # 8217, las nubes normalmente barrerán en bandas por latitud & # 8212 las conocidas bandas de nubes. Alternativamente, suntide podría ralentizar la rotación hacia donde las nubes se arremolinan a través de la faz del planeta en lugar de formar bandas, esto es más probable para un Gigante Gaseoso más pequeño en una órbita de Zona Habitable de una estrella de clase K o M más pequeña.
  • Órbitas de la zona exterior: A medida que el planeta orbita cada vez más lejos, su apariencia se vuelve más familiar, los colores cambian debido a los efectos de la temperatura en varios gases e impurezas en la atmósfera. Primero, cerca del borde interior de la Zona Exterior, la cobertura de nubes casi total, el planeta parece blanco con algunas bandas de ajuste azules a lo largo del ecuador. Luego, un poco más lejos, los productos químicos que se condensan en el frío dan a las bandas de nubes colores pastel. Aún más lejos, otras reacciones químicas toman el control y el planeta parece más amarillento. Finalmente, las condiciones criogénicas devuelven a los gigantes de gas más externos a un tono azul o azul verdoso con solo bandas débiles en la tenue luz de un sol distante.
Efectos del tamaño en la apariencia
  • Cuanto más grande es el gigante de gas, mayor es su calor interno. Esto cambia la apariencia como si el planeta estuviera en una órbita un poco más cercana y más cálida, aunque no tan cálida como si estuviera en la órbita de una antorcha. Los gigantes gaseosos más grandes (tablas 2C y 2D) podrían incluso ser el azul sin rasgos distintivos de un gigante gaseoso de la zona interior, que irradia infrarrojos. (Tabla 3) generan aún más calor interno, hasta el punto de que brillan con un rojo apagado. Los más antiguos son lo suficientemente fríos para que se formen bandas de nubes y manchas de tormenta en la atmósfera superior, lo que da como resultado un efecto & # 8220backlit & # 8221, con bandas de nubes oscuras iluminadas a contraluz con granate brillante. Las enanas marrones más jóvenes son más calientes y brillan con un rojo uniforme como estrellas enanas rojas en miniatura.
  • Cuanto más grande es el Gigante de gas, más violenta es su atmósfera por convección interna. Los gigantes gaseosos más grandes (tablas 2B y posteriores) tendrán más tormentas ciclónicas & # 8220Great Red Spot & # 8221 causadas por afloramientos en la atmósfera. 8220 moteado & # 8221 en lugar de con bandas, con erupciones constantes que transmiten nubes de banner a la mitad del planeta para una apariencia & # 8220 con bandas de motas & # 8221. Nota: Cada uno de estos & # 8220spots & # 8221 o & # 8220speckles & # 8221 es en realidad la parte superior de un embudo de tornado del tamaño de un planeta que se extiende a decenas de miles de kilómetros de profundidad en el Gigante de gas.
  • Por el contrario, cuanto más pequeño es el gigante gaseoso, menos violenta es su atmósfera. Los pequeños gigantes gaseosos en las órbitas de la zona exterior tendrán bandas débiles o nulas y pocas o ninguna tormenta ciclónica / afloramientos & # 8212 esferas casi completamente sin rasgos distintivos de & # 8220calm air & # 8221.
  • Cuanto más grande es el gigante de gas, más rápida es su rotación y más corta su & # 8220day & # 8221. Los gigantes gaseosos más grandes y que giran más rápido pueden aparecer visiblemente aplanados en lugar de esféricos.

En http://tinyurl.com/xsvisions-specs hay un ensayo más detallado sobre la apariencia de Gas Giants & # 8217 bajo diferentes condiciones de temperatura y tamaño.

Efectos

Epistellars y Flare Stars

Un gran gigante gaseoso en la órbita de una antorcha puede tener efectos devastadores en todo el sistema. Los gigantes gaseosos tienen campos magnéticos que coinciden con su tamaño, y la órbita de una antorcha está lo suficientemente cerca como para que este campo magnético interfiera con el del sol. A medida que el planeta orbita bajo y rápido, su campo magnético crea corrientes de Foucault en la estrella, extrayendo plasma desde el interior de la estrella hacia su superficie.

Cuando este efecto se ha acumulado lo suficiente & # 8212 generalmente alrededor de una vez por siglo & # 8212, las mega-bengalas de estrellas se disparan, lanzando plasma hacia las líneas magnéticas de fuerza. Por un corto tiempo, la estrella se convierte en una nova en miniatura, aumentando su brillo muchas veces la oleada de radiación y el calor puede hervir los océanos planetarios y derretir superficies planetarias lisas. (El cuento de Larry Niven & # 8217s & # 8220Inconstant Moon & # 8221 describe los efectos de una mega llamarada.)

Naturalmente, estas & # 8220 estrellas flare & # 8221 no tienen mundos habitables. Las únicas colonias a largo plazo en tales sistemas tendrían que excavarse bajo tierra para sobrevivir a las mega-llamaradas.

Anillos

Los anillos están compuestos por partículas de hielo y roca en órbita cercana y varían considerablemente. Scouts permite múltiples anillos en múltiples posiciones orbitales, pero no describe de otra manera su apariencia.

  • La mayoría de los anillos planetarios son anillos brillantes bastante tenues como Saturno y los # 8217 se encuentran solo en el sistema exterior, donde las partículas del anillo son en su mayoría hielo altamente reflectante.
  • Suponga que un anillo que cubre una posición orbital será una banda estrecha, anillos anchos como Saturno y los # 8217 en realidad cubren más de una órbita de anillo, y se enrollarían en Scouts como más de un anillo.
  • Si un planeta de anillos anchos no tiene lunas, el anillo probablemente será continuo, sin espacios.
  • Si un planeta de anillos anchos tiene lunas, los efectos armónicos de las mareas abrirán huecos en el anillo en los puntos donde el período orbital es una fracción par del de la luna. Esto produce la División de Cassini entre los anillos A y B de Saturno & # 8217 (un armónico exacto con Mimas, la luna más interna). Los armónicos menores con las otras lunas dan a los anillos su apariencia detallada de hilos de gasa de rizos colocados uno al lado del otro. Mecanismos similares han dividido el anillo de Urano y # 8217 en cinco anillos estrechos en forma de cuerda.
  • Otra alternativa para un anillo delgado son & # 8220 arcos de anillo & # 8221 medias lunas incompletas de anillos como los que se encontraron alrededor de Neptuno.

Casi todos los que nunca han volado una nave espacial piensan en evadir la persecución cortando un anillo planetario. Esto es posible, pero las colisiones con las partículas del anillo devorarán un barco y, con suerte, no tanto como su perseguidor. Trate estas colisiones como equivalentes a los impactos de misiles, tire 1D para el número de colisiones al cortar el anillo.

Satélites (lunas)

Las lunas de un gigante de gas están sujetas a algunos efectos únicos, todos relacionados con la gravedad y la magnetosfera del gigante de gas.

  • Las lunas gigantes gaseosas están sujetas a tensiones de marea extremas; casi siempre estarán en rotación & # 8220tidal-lock & # 8221, con un lado siempre mirando hacia su principal, su día es igual a su período orbital. Si hay otras lunas (especialmente las grandes), las mareas resultantes atraerán a la luna, causando mucha actividad sísmica (terremoto lunar).
  • Las grandes lunas interiores estarán sometidas a tanta tensión de las mareas que estarán tanto volcánicamente activas como sísmicamente. Las lunas más internas serán como la luna Io de Júpiter, con múltiples megavolcanes constantes que remodelan constantemente la superficie. La lava de estas constantes erupciones varía con la zona orbital en las zonas interior y habitable, la lava es roca fundida en la zona exterior, los volcanes pueden en su lugar erupcionar azufre líquido o agua (zona exterior interior) o metano líquido y nitrógeno (exterior exterior Zone), todos los cuales son normalmente minerales sólidos a temperatura ambiente.
  • Un poco más lejos, una luna grande se parecerá a Júpiter y la luna Europa, cuya superficie de hielo se abre cuando las mareas extraen agua líquida de las profundidades.
  • Los gigantes gaseosos tienen magnetosferas para igualar su tamaño. Las lunas interiores que orbitan a través del campo magnético actúan como generadores eléctricos del tamaño de un planeta, acumulando carga eléctrica hasta que la carga se arquea desde la luna por las líneas magnéticas de fuerza hasta las regiones polares del gigante gaseoso en relámpagos del tamaño de un continente. Este efecto & # 8220electron stream & # 8221 provoca auroras brillantes en las regiones polares, fácilmente visibles en el lado oscuro del planeta.
  • La magnetosfera también atrapa partículas de viento estelar (más la radiación emitida internamente por los gigantes gaseosos muy grandes y las enanas marrones) en cinturones de Van Allen gigantes. Las lunas cercanas están sumergidas en un mar de radiación dura.
Lunas habitables en la superficie

La imagen de un mundo satelital habitable & # 8212 con su gigante gaseoso padre colgando en el cielo & # 8212 es una de las imágenes clásicas de & # 8220alien world & # 8221. Como se indica en Scouts:

Si ya existe un mundo principal, debe colocarse en la zona habitable. Si un gigante gaseoso está en esa órbita, el mundo principal será un satélite del gigante gaseoso.

Si el & # 8220 satélite del gigante gaseoso & # 8221 va a ser habitable en la superficie, es más fácil decirlo que hacerlo. Un mundo satelital habitable tiene que estar en una determinada órbita para ser viable demasiado cerca y el satélite está bañado por la radiación letal de los cinturones de Van Allen y gira constantemente al revés con el vulcanismo causado por las mareas demasiado lejos y el período orbital y (marea) bloqueado) el día se vuelve demasiado largo para soportar la vida útil de la superficie.

Un satélite de superficie habitable debe orbitar a 10-15 radios desde su primario para despejar los cinturones de Van Allen, pero tener un período orbital de menos de 80-90 horas (preferiblemente 50 o menos).

El tamaño óptimo para un gigante de gas con un satélite habitable parece estar entre 20 y 200 Mmi, con 20-40Mmi y 100-150Mmi siendo el más deseable. Más grande que esto, y el satélite está demasiado cerca, ardiendo por la fuerte radiación en el exterior y el vulcanismo en el interior. En estos rangos de masa, un satélite debería poder orbitar a 10-15 radios de distancia sin demasiado tiempo. (Dado que Traveler mide las órbitas en radios del primario y la masa determina el período orbital, el rango medio de 50-100Mmi tiene la densidad más baja & # 8212 y los radios más grandes & # 8212 para su masa a 10-15 radios, el período orbital será más largo que para un primario más denso).

Aun así, un mundo satelital seguirá siendo muy sísmica y volcánicamente activo, y tendrá una mayor cantidad de radiación de fondo. A 10-15 radios, el primario aparecerá fijo en el cielo, con un diámetro aparente de 15-20 veces el de la Luna visto desde la Tierra, con bandas azules con nubes blancas como una mezcla de zafiro y cuarzo con detalles siempre cambiantes. Durante el día, la primaria es una enorme media luna que eclipsa al sol durante una o dos horas todos los días. Durante el eclipse, la luz solar que se filtra alrededor de la atmósfera primaria convierte al gigante gaseoso en un anillo carmesí que parpadea con auroras polares y destellos de mega relámpagos, bañando el satélite en un crepúsculo rojizo.

Por la noche, el planeta lleno o casi lleno brilla lo suficiente como para hacer que el concepto de & # 8220night & # 8221 sea una broma, bañando todo en una luz azul superada solo por la luz del día.

En casos extremos, los efectos de las mareas en la dinámica orbital a largo plazo pueden resultar en la atmósfera Tipo E (Elíptica), donde el satélite es elíptico en lugar de esférico, con protuberancias de marea en el lado cercano y lejano que se extienden fuera de la atmósfera. Una versión más común de este fenómeno es tener el satélite & # 8217s hidrosfera en un & # 8220ring ocean & # 8221 con masas de tierra / tierras altas concentradas directamente debajo del primario y en las antípodas.

Dentro de un gigante gaseoso

Nada vivo puede sobrevivir a las temperaturas y presiones en las profundidades de un gigante gaseoso. Toda la experiencia humana será con las regiones & # 8220surface & # 8221 y la atmósfera superior. La regla básica es que cuanto más profundo se va, más alta es la presión y la temperatura y más extremas son las condiciones.

Una analogía útil es la de un mundo acuático & # 8217s océano planetario, excepto que & # 8220ocean & # 8221 es una atmósfera de hidrógeno que se vuelve rojo y blanco caliente en sus profundidades. Para propósitos de Viajero, la presión / temperatura se clasifica en & # 8220Crush Depth & # 8221, donde la presión y la temperatura destruyen un barco con todas las manos & # 8212primero aplastado como un submarino que se hunde, luego derretido por el calor ambiental y dispersado por los vientos. Los barcos blindados (como los barcos de defensa del sistema) tienen una mayor profundidad de aplastamiento por simplicidad, tasa de profundidad de aplastamiento en cualquier factor de armadura que sea de uso general para barcos & # 8212 High Guard, Striker, MegaTraveller, lo que sea. Una nave puede sobrevivir dentro de un Gigante de gas siempre que esté por encima de la profundidad de su aplastamiento.

Para complicar esta simple imagen, el clima y los vientos supersónicos, las corrientes ascendentes y las corrientes descendentes son gigantescos efectos electrostáticos y embudos de tornado del tamaño de planetas. Las atmósferas de gigante gaseoso son un ejercicio cósmico de dinámica de fluidos y tienden a dividirse en dos condiciones principales:

  • Capas tranquilas de aire limpio y flujos laminares superfluidos sin fricción, con vientos horizontales suaves y constantes, con los vientos más altos (alrededor de 3000 kph) a lo largo del ecuador. Los relámpagos en el aire claro son comunes, pero la electrostática no continua normalmente se manifiesta en descargas coronales (& # 8220St Elmo & # 8217s Fire & # 8221) alrededor de cualquier objeto extraño.
  • Capas de tormenta lleno de polvo, impurezas, nubes y turbulencias & # 8212 como en ráfagas de viento supersónicas a hipersónicas, corrientes ascendentes, corrientes descendentes y bosques de gigantescos embudos de tornados, todos iluminados por relámpagos continuos e interminables como luces estroboscópicas cósmicas.

Estos se denominan & # 8220layers & # 8221 porque tienden a formarse en capas horizontales dentro de la atmósfera, las capas de tormenta se forman en las interfaces entre capas tranquilas de diferentes condiciones de viento. Estas capas no son continuas como las pieles de una tormenta de cebolla y capas tranquilas rompen la & # 8220superficie & # 8221 en diferentes latitudes, formando las bandas de nubes. Las tormentas ciclónicas (& # 8220spots & # 8221 y & # 8220speckles & # 8221 on the & # 8220surface & # 8221) son columnas verticales giratorias de capa de tormenta concentrada & # 8212 tornados del tamaño de planetas que extraen impurezas calientes de las profundidades del planeta.

Para propósitos de Viajero, trate la sección transversal vertical de un Gigante de gas como capas alternas de calma y tormenta, con profundidades de aplastamiento para aumentar los Factores de Armadura a profundidades crecientes. Tenga en cuenta que los Gigantes de gas de la zona interior no tienen nubes para indicar la presencia de sus capas de tormenta (más grandes y enérgicas). Los pequeños gigantes de gas de la zona exterior serán en su mayoría capas tranquilas, con capas de tormenta solo en las profundidades.

Debajo de la profundidad del aplastamiento, las temperaturas y las presiones continúan aumentando con la profundidad & # 8212 rojo-caliente, amarillo-caliente, blanco-caliente. Finalmente, la presión es suficiente para licuar el hidrógeno después de que miles y miles de kilómetros de niebla de hidrógeno al rojo vivo llegue a la & # 8220 superficie verdadera & # 8221, un océano planetario de hidrógeno líquido al rojo vivo. Si existe carbono en este estado, la temperatura y la presión lo comprimen en forma macrocristalina y una lluvia de diamantes hasta el núcleo de la roca fundida.

Desnatado de combustible (y complicaciones de Same & Hellip)

Lo más probable es que los viajeros se encuentren con un gigante de gas cuando desnaten combustible. Esto parece sencillo, basta con echarle un vistazo a la atmósfera de hidrógeno de Gas Giant & # 8217, sacar una carga de combustible gratis y correr el riesgo del combustible sin refinar, ¿verdad?

El gigante de gas óptimo para el desnatado de combustible está entre 30 y 50 Mmi este es el punto de densidad mínima y gravedad superficial mínima, donde incluso una nave 1-G tiene suficiente aceleración para salir en el peor de los casos & # 8212todo el combustible del universo ganó & # 8217t te ayudará si puedes & # 8217t escapar velocidad después del desnatado. (Por lo general, si la gravedad de la superficie de las tablas es menor que la del barco & # 8217s maniobra G-rating, el barco puede deslizarse con seguridad). Se prefieren las órbitas de la zona exterior, ya que menos calor aumenta la posibilidad de & # 8220calm air & # 8221. (Las bandas de nubes son la pista más obvia si el Gas Giant es pequeño y lo suficientemente frío como para no tener bandas de nubes, es probable que el aire en calma se extienda sobre la mayor parte o toda la & # 8220superficie & # 8221).

Hay combustible sin refinar y hay combustible realmente malo y contaminado con elementos más pesados. Si el gigante de gas mide menos de 20 Mmi (Tabla 1 de gama baja) o superior a 1 -2 MJ (Tabla 2C en adelante), el combustible crudo no solo estará sin refinar, sino también contaminado. Menos de 20 Mmi, y el mini-Gas Giant no ha acumulado suficiente hidrógeno para diluir los gases más pesados ​​más de 1 MJ, y la atmósfera es demasiado activa por el calor interno, lo que genera elementos más pesados ​​de las profundidades en celdas de convección del tamaño de un planeta. Los gigantes de gas de la zona interior también sufren este problema y son doblemente traicioneros, ya que su atmósfera es demasiado caliente para que se formen nubes reveladoras.

El combustible contaminado tiene los siguientes efectos en el juego:

  • Aplique un DM de +1 en los rodillos de falla de salto / impulsión si los usa sin refinar. Esto está por encima y más allá de los DM existentes para combustible sin refinar.
  • La refinación requiere dos o más pasadas a través de la planta de procesamiento, permita el doble de tiempo o use el doble de la planta de procesamiento para refinar. (Una sola pasada de refinación cambia el Combustible contaminado a Combustible sin refinar simple).
  • Esta idea puede extenderse a varios grados de combustible sin refinar / contaminado a medida que la contaminación empeora, cuanto mayor es el DM (y el número de pasadas de refinado necesarias).

En el otro extremo, algunos gigantes del gas tienen pocos o ningún gas contaminante pesado y son combustibles refinados naturales. Estos Gigantes Gaseosos siempre se encuentran orbitando las estrellas más antiguas de la Galaxia (Clase M, Tamaño V & # 8220 enanas rojas & # 8221 y Clase K o M, Tamaño VI & # 8220subenanas & # 8221) sin otros cuerpos en el sistema & # 8212 sin lunas, sin asteroides, sin planetas, nada. Cuando se formaron estos sistemas, lo único que existía en la proto-galaxia era el hidrógeno. (El nombre astronómico formal para esto es & # 8220metalicidad baja & # 8221.) Sí, son combustibles refinados naturales, pero están en otro sistema donde todo el apoyo para explotar esto tiene que ser aportado por Jump.

Fuel Skimming es más complejo que su imagen general de & # 8220 sumergirse, golpear la atmósfera, desnatar el combustible y potenciar & # 8221. La idea básica es golpear una capa tranquila y correr con el viento, evitando radiaciones y turbulencias.

  • Acercarse: Inicialmente, la nave deslizante se acercará al gigante gaseoso en diagonal, evitando la fuerte radiación en los polos magnéticos pero colocándose debajo de los cinturones de Van Allen, apuntando a la entrada atmosférica entre las bandas de nubes en latitudes medias.
  • Entrar en la atmósfera: El mejor lugar para esto es entre las bandas de tormentas / nubes en las latitudes medias, evitando cualquier tormenta ciclónica & # 8220spots & # 8221 o & # 8220speckles & # 8221, esto maximiza la posibilidad de entrar dentro de una capa tranquila. Una vez en la atmósfera, el barco permanece en la capa de calma, igualando la velocidad con los vientos laminares, y avanza hacia el ecuador. Esto puede requerir bucear a través de la capa superior de la tormenta para entrar en una capa tranquila debajo que emerge más cerca del ecuador.
  • Desnatar: Una vez en la capa de calma, abra las paletas y comience a rociar y condensar el hidrógeno mientras corre con el viento, igualando la velocidad con el viento en aumento a medida que se acerca al ecuador. Durante este proceso, el barco quedará atrapado en una capa de & # 8220 aire claro & # 8221, con cubiertas de nubes de colores exóticos de decenas a cientos de kilómetros por encima y por debajo, bailando con constantes relámpagos y retorciéndose con embudos de tornados en constante cambio arriba y & # 8220thunderhead & # 8221 surgencia debajo del barco mismo fluirá una corona azul brillante de St Elmo & # 8217s Fire, atrayendo relámpagos y otras pantallas electrostáticas, capas de lluvia, salvas de granizo y / o ráfagas de nieve (agua, amoníaco o lo que sea las impurezas químicas se condensan o congelan a la temperatura y presión ambiente) salpicando la superficie del casco.
  • Si el barco se aventura cerca del borde de una capa de tormenta, espere un viaje salvaje & # 8212 vientos cruzados supersónicos repentinos, corrientes ascendentes y descendentes, capas sólidas de lluvia y / o granizos gigantes (los más grandes de los cuales pueden dañar el barco como impactos de misiles), ya que además de convertirse en el objetivo de cada rayo durante cien kilómetros a la redonda. El ecuador directamente debajo de una luna interior es especialmente peligroso, incluso en una capa tranquila, la nave interceptará la & # 8220 corriente de electrones & # 8221 que fluye desde la luna hasta el gigante gaseoso, un rayo como el que puede impactar como un rayo de partículas de montaje espinal.
  • Impulsar: Idealmente, el barco emergerá de una capa tranquila cerca del ecuador, cielo azul arriba y capa de tormenta abajo. Para igualar la velocidad con el viento y deslizarse, la nave debe haber desangrado su velocidad orbital original. La rápida rotación del planeta y los vientos más fuertes cerca del ecuador ayudarán, pero la nave ahora debe impulsar usando su Maneuver Drive, como si despegara de la & # 8220surface & # 8221, por eso el Gas Giant debe tener & # 8220surface & # 8221. # 8220superficie de gravedad & # 8221 menos que el barco & # 8217s Maneuver Drive.

Los Starports de Clase A a C con Gas Giants en el sistema utilizan encendedores de combustible especiales para desnatar y procesar su combustible. Un encendedor de combustible es una nave no estelar aerodinámica, por lo general alrededor de 800 toneladas aproximadamente, con poderosas unidades de maniobra para salir de un pozo de gravedad de Gas Giant & # 8217 y todo el espacio interior posible dedicado a palas de combustible, tanque de combustible y planta de procesamiento de combustible. . Llegan al gigante de gas, se llenan de combustible y lo refinan en el viaje de regreso, descargando combustible refinado en el puerto estelar o directamente en los barcos. Los petroleros son naves estelares equipadas de manera similar que acompañan a las fuerzas de tarea navales o hacen viajes a los sistemas cercanos que llevan el gigante de gas (especialmente los sistemas & # 8220low metalicidad & # 8221 antes mencionados) para aquellos sistemas sin una fuente de combustible.

Algunos mundos de alta tecnología extraen sus gigantes gaseosos en busca de sustancias químicas exóticas cuando no hay otra fuente disponible. En pequeñas escalas, esto se hace con encendedores de combustible especialmente modificados cuyas & # 8220finerías de combustible & # 8221 funcionan eficazmente a la inversa, descartando el hidrógeno y almacenando las & # 8220impurezas & # 8221 químicas específicas. Dado que estas & # 8220impurezas & # 8221 se encuentran normalmente en las capas de tormenta, estos encendedores químicos buscan los bordes de las capas de tormenta para su desnatado. Debido al peligro, estas naves a menudo no están tripuladas, con cerebros robóticos de IA autónomos que las controlan en la atmósfera. A veces, una tripulación en vivo los lleva en avión al Gigante de Gas, & # 8220abandonando el barco & # 8221 en una pequeña embarcación transportada y volviendo a abordar al emerger, otros son controlados a distancia desde una base de operaciones en una de las lunas de Gas Giant & # 8217.

(Legalmente, esto se complica por la antigua ley marítima de que un barco completamente abandonado es un & # 8220 abandonado & # 8221 abierto al derecho de salvamento por parte de cualquiera, la salvaguarda igualmente antigua para esto es tener un animal a bordo que técnicamente esté en la tripulación lista como & # 8220ship & # 8217s mascota & # 8221 que queda a bordo cuando la tripulación evacua. Siempre que uno de los & # 8220crew & # 8221 esté a bordo, el barco no está legalmente & # 8220abandoned & # 8221.)

La minería a gran escala & # 8220atmosphere & # 8221 se realiza mediante plataformas de refinación robóticas grandes, fuertemente blindadas y especialmente diseñadas. Esencialmente gigantes encendedores químicos no tripulados, estas plataformas se sumergen profundamente en las capas de la tormenta para desnatar y recolectar sus químicos, emergiendo a la atmósfera superior para transferir sus cargas químicas refinadas a encendedores de combustible tripulados que actúan como petroleros químicos.

La vida en un gigante de gas

Algunos gigantes gaseosos son portadores de vida & # 8212 todos los precursores químicos orgánicos y moléculas están presentes en algún momento, y el calor solar e interior (y los rayos) proporcionan la energía. Los mejores candidatos para ser portadores de vida son similares a los mejores candidatos para desnatar y # 8212 pequeños gigantes de gas de templado a frío con atmósferas relativamente tranquilas.

Las formas de vida de los gigantes gaseosos serán flotadores o voladores, análogos a la vida oceánica. La mayoría de las veces serán bacterias flotantes, microscópicas & # 8220aero-plancton & # 8221 visibles solo como nubes o neblina de colores extraños. Este aeroplancton tiende a congregarse a lo largo de los límites de las capas de calma y tormenta, donde las capas de tormenta traen sustancias químicas nutrientes desde las profundidades como & # 8220black smokers & # 8221 a lo largo de respiraderos de aguas profundas. Alternativamente, el aeroplancton fotosintético podría montar vientos en la atmósfera superior y la luz solar.

La vida multicelular podría ser simple flotante & # 8220sheets & # 8221 de & # 8220aero-algae & # 8221 colonias o formas más organizadas incluyendo las & # 8220balloon-beasts & # 8221 de imágenes comunes (como el Jgd-Il-Jadg) en realidad, la mayoría de mundos & # 8212Gas Giant o rockball & # 8212 rara vez van más allá de las bacterias.

Debido al entorno turbulento en el borde de las capas de tormenta, las formas de vida podrían ser fácilmente atraídas hacia una capa de tormenta y destruidas por corrientes descendentes hacia las profundidades. La vida del gigante de gas probablemente se reproduciría rápida y prolíficamente, generando descendencia más rápido que la turbulencia y las corrientes descendentes. Destruyelos. Las criaturas de la colonia tienen una ventaja en este sentido si son destrozadas por los vientos y las turbulencias, cada fragmento superviviente puede volver a crecer en una nueva colonia. Aunque teóricamente no hay límite para el tamaño de Gas Giant & # 8220balloon-beasts & # 8221, los vientos y las turbulencias normalmente limitan el tamaño a un tamaño más pequeño de lo que comúnmente se cree. (Como el diámetro de la bolsa de gas de 3 m en el caso del Jdg-Il-Jadg).

La vida puede complicar las bacterias que desnatan el combustible y el aeroplancton sería simplemente otra & # 8220impureza & # 8221 para refinar, pero la vida multicelular / colonial puede obstruir las cucharadas de combustible o, en casos extremos, causar daños por colisión (como misiles).

Pepitas de escenario

Sol inconstante

Los belters están operando en un sistema de estrellas de llamaradas con un gigante gaseoso epistelar. La estrella muestra una actividad masiva de manchas solares, prominencias que brillan visibles a simple vista, una mega llamarada es inminente. Por varias razones, los cinturones se quedan y se extraen hasta el último minuto, apostando por adelantarse a la bengala. ¿Te sientes afortunado hoy?

Plataforma 44 (1982 Dave Bryant)

Un encendedor químico (de cientos a miles de toneladas de Traveler) comienza su ascenso desde el Gigante de gas de arriba, su tripulación en su Cutter desciende para encontrarse con el encendedor no tripulado y volarlo de regreso al mundo principal. Un mega-perno extraño deja en blanco los sensores Cutter & # 8217s durante más de un minuto, soplando todos los disyuntores en la aviónica cuando se recuperan, el encendedor y # 8212 ahora silencioso, envuelto en St Elmo & # 8217s Fuego y arcos de rayos como una bobina de Tesla & # 8212is cayendo en un camino de planeo de regreso al Gas Giant. ¿Puede la tripulación del personaje jugador abordarlo, repararlo y salvarlo antes de que llegue a la profundidad del aplastamiento?

A medida que caiga el encendedor fuera de control, atravesará varias capas de calma y tormenta antes de alcanzar la profundidad de aplastamiento. Cada capa de tormenta puede dañar aún más el encendedor, ya que se sale de control y es golpeado por la turbulencia, lo que permite al árbitro orquestar el escenario, ya que las corrientes ascendentes o descendentes podrían acelerar o revertir temporalmente el descenso.

Si el daño (desde el accidente inicial o las caídas posteriores de la capa de tormenta) ha debilitado el casco, podría aplastarse antes de su profundidad de aplastamiento oficial, matando a todos a bordo. Recuerde, la presión siempre aumenta hasta y más allá de los niveles del fondo del océano, y cualquier La debilidad de una brecha o daño solo tiene que dejar entrar la presión. A medida que aumenta la presión, el casco crujirá y gruñirá siniestramente. (No pase por alto el & # 8220 valor de horror & # 8221 de los detalles sangrientos de un colapso a gran profundidad y el hecho de que & # 8217 están cayendo sin tocar fondo porque un gigante de gas no tiene superficie para golpear). respirable, también habrá un peligro de incendio / explosión mucho antes de la profundidad de aplastamiento, ya que la presión creciente literalmente aprieta el hidrógeno exterior a través del casco mismo (recuerde, las atmósferas de hidrógeno se clasifican como Tipo C & # 8212Insidious & # 8212 ya que las moléculas de hidrógeno son tan pequeñas que pueden interpenetrarse casi cualquier cosa sólida, literalmente escurriendo a través de los espacios entre las moléculas del casco). El mechero tiene un casco blindado y una profundidad de aplastamiento mayor que la tripulación y el cortador de escape # 8217 complica el salvamento. Si la tripulación se queda con el encendedor más allá del cortador y la profundidad de aplastamiento # 8217, no podrán escapar. Nuevamente, ¿te sientes afortunado hoy?

Este escenario fue desarrollado por Dave Bryant y se ejecutó en varias encarnaciones en varias convenciones a principios de la década de 1980 en la versión original, & # 8220Platform 44 Linda & # 8221 era una gran plataforma de refinería dedicada en la que el petrolero corporativo que atracaba con ella también resultó dañada, pero se las arregló para Los personajes-jugadores eran la tripulación de un Scout / Courier en servicio independiente que estaban robando combustible cerca del accidente y se ofrecieron como voluntarios para salvar la plataforma mientras se hundía en la atmósfera.

Por experiencia en el escenario original, recomiendo que el árbitro mida la caída por capa de calma y tormenta, con la profundidad de aplastamiento para el cortador y la plataforma medida en tantas capas debajo de la & # 8220surface & # 8221, no por un tiempo difícil y rápido- pista y distancia. Esto permite al árbitro orquestar el peligro para lograr el máximo drama sin atascarse en los detalles. Un efecto que agradó a la multitud en la atmósfera superior (¿primera capa de calma?) Fue un EVA a lo largo del exterior de la plataforma y el casco # 8217s para llegar a un área dañada, los PC equipados con vacunas se arrastraban de un asidero a otro en una ráfaga de aguanieve de amoníaco, como alpinistas en una ventisca. Más tarde, cuando la plataforma & # 8217s emergencia & # 8220 globo de aire caliente & # 8221 se desplegaron las bolsas de gas para detener el descenso, chocaron con los globos-bestias locales en celo, atraídos por las bolsas de gas.


Las lunas alienígenas podrían secarse al horno con el resplandor caliente de los jóvenes gigantes

Una luna parecida a la Tierra que orbita alrededor de un planeta anfitrión gigante gaseoso. Crédito: NASA

Cuando pensamos en dónde más podría existir vida en el universo, tendemos a centrarnos en los planetas. Pero a una escala cósmica mayor, las lunas podrían resultar la morada más común para la vida.

Un solo planeta gigante gaseoso en la zona habitable no demasiado cálida ni demasiado fría alrededor de su estrella, donde la Tierra y Marte residen en consecuencia, podría albergar varias lunas habitables. En este punto inicial de nuestra búsqueda de exoplanetas, la mayoría de los mundos que hemos encontrado en la zona habitable son gigantes, no Tierras. Es posible que el primer lugar habitado que descubramos fuera de nuestro Sistema Solar sea una luna.

Es este tipo de consideración lo que inspira a René Heller, becario postdoctoral en astronomía en la Universidad McMaster, en Ontario, Canadá. Él estudia cómo se podrían formar las "exolunas", cómo podrían ser y cómo podríamos detectarlas con instrumentos astronómicos actuales o futuros. Una gran parte de su trabajo trata de medir la habitabilidad de las exolunas, que es un poco más complicado que los escenarios planetarios porque orbitan otro cuerpo además de su estrella.

Un nuevo artículo de Heller y su colega Rory Barnes de la Universidad de Washington y el Laboratorio Planetario Virtual de la NASA examina cómo el calor que emana de un exoplaneta recién formado, junto con la irradiación de la estrella del sistema solar, puede asar las lunas del planeta. Antes de que el planeta se enfríe lo suficiente, sus lunas en órbita cercana podrían perder toda su agua, dejándolas completamente secas y estériles.

"La habitabilidad de una exoluna está, por supuesto, limitada por su ubicación en la zona habitable estelar, pero también tiene una segunda fuente de calor, su planeta anfitrión, que debe tenerse en cuenta", dijo Heller, cuyo artículo ha sido aceptado para su publicación en The Revista Internacional de Astrobiología. "Con respecto a esta segunda fuente, nuestro estudio muestra que a corta distancia, la iluminación de planetas gigantes jóvenes y calientes puede hacer que sus lunas sean inhabitables".

Los investigadores creen que las lunas podrían servir como moradas adecuadas para la vida tan bien como los planetas. Incluso las lunas mucho más allá de la zona habitable, como la Europa de Júpiter y el Titán de Saturno, ofrecen indicios tentadores de habitabilidad potencial gracias al océano subsuperficial en el primero y la química orgánica intrigante del segundo. Aún así, una luna alrededor de un exoplaneta en la zona habitable es una apuesta mucho mejor para la vida que estos frígidos candidatos.

Sin embargo, los hallazgos de Heller sugieren que debemos tener cuidado antes de declarar que una exoluna de zona habitable del tamaño de la Tierra es una Pandora de la vida real, la exuberante luna de la fama de la ciencia ficción en "Avatar". Antes de suponer que una exoluna es habitable según la ubicación de su planeta anfitrión, será necesario evaluar las distancias orbitales pasadas actuales y conjeturas de la luna.

"Las exolunas del tamaño de la Tierra que pronto podrían ser detectadas por nuestros telescopios podrían haber sido desecadas poco después de la formación y todavía estar secas hoy", dijo Heller. "Al evaluar la habitabilidad de una luna, es crucial considerar su historia junto con la de su planeta anfitrión".

En general, se piensa que las lunas surgen de manera muy similar a como lo hacen los planetas, es decir. En el disco de material sobrante que rodea a una estrella después de su nacimiento, los planetas se agregan cuando los trozos chocan y se fusionan en cuerpos cada vez más grandes. A medida que su masa y gravedad crecen a la par, los planetas en desarrollo atraen de manera similar sus propios minidiscos de gas y polvo. Los escombros dentro de este disco secundario luego se fusionan en lunas. (En particular, nuestra Luna es una excepción, probablemente creada por un impacto gigante en una ur-Tierra por otro fragmento protoplanetario considerable).

Todo este estrépito genera mucho calor. Por lo tanto, los cuerpos lunares y planetarios recién nacidos deberían estar bastante calentitos. Sin embargo, los mundos rocosos podrían retener un depósito de agua o reponerse temprano (o más tarde) por los impactos de los cometas helados.

El lugar donde una luna se instala alrededor de su planeta influye en las posibilidades de aferrarse al agua inicial y dar una oportunidad a la vida sin depender de la fortuna del futuro agua cometaria. Según los modelos de formación, los satélites de tamaño significativo deberían formar entre cinco y 30 radios planetarios, o anchos de medio planeta, desde su planeta anfitrión. Las cuatro lunas más grandes de Júpiter, denominadas lunas galileanas, se ajustan a este perfil: Io orbita en 6,1 radios de Júpiter en Europa, 9,7 en Ganímedes, 15,5 y Calisto chirría en 27 radios de Júpiter. La luna más grande de Saturno, Titán, tiene su hogar a una distancia de 21,3 radios de Saturno.

Encontrar el 'borde habitable'

Una cría de planetas surge alrededor de una estrella, formándose poco a poco a partir de la colisión de trozos de material en constante crecimiento. Se cree que la mayoría de las lunas se originan de manera similar alrededor de sus planetas anfitriones. Crédito: NASA / JPL-Caltech

En su nuevo artículo, así como en varios trabajos anteriores, Heller y Barnes han tratado de averiguar qué tan cerca está demasiado cerca para que una exoluna mantenga agua líquida en su superficie. A este límite orbital interno lo llaman el "borde habitable". Las lunas en su interior reciben un exceso de energía térmica de dos fuentes clave: en primer lugar, la flexión de la luna, llamada calentamiento de las mareas, causada por interacciones gravitacionales con su anfitrión planetario, y en segundo lugar, de la iluminación adicional del planeta.

El aumento de la temperatura en un mundo acuático puede desencadenar lo que se conoce como un efecto invernadero desbocado. El agua se evapora por el calor. El vapor de agua resultante es particularmente bueno para atrapar el calor. En un circuito de retroalimentación positiva, este calor atrapado puede conducir a la evaporación del agua a un ritmo más rápido que el enfriamiento y la condensación puede restaurarla a su forma líquida. Con el tiempo, todo el suministro de agua del mundo puede terminar como gas caliente. Este gas se descompone por la luz solar en oxígeno e hidrógeno constituyentes. Este último, el elemento más ligero, puede escapar al espacio y el mundo se deseca.

Las órbitas, sin embargo, no son cosas fijas donde una luna orbita hoy en día podría no estar donde se formó y existió inicialmente durante muchos millones de años. Las fuerzas de marea que acabamos de mencionar generalmente funcionan para empujar lentamente una luna a una órbita más amplia con el tiempo. Por lo tanto, la ubicación observada de las lunas en la actualidad debe tomarse con un grano de sal; aunque ahora parecen "seguras", su pasado podría haberlas dejado sedientas.

"Las lunas que se encuentran hoy fuera del borde habitable y, por lo tanto, aparentemente habitables, pueden haber estado alguna vez dentro del borde habitable y volverse secas e inhabitables", dijo Heller.

Con estas consideraciones en mente, Heller y Barnes se propusieron crear un modelo de un dúo de gigantes gaseosos y luna potencialmente habitable. Las lunas modelo en su estudio no se parecen a nada que tengamos en el Sistema Solar. Para ser ampliamente habitable, independientemente de las consideraciones de los bordes habitables, una luna debe poseer una cierta masa mínima, lo mismo que un planeta potencialmente habitable. Un mundo habitable debe ser lo suficientemente masivo como para retener gravitacionalmente una atmósfera y generar un campo magnético protector a partir de un núcleo de hierro fundido y giratorio.

Se cree que este punto de corte de habitabilidad masiva es al menos el de Marte, o el 10 por ciento de la masa de la Tierra. En comparación, la luna más grande de nuestro sistema solar, Ganímedes, es una miserable cuadragésima parte de la masa de la Tierra. Dicho esto, varios estudios han indicado que los planetas gigantes gaseosos mucho más grandes que Júpiter deberían generar satélites comparativamente de gran tamaño.

En consecuencia, los investigadores eligieron un "monstruo" Júpiter, un planeta joviano 13 veces la masa de Júpiter, como su planeta anfitrión modelo. Un Júpiter de 13 masas es casi tan masivo como un planeta, piensan los científicos, antes de entrar en el territorio de una enana marrón o "estrella fallida" en tal caso, el planeta emitiría demasiado calor para que la mayoría de las exolunas tuvieran una oración. de ser habitable.

En cuanto a las lunas de prueba hipotéticas en el estudio, Heller y Barnes eligieron dos: un gemelo terrestre, con la misma rocosidad y masa, y un "super Ganímedes", un cuerpo helado con una cuarta parte de la masa terrestre.

Heller y Barnes luego colocaron estos dúos de planeta y luna en su modelo a dos distancias orbitales diferentes de una estrella similar al sol. La primera ubicación se aproximaba a la de la Tierra, a unos 150 millones de kilómetros de distancia, considerada hacia el extremo más caliente de la zona habitable de una estrella similar al sol. El segundo punto estaba 1,7 veces más lejos, algo más allá de la órbita de Marte, tomado aquí como el límite exterior de la zona habitable.

El modelo también abordó el tema del calentamiento de las mareas. Las lunas (y los planetas) pueden tener órbitas de forma ovalada que periódicamente las acercan a su anfitrión. Cuanto más "excéntrica" ​​u ovalada sea dicha órbita al girar una órbita cerca de su planeta, contribuye a mayores grados de calentamiento de las mareas. Para esta parte del modelo, los investigadores optaron por cuatro excentricidades orbitales diferentes para dar una buena variedad de resultados.

Ganímedes, una luna de Júpiter y la más grande del Sistema Solar Crédito: NASA / JPL / Ted Stryk

Una última consideración numérica fue la edad del sistema planeta-luna. Los planetas gigantes más jóvenes emiten más calor que las versiones más antiguas y enfriadas de sí mismos. Entonces, se eligieron tres edades: 100 millones, 500 millones y mil millones de años, y la última representa un sistema bastante evolucionado.

Ahora, con todos estos parámetros en su lugar, Heller y Barnes conectaron la variable crítica de la distancia orbital de las lunas hipotéticas a los planetas anfitriones.

Para ambos estilos de luna, similar a la Tierra y súper Ganímedes, una distancia orbital de 10 radios de Júpiter o menos sería una mala noticia para la vida. Un efecto invernadero desbocado comenzaría basándose únicamente en la iluminación del planeta anfitrión durante unos 200 millones de años, un período de tiempo geológico bastante decente, y ciertamente lo suficiente como para secar completamente la luna. Agregue los rayos del sol y el intervalo de vaporización de agua en la luna similar a la Tierra dura 500 millones de años. Para el super Ganímedes, son 600 millones.

Aumente la distancia hipotética de la luna desde su anfitrión a 15 radios de Júpiter más espaciosos y la imagen aún no mejorará mucho más de 200 millones de años de cocina lunar. A 20 radios de Júpiter, la luna parecida a la Tierra se libra de un efecto invernadero desbocado, pero el super Ganímedes todavía sufre un calentamiento descontrolado durante un lapso similar de doscientos millones de años.

"La irradiación térmica de un planeta anfitrión super-Júpiter claramente puede tener una gran influencia en la habitabilidad de sus lunas", dijo Heller. "Dependiendo de la masa del planeta y la historia de su luminosidad, cualquier exoluna descubierta hoy tendría que haber tenido una órbita lo suficientemente amplia para haber evitado la desecación en el pasado lejano".

Los hallazgos son algo conservadores porque otras fuentes de calor podrían influir lo suficiente como para inclinar la balanza. Los ejemplos incluyen el calor latente dentro de una luna nueva que emana de las fuerzas de fricción y presión durante su formación. Además, a la vida le puede resultar muy difícil ponerse en marcha incluso antes de que la temperatura suba lo suficiente como para desencadenar un efecto invernadero desbocado; el suelo podría estar simplemente demasiado caliente.

Sin embargo, para una luna árida, es posible que sus posibilidades de dar vida no se pierdan para siempre. Debido a las perturbaciones gravitacionales, podría migrar más allá del borde habitable. Una vez allí, fuera de la zona de muerte, los cometas helados que lo golpean podrían entregar grandes reservas de agua después de que el efecto invernadero desbocado haya disminuido. De manera similar, se cree que un bombardeo cometario inundó la Tierra varios millones de años después de que su exterior fundido se enfrió hasta convertirse en una corteza dura, dando lugar a los océanos que permiten la vida de nuestro planeta.

Entonces, el mensaje general del estudio más reciente de Heller es que el pasado de las exolunas similares a la Tierra no se puede ignorar. Cuando se identifiquen estos mundos, será necesario realizar simulaciones orbitales en ellos para tratar de recoger sus historias. Los modelos de evolución orbital serán complejos, teniendo en cuenta los efectos de las mareas entre el planeta y la luna, así como las perturbaciones gravitacionales entre la luna, otras lunas, el planeta y la estrella. Junto con los modelos de formación y enfriamiento planetarios, es de esperar que los astrobiólogos puedan estimar mejor la habitabilidad actual de una exoluna.

Dijo Heller: "Es importante que hagamos nuestro mejor esfuerzo para mirar profundamente en el pasado de una exoluna a fin de comprender mejor si es posible que sustenten la vida extraterrestre".