Planeta circumbinario
Planeta que orbita dos estrellas en lugar de una
Configuración típica de sistemas planetarios circumbinarios (no a escala), en la que A y B son la estrella primaria y secundaria, mientras que ABb denota el planeta circumbinario.
Impresión artística del planeta gigante que orbita el sistema binario PSR B1620-26 , que contiene un púlsar y una estrella enana blanca y está ubicado en el cúmulo globular M4.

Un planeta circumbinario es un planeta que orbita dos estrellas en lugar de una. Las dos estrellas orbitan entre sí en un sistema binario , mientras que el planeta normalmente orbita más lejos del centro del sistema que cualquiera de las dos estrellas. Por el contrario, los planetas circunestelares en un sistema binario tienen órbitas estables alrededor de una de las dos estrellas, [1] más cerca que la distancia orbital de la otra estrella (véase Habitabilidad de los sistemas estelares binarios ). Los estudios realizados en 2013 mostraron que hay un fuerte indicio de que un planeta circumbinario y sus estrellas se originan a partir de un solo disco. [2]

Observaciones y descubrimientos

Planetas confirmados

PSR-B1620-26

El primer planeta circumbinario confirmado se encontró orbitando el sistema PSR B1620-26 , que contiene un púlsar de milisegundos y una enana blanca y se encuentra en el cúmulo globular M4 . La existencia del tercer cuerpo se informó por primera vez en 1993, [3] y se sugirió que era un planeta basándose en 5 años de datos de observación. [4] En 2003, el planeta se caracterizó por tener 2,5 veces la masa de Júpiter en una órbita de baja excentricidad con un semieje mayor de 23 UA . [5]

HD202206

El primer planeta circumbinario alrededor de una estrella de secuencia principal fue descubierto en 2005 en el sistema HD 202206 : un planeta del tamaño de Júpiter que orbita un sistema compuesto por una estrella similar al Sol y una enana marrón . [6]

HD 202206 es una estrella similar al Sol orbitada por dos objetos, uno de 17  M J y otro de 2,4  M J . La clasificación de HD 202206 b como enana marrón o "superplaneta" está ahora clara. HD 202206 b es en realidad una enana roja con 0,089 masas solares. Los dos objetos podrían haberse formado en un disco protoplanetario y el interior podría haberse convertido en un superplaneta, o el planeta exterior podría haberse formado en un disco circumbinario. [6] Un análisis dinámico del sistema muestra además una resonancia de movimiento medio de 5:1 entre el planeta y la enana marrón. [7] Estas observaciones plantean la cuestión de cómo se formó este sistema, pero las simulaciones numéricas muestran que un planeta formado en un disco circumbinario puede migrar hacia el interior hasta que es capturado en resonancia. [8]

Kepler-16

El 15 de septiembre de 2011, los astrónomos, utilizando datos del telescopio espacial Kepler de la NASA , anunciaron el primer descubrimiento basado en un eclipse parcial de un planeta circumbinario. [9] [10] El planeta, llamado Kepler-16b , está a unos 200 años luz de la Tierra, en la constelación de Cygnus, y se cree que es un mundo helado de roca y gas, con una masa similar a la de Saturno. Orbita dos estrellas que también giran una alrededor de la otra, una de aproximadamente dos tercios del tamaño del Sol, la otra de aproximadamente una quinta parte del tamaño del Sol. Cada órbita de las estrellas por el planeta dura 229 días, mientras que el planeta orbita el centro de masa del sistema cada 225 días; las estrellas se eclipsan entre sí cada tres semanas aproximadamente.

PH1 (Kepler-64)

En 2012, los voluntarios del proyecto Planet Hunters descubrieron PH1b (Planet Hunters 1 b), un planeta circumbinario en un sistema estelar cuádruple . [11]

Kepler-453

En 2015, los astrónomos confirmaron la existencia de Kepler-453b , un planeta circumbinario con un período orbital de 240,5 días. [12]

Kepler-1647

El 13 de junio de 2016 se anunció la existencia de un nuevo planeta, llamado Kepler-1647b , descubierto con el telescopio Kepler. Es un gigante gaseoso de tamaño similar al de Júpiter , lo que lo convierte en el segundo planeta circumbinario más grande jamás descubierto, junto a PSR B1620-26 . Se encuentra en la zona habitable de la estrella y orbita el sistema estelar en 1107 días, lo que lo convierte en el período más largo de cualquier exoplaneta en tránsito confirmado hasta el momento. [13]

MXB 1658-298

Se encontró un planeta masivo o enano marrón alrededor de este sistema binario de rayos X de baja masa (LMXB) mediante el método de retardo periódico en eclipses de rayos X. [14]

TOI-1338b

El 6 de enero de 2020 se anunció la existencia de un gran planeta llamado TOI-1338 b , aproximadamente 6,9 ​​veces más grande que la Tierra y a 1.300 años luz de distancia. [15]

Otras observaciones

El disco circumbinario alrededor de AK Scorpii , un sistema joven en la constelación de Escorpio. La imagen del disco fue tomada con ALMA .

En 1999 se anunciaron las afirmaciones de que se había descubierto un planeta mediante microlente , orbitando el par binario cercano MACHO-1997-BLG-41 . [16] Se decía que el planeta estaba en una órbita amplia alrededor de las dos compañeras enanas rojas , pero las afirmaciones se retractaron más tarde, ya que resultó que la detección podía explicarse mejor por el movimiento orbital de las propias estrellas binarias. [17]

Se han hecho varios intentos para detectar planetas alrededor del sistema binario eclipsante CM Draconis , que a su vez forma parte del sistema triple GJ 630.1. El sistema binario eclipsante ha sido estudiado en busca de planetas en tránsito, pero no se han hecho detecciones concluyentes y, finalmente, se descartó la existencia de todos los planetas candidatos. [18] [19] Más recientemente, se han hecho esfuerzos para detectar variaciones en el momento de los eclipses de las estrellas causadas por el movimiento reflejo asociado con un planeta en órbita, pero hasta el momento no se ha confirmado ningún descubrimiento. La órbita de las estrellas binarias es excéntrica, lo que es inesperado para un sistema binario tan cercano, ya que las fuerzas de marea deberían haber circularizado la órbita. Esto puede indicar la presencia de un planeta masivo o una enana marrón en órbita alrededor del par cuyos efectos gravitacionales mantienen la excentricidad del sistema binario. [20]

Se han encontrado discos circumbinarios que pueden indicar procesos de formación planetaria alrededor de varias estrellas, y de hecho son comunes alrededor de sistemas binarios con separaciones inferiores a 3 UA. [21] [22] Un ejemplo notable es el sistema HD 98800 , que comprende dos pares de estrellas binarias separadas por alrededor de 34 UA. El subsistema binario HD 98800 B, que consta de dos estrellas de 0,70 y 0,58 masas solares en una órbita altamente excéntrica con un semieje mayor de 0,983 UA, está rodeado por un complejo disco de polvo que está siendo deformado por los efectos gravitacionales de las órbitas estelares mutuamente inclinadas y excéntricas. [23] [24] El otro subsistema binario, HD 98800 A, no está asociado con cantidades significativas de polvo. [25]

H. W. Virginis

En 2008, se anunció que el sistema binario eclipsante HW Virginis , que comprende una estrella subenana B y una enana roja , también albergaba un sistema planetario. Los planetas declarados tienen masas de al menos 8,47 y 19,23 veces la de Júpiter respectivamente, y se propuso que tuvieran períodos orbitales de 9 y 16 años. El planeta exterior propuesto es lo suficientemente masivo como para ser considerado una enana marrón según algunas definiciones del término, [26] pero los descubridores afirmaron que la configuración orbital implica que se habría formado como un planeta a partir de un disco circumbinario. Ambos planetas pueden haber acumulado masa adicional cuando la estrella primaria perdió material durante su fase de gigante roja . [27]

Estudios posteriores sobre el sistema [28] mostraron que las órbitas propuestas para los planetas candidatos eran catastróficamente inestables en escalas de tiempo mucho más cortas que la edad del sistema. De hecho, los autores descubrieron que el sistema era tan inestable que simplemente no podía existir, con una vida media de menos de mil años en todo el rango de soluciones orbitales plausibles. Al igual que otros sistemas planetarios propuestos alrededor de sistemas estelares binarios evolucionados similares, parece probable que algún mecanismo distinto de los planetas declarados sea responsable del comportamiento observado de las estrellas binarias, y que los planetas declarados simplemente no existan.

Características del sistema

Los resultados del telescopio espacial Kepler indican que los sistemas planetarios circumbinarios son relativamente comunes (hasta octubre de 2013, la nave espacial había encontrado siete planetas de aproximadamente 1000 sistemas binarios eclipsantes buscados).

Configuración estelar

Existe una amplia gama de configuraciones estelares para las cuales pueden existir planetas circumbinarios. Las masas de las estrellas primarias varían de 0,69 a 1,53 masas solares ( Kepler-16 A y PH1 Aa), las razones de masas estelares de 1,03 a 3,76 ( Kepler-34 y PH1 ), y la excentricidad binaria de 0,023 a 0,521 ( Kepler-47 y Kepler-34 ). La distribución de las excentricidades de los planetas varía desde una e=0,007 casi circular hasta una e=0,182 significativa ( Kepler-16 y Kepler-34 ). No se han encontrado resonancias orbitales con el sistema binario. [2]

Dinámica orbital

Las estrellas binarias Kepler-34 A y B tienen una órbita altamente excéntrica ( e  = 0,521) una alrededor de la otra y su interacción con el planeta es lo suficientemente fuerte como para que se note una desviación de las leyes de Kepler después de una sola órbita. [2] [ aclaración necesaria ]

Coplanaridad

Todos los planetas circumbinarios de Kepler conocidos hasta agosto de 2013 orbitan sus estrellas muy cerca del plano del sistema binario (en una dirección prograda), lo que sugiere una formación de disco único . [2] Sin embargo, no todos los planetas circumbinarios son coplanares con el sistema binario: Kepler-413b está inclinado 2,5 grados, lo que puede deberse a la influencia gravitatoria de otros planetas o de una tercera estrella. [29] [30] Teniendo en cuenta los sesgos de selección, la inclinación mutua promedio entre las órbitas planetarias y los sistemas binarios estelares está dentro de ~3 grados, lo que es consistente con las inclinaciones mutuas de los planetas en sistemas multiplanetarios. [31]

Precesión de inclinación axial

La inclinación axial del eje de rotación de Kepler-413b podría variar hasta 30 grados a lo largo de 11 años, lo que provocaría cambios rápidos y erráticos en las estaciones. [30]

Migración

Las simulaciones muestran que es probable que todos los planetas circumbinarios conocidos antes de un estudio de 2014 hayan migrado significativamente desde su lugar de formación, con la posible excepción de Kepler-47 (AB)c . [32]

Semiejes mayores próximos al radio crítico

La separación mínima entre una estrella estable y un planeta circumbinario es de aproximadamente 2 a 4 veces la separación entre estrellas binarias, o el período orbital es de aproximadamente 3 a 8 veces el período binario. Los planetas más internos en todos los sistemas circumbinarios de Kepler se han encontrado orbitando cerca de este radio. Los planetas tienen semiejes mayores que se encuentran entre 1,09 y 1,46 veces este radio crítico. La razón podría ser que la migración podría volverse ineficiente cerca del radio crítico, dejando planetas justo fuera de este radio. [2]

Recientemente, se ha descubierto que la distribución de los semiejes mayores planetarios más internos es consistente con una distribución log-uniforme, teniendo en cuenta los sesgos de selección, donde los planetas más cercanos se pueden detectar más fácilmente. [31] Esto cuestiona la acumulación de planetas cerca del límite de estabilidad, así como el predominio de la migración planetaria.

Ausencia de planetas alrededor de sistemas binarios de período más corto

La mayoría de los sistemas binarios eclipsantes de Kepler tienen períodos inferiores a 1 día, pero el período más corto de un sistema binario eclipsante de Kepler que alberga un planeta es de 7,4 días ( Kepler-47 ). Es poco probable que los sistemas binarios de período corto se hayan formado en una órbita tan estrecha y su falta de planetas puede estar relacionada con el mecanismo que eliminó el momento angular permitiendo que las estrellas orbitaran tan cerca. [2] Una excepción es el planeta alrededor de un sistema binario de rayos X MXB 1658-298, que tiene un período orbital de 7,1 horas.

Límite de tamaño del planeta

En junio de 2016, todos los planetas circumbinarios de Kepler confirmados, menos uno, son más pequeños que Júpiter. Esto no puede ser un efecto de selección porque los planetas más grandes son más fáciles de detectar. [2] Las simulaciones habían predicho que este sería el caso. [33]

Habitabilidad

Todos los planetas circumbinarios de Kepler están cerca de la zona habitable o en realidad se encuentran en ella . Ninguno de ellos es un planeta terrestre , pero las lunas grandes de dichos planetas podrían ser habitables. Debido a la binariedad estelar, la insolación que recibe el planeta probablemente variará con el tiempo de una manera muy diferente a la luz solar regular que recibe la Tierra. [2]

Probabilidad de tránsito

Los planetas circumbinarios tienen, en general, más probabilidades de transitar que los planetas que orbitan alrededor de una sola estrella. Se ha obtenido la probabilidad de que la órbita planetaria se superponga con la órbita del sistema binario estelar. [34] Para los planetas que orbitan sistemas binarios estelares eclipsantes (como los sistemas detectados), se ha obtenido la expresión analítica de la probabilidad de tránsito en un tiempo de observación finito. [31]

Composición

Los planetas circumbinarios deberían ser preferentemente helados, no rocosos. [35]

Lista de planetas circumbinarios

Planetas circumbinarios confirmados

Sistema estelarPlanetaMasa
( M J )		Semieje mayor
( UA )		Periodo orbital
( días )		Parámetro

Árbitro.

DescubiertoMétodo de descubrimiento
PSR-B1620-26b2 ± 123~24 820[36]1993 [4]Sincronización del pulsar
HD202206do2.1792.48321 397 .445 ± 19.056[7]2005 [6]Velocidad radial
DP Leonisb6,05 ± 0,478,19 ± 0,3910 220 ± 730[37]2010 [38]Tiempo binario eclipsante
Kepler-16b0,333 ± 0,0160,7048 ± 0,0011228.776+0,020
−0,037		[39]2011 [39]Tránsito
SR 12do11 ± 3980?[40]2011 [41]Imágenes directas
Kepler-34b0,220 ± 0,00111,0896 ± 0,0009288.822+0,063
−0,081		[42]2012 [42]Tránsito
Kepler-35b0,127 ± 0,020,603 ± 0,001131.458+0,077
−0,105		[42]2012 [42]Tránsito
Kepler-38b< 0,3840,4644 ± 0,0082105.595+0,053
−0,038		[43]2012 [43]Tránsito
Kepler-47b0,027 ± 0,0050,2956 ± 0,004749.514+0,040
−0,027		[44]2012 [44]Tránsito
Kepler-47do0,07 ± 0,0610,989 ± 0,016303.158+0,072
−0,020		[44]2012 [44]Tránsito
PH1b< 0,5320,634 ± 0,011138.506+0,107
−0,092		[45]2013 [45]Tránsito
Delorme 1b13 ± 1102+47
−27		1682+1308
−628		[46]2013 [47]Imágenes directas
ROX 42Bb9 ± 3140 ± 10?[48]2014 [48]Imágenes
HD106906b11 ± 2650?[49] [50]2014 [número 1]Imágenes
Kepler-413b0,21+0,07
−0,07		0,3553+0,0020
−0,0018		66.262+0,024
−0,021		[30]2014 [30]Tránsito
Kepler-453b< 0,050,7903 ± 0,0028240,503 ± 0,053[12]2014 [12]Tránsito
Kepler-1647b1,52 ± 0,652,7205 ± 0,00701 107 .5923 ± 0.0227[51]2016Tránsito
OGLE-2007-BLG-349b0,25 ± 0,0412,59?[52]2016Microlente
MXB 1658-298b23,5 ± 3,01,6 ± 0,1760[14]2017Retraso periódico en los eclipses de rayos X
Número de identificación del cliente 5095269b7,70 ± 0,080,80 ± 0,005237,7 ± 0,1[53]2017Tiempo binario eclipsante
2MASA J0249–0557do11.6+1,3
-1,0		1950?[54]2018Imágenes directas
Kepler-47b0,060+0,075
−0,037		0,6992 ± 0,0033187,35 ± 0,15[55]2019Tránsito
DT Virginiado5-141168?[56]2010Imágenes directas
TOI-1338b0,06860,4614.6[57]2020Tránsito
b Centaurob10,9 ± 1,6556 ± 172650 ± 7170[58]2021Imágenes directas
Gliese 900b10.4712.0005 × 10 8 [59][60]2024 [60]Imágenes directas

Sin confirmar o dudoso

La supuesta existencia de un planeta circumbinario en el evento de microlente MACHO-1997-BLG-41 ha sido refutada. [61]

Se pensó que la compañera circumbinaria de FW Tauri tenía masa planetaria, [62] [48] pero se ha demostrado que es una estrella de baja masa de aproximadamente 0,1  M ☉ , que forma un sistema estelar triple. [63]

Se han afirmado muchos planetas circumbinarios basándose en variaciones en el tiempo de eclipse en sistemas binarios de envoltura post-común , pero la mayoría de estas afirmaciones han sido cuestionadas ya que los modelos planetarios a menudo no predicen cambios futuros en el tiempo de eclipse. Otras causas propuestas, como el mecanismo de Applegate , a menudo tampoco pueden explicar completamente las observaciones, por lo que la verdadera causa de estas variaciones sigue sin estar clara. [64] Algunos de estos planetas propuestos se enumeran en la siguiente tabla.

Sistema estelarPlanetaMasa
( M J )		Semieje mayor
( UA )		Periodo orbitalParámetro

Árbitro.

DescubiertoMétodo de descubrimiento
Serpentis NNdo6,91 ± 0,545,38 ± 0,205 657 .50 ± 164.25[65]2010 [65]Tiempo binario eclipsante
Serpentis NNb2,28 ± 0,383,39 ± 0,102 828,75 ± 127,75​[65]2010 [65]Tiempo binario eclipsante
Virginia de Nueva Yorkb2,853.4573 073 .3[66]2012 [67]Tiempo binario eclipsante
RR Caelib4,2 ± 0,45,3 ± 0,64 343,5 ± 36,5​[68]2012 [68]Tiempo binario eclipsante

Ficción

Los planetas circumbinarios son comunes en muchas historias de ciencia ficción :

  • En Un viaje a Arcturus , de David Lindsay , Lindsay imagina que Arcturus es un sistema binario formado por las estrellas Branchspell y Alppain, y orbitado por el planeta Tormance.
  • En la serie Trigun , el planeta orbita un sistema estelar binario.
  • En la serie Star Wars , el planeta Tatooine orbita en un sistema binario cercano.
  • En la serie Doctor Who , se presenta un sistema binario con un planeta así en The Chase . " Gridlock " también representa al planeta Gallifrey como en un sistema binario, pero posiblemente en una órbita no circumbinaria. [69]
  • En la serie Star Fox , los planetas orbitan alrededor de Lylat y Solar (una enana roja de clase M ).
  • En la serie Guía del autoestopista galáctico , el planeta circumbinario Magrathea se describe como el "planeta más improbable que jamás haya existido".
  • En Solaris de Stanislaw Lem , el planeta titular orbita un sistema binario formado por una estrella roja y una azul.

Véase también

Notas

  1. ^ El planeta fue descubierto en 2014, pero la binariedad de la estrella anfitriona se descubrió en 2016.

Referencias

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  69. ^ "Las transcripciones de Doctor Who - Gridlock".

Lectura adicional

  • Nader Haghighipour (2010). Planetas en sistemas estelares binarios. Springer Science & Business Media. ISBN 978-90-481-8687-7.
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