Título: A Jovian analogue orbiting a white dwarf star
Autores: J. W. Blackman, J. P. Beaulieu, D. P. Bennett, C. Danielski, C. Alard, A. A. Cole, A. Vandorou, C. Ranc, S. K. Terry, A. Bhattacharya, I. Bond, E. Bachelet, D. Veras, N. Koshimoto, V. Batista & J. B. Marquette
Institución del primer Autor: Facultad de Ciencias Naturales, Universidad de Tasmania, Hobart, Australia
Estado: Publicado en Nature
¿Alguna vez te has preguntado sobre el destino de la Tierra? Los humanos solo han existido durante una pequeña fracción de la vida de la Tierra desde que se formó. A pesar de que no podemos predecir lo que sucede en la superficie de la Tierra, el planeta en su conjunto probablemente sobrevivirá miles de millones de años en el futuro. El destino de la Tierra depende del destino del Sol, lo que nos lleva al estudio de la evolución estelar. Durante su etapa de secuencia principal, el Sol fusiona hidrógeno en helio en su núcleo. Cuando se acabe el hidrógeno, el Sol se convertirá en una gigante roja. Su núcleo se contraerá bajo la gravedad y las capas externas se expandirán más allá de la órbita de Mercurio. Es muy probable que la Tierra sea absorbida por el Sol en unos 8 mil millones de años. Eventualmente, el Sol se despojará de sus capas externas y el núcleo restante será una enana blanca, pero la Tierra se habrá ido hace mucho tiempo para entonces. Es un poco triste pensar que nuestro planeta no sobrevivirá al Sol envejecido, pero ¿qué pasa con otros planetas más alejados del sistema Solar? ¿Qué hay de Júpiter, o planetas más allá de eso?
Dado que no podemos adelantar la evolución del Sol, podemos buscar otros planetas alrededor de otras estrellas que se encuentran en las últimas etapas de sus vidas. Si hay algún exoplaneta orbitando una gigante roja o una enana blanca, eso nos dará una idea de nuestro propio futuro.
Cómo encontrar planetas con microlentes
Los tres métodos más populares para detectar exoplanetas son la velocidad radial, el tránsito y la imagen directa. Con los dos primeros métodos, los astrónomos buscan variaciones periódicas inducidas por planetas en la velocidad o el brillo de la estrella anfitriona. El efecto es más notable si los planetas son más grandes, más masivos y si orbitan más cerca de la estrella anfitriona. El método de imágenes directas funciona mejor cuando el planeta es grande y orbita muy lejos de la estrella anfitriona. Estos sesgos de detección no son ideales cuando queremos encontrar sistemas planetarios como los nuestros. Por esa razón, los autores del artículo de hoy recurren a la microlente gravitacional.
La técnica de microlentes detecta el aumento de una estrella de fondo debido a la gravedad de un objeto de lente que pasa frente a ella (consulte este astrobito para un estudio de exoplanetas con esta técnica). Cuando una estrella (la lente) pasa por delante de otra (la fuente), las lentes gravitacionales amplifican la luz de la fuente. Si la estrella lente tiene un planeta orbitando alrededor de ella, y el planeta se encuentra cerca del anillo de Einstein de la estrella, su gravedad causa un pico adicional en la intensidad medida desde la fuente.
Los eventos de lentes son raros, pero su aparición depende menos de las propiedades del planeta, lo que nos da una sonda más imparcial de las poblaciones de exoplanetas. Además, la técnica de lentes es sensible a planetas similares a la tierra alrededor de estrellas frías. Este fue el primer método capaz de detectar planetas de masa similar a la Tierra alrededor de estrellas ordinarias de secuencia principal.
Figura 1: Esquema que ilustra la técnica de microlentes. Cuando una estrella (la lente) pasa por delante de otra (el objeto), las lentes gravitacionales aumentan la luz medida desde el objeto (parte a). Cuando la lente está en órbita por un planeta y el planeta se cruza con el anillo de Einstein de la lente, su campo gravitacional proporciona otro impulso a la intensidad medida. Estos potenciadores adicionales se pueden usar para encontrar nuevos planetas. Figura de Chambers (2010) y leyenda de Sukrit Ranjan.
El planeta con un huésped desaparecido
Los autores del artículo de hoy detectaron un planeta usando microlentes, pero no detectaron luz de un huésped estelar de secuencia principal. El evento de microlentes en cuestión, MOA-2010-BLG-477Lb, fue encontrado por la colaboración de Observaciones de Microlentes en Astrofísica en 2010. Los investigadores ajustaron los modelos a la curva de luz microlente asumiendo que la estrella huésped es una estrella de secuencia principal y encontraron que el mejor ajuste es de 0,15 a 0,93 masas solares. La solución de mejor ajuste también tiene un planeta entre 0,5 y 2,1 masas de Júpiter. Dadas las estimaciones del movimiento propio de la estrella de lente, el equipo pudo predecir dónde se movería con respecto a la estrella de origen después del evento de microlente. Utilizaron el telescopio Keck II para obtener imágenes de seguimiento, que se muestran en la Figura 2. Los contornos del panel c muestran la ubicación esperada del posible anfitrión de la secuencia principal, ¡pero no se puede encontrar ninguna estrella! Si no se detecta ninguna estrella de la secuencia principal, pero se conoce su masa, ¿cuál podría ser el huésped?
Fig 2. Panel a: una imagen en 2015 del evento de microlentes MOA-2010-BLG-477. Panel b: una vista de zoom, el objeto brillante en el centro es la estrella de origen del fondo. La débil emisión hacia el noreste (arriba a la izquierda) es una estrella no relacionada. Panel c: el mismo campo en 2018, donde los contornos indican las posiciones probables de un posible huésped estelar de secuencia principal a partir del análisis de microlentes, pero no se detecta dicho huésped en la imagen. Reproducido de la Figura 1 del artículo.
El huésped solo puede ser una enana blanca
El análisis de lentes limita el brillo previsto de la estrella de la lente, que depende de la distancia desconocida de la lente. Higo. 3 muestra que el rango de posibles lentes de secuencia principal para el evento sería más brillante que el límite de detección de Keck. Dado que no se observa ninguna de estas estrellas, la lente no puede ser una estrella de secuencia principal. La estrella de la lente tampoco puede ser una enana marrón porque el sistema de lentes tiene al menos 0,15 masas solares. De manera similar, el límite de masa superior de 0,78 masas solares excluye a las estrellas de neutrones y los agujeros negros como estrellas anfitrionas. Como se descartan las estrellas de secuencia principal, las enanas marrones, las estrellas de neutrones y los agujeros negros, los autores concluyen que la lente debe ser una enana blanca.
¿Qué significa esto?
Estrellas de secuencia principal como nuestro Sol evolucionan violentamente en enanas blancas. Lo más probable es que nuestra Tierra no sobreviva a la fase de gigante roja del Sol, pero las simulaciones predicen que los planetas en órbitas similares a Júpiter pueden sobrevivir. Este sistema es el primer análogo de Júpiter observado orbitando una enana blanca, evidencia de que los planetas alrededor de enanas blancas pueden sobrevivir a las fases gigantes de la evolución de su huésped. Este sistema representa una posible etapa final del Sol y Júpiter en nuestro propio Sistema Solar.
Astrobite editado por Macy Huston
Crédito de la imagen destacada: J. W. Blackman
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Acerca de Zili Shen
¡Hola! Soy estudiante de Doctorado en Astronomía en la Universidad de Yale. Mi investigación se centra en las galaxias ultradifusas y sus poblaciones de cúmulos globulares. Desde que llegué a Yale, he trabajado en dos galaxias «libres de materia oscura» NGC1052-DF2 y DF4. He estado lidiando con la pandemia y trabajando desde casa haciendo pan de masa madre y horneando varias galletas y pasteles, leyendo libros que van desde filosofía hasta virología, haciendo caminatas o carreras diarias y viendo demasiados programas de televisión.