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Los planetas gigantes de período largo se forman de manera diferente a las enanas marrones


Usando el telescopio Keck II de 10 m en el Observatorio W. M. Keck y el Telescopio Subaru, un equipo de astrónomos ha estudiado las órbitas de 27 planetas gigantes de período largo y enanas marrones en sus sistemas planetarios. En combinación con el modelado de las órbitas, los datos permitieron a los investigadores determinar que las enanas marrones en estos sistemas se formaron como estrellas, pero los gigantes gaseosos se formaron como planetas.

Las enanas marrones son objetos fríos y tenues que tienen un tamaño entre el de un gigante gaseoso, como Júpiter o Saturno, y el de una estrella similar al Sol.

Este tipo de estrellas, que algunas veces son llamadas estrellas fallidas, son demasiado pequeñas para sostener reacciones de fusión de hidrógeno en sus núcleos, pero tienen atributos similares a las estrellas.

Por lo general, tienen masas entre 11-16 veces la masa de Júpiter (lo cual es la masa aproximada a la que se puede mantener la fusión de deuterio) y 75-80 veces la masa de Júpiter (la masa aproximada para mantener la fusión de hidrógeno).

El Dr. Brendan Bowler de la Universidad de Texas en Austin y sus colegas querían resolver una pregunta sin respuesta científica: ¿son los planetas gigantes gaseosos en las franjas exteriores de los sistemas planetarios la cima del iceberg planetario, o son el extremo de baja masa de las estrellas enanas marrones?

El estudio
Utilizando la cámara de infrarrojo cercano, el instrumento de segunda generación (NIRC2) en el telescopio Keck II, así como el telescopio Subaru, los investigadores de la Universidad de Texas en Austin tomaron imágenes de planetas gigantes y enanas marrones mientras orbitan alrededor de sus estrellas madre.

Combinaron sus nuevas observaciones de 27 sistemas con todas las observaciones anteriores publicadas por otros astrónomos o disponibles en archivos de telescopios.

En este punto, entra el modelado por computadora. Los astrónomos crearon un código de ajuste de órbitas, llamado Orbitize!’, que utiliza las leyes de Kepler del movimiento planetario para identificar qué tipos de órbitas son consistentes con las posiciones medidas y cuáles no son consistentes.

El código genera un conjunto de órbitas posibles para cada compañero (el compañero es cualquier planeta gigante o estrella enana marrón que orbita la estrella de secuencia principal). El ligero movimiento de cada planeta gigante o enana marrón forma una "nube" de posibles órbitas; Cuanto más pequeña es la nube, más se acercan los investigadores a la verdadera órbita del compañero; Y más puntos de datos obtienen, es decir, imágenes más directas de cada objeto a medida que orbita, que luego sirven para refinar la forma completa de la órbita.

"En lugar de esperar décadas o siglos para que un planeta complete una órbita, podemos compensar la línea de tiempo con nuestros datos basados en mediciones de posición muy precisas", dijo el Dr. Eric Nielsen, astrónomo de la Universidad de Stanford.

"Una parte de Orbitize! que desarrollamos específicamente para adaptarse a órbitas parciales, OFTI (Orbits For The Impatient, en español Órbitas para los impacientes), nos permitió encontrar órbitas incluso para los compañeros de período más largos".

Entonces, ¿en donde está la diferencia entre la formación de enanas marrón y los planetas gigantes? la respuesta la podemos encontrar en sus órbitas.

Encontrar la forma de la órbita es clave: los objetos que tienen órbitas más circulares probablemente se formaron como planetas. Es decir, cuando la nube de gas y polvo se derrumbó para formar una estrella, el compañero distante (y cualquier otro planeta) se formó a partir de un disco plano de gas y polvo que giraba alrededor de esa estrella.

Por otro lado, los compañeros que tienen órbitas más alargadas probablemente se formaron como estrellas.

En este escenario, un grupo de gas y polvo se colapsó para formar una estrella, pero esa estrella se fracturó en dos grupos.

Cada grupo luego colapsó, uno formando una estrella y el otro una enana marrón orbitando alrededor de esa estrella.

Este es esencialmente un sistema estelar binario, aunque contiene una estrella real y una enana marrón.

Conclusiones
Esto quiere decir que las enanas marrones, en estos sistemas, no se formaron como planetas gigantes que crecieron más de lo normal para intentar convertirse en estrellas, y tampoco son estrellas fallidas, es decir, objetos que nacieron para convertirse en estrellas pero que fracasaron en el proceso. Más bien son un pedazo de una estrella que colapso para formar dos estructuras diferenciadas; una estrella y una enana marrón.

Los planetas gigantes, y cualquier otro planeta como la Tierra y Júpiter, se formaron a partir de un disco plano de gas y polvo que giraba alrededor de esa estrella. Por otra parte, las enanas marrones junto con su compañero, la estrella real, en estos sistemas se formaron a partir de un trozo de estrella. La prueba esta en su excentricidad.

"Aunque estos compañeros tienen millones de años, el recuerdo de cómo se formaron todavía está codificado en su excentricidad actual", dijo el Dr. Nielsen.

"La excentricidad es una medida de cuán circular o alargada es la órbita de un objeto".

"El punto clave es que descubrimos que cuando divides estos objetos en este límite canónico de más de 15 masas de Júpiter, las cosas que hemos estado llamando planetas tienen órbitas más circulares, como población, en comparación con el resto. Y el resto parecen estrellas binarias", dijo el Dr. Bowler.

Referencia del documento científico:
Brendan P. Bowler et al. 2020. Distribuciones de excentricidad a nivel de población de exoplanetas con imágenes y compañeros de enana marrón: evidencia dinámica de canales de formación diferenciados. The Astronomical Journal, Volumen 159, Número 2; doi: 10.3847 / 1538-3881 / ab5b11

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