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Rompiendo cadenas planetarias y descifrando la dicotomía de Kepler

Crédito de la imagen destacada: Sean Raymond, 3er autor del artículo.

¿Migrar o no migrar? Esa es la pregunta. ¡Por supuesto, los planetas no son personajes shakespearianos; no deben tener una opción! Cuando un planeta se forma en un disco, crea dos ondas espirales: una más débil delante del planeta que lo arrastra hacia adelante (enviando al planeta hacia fuera), y una más fuerte detrás del planeta que lo tira hacia atrás (enviando al planeta hacia adentro). En última instancia, cada planeta debería migrar hacia adentro y en la mayoría de los casos, terminan mucho más cerca a su estrella que donde formaron.

Cuando los planetas en el disco externo emigran hacia el interior más rápido que los planetas en el disco interno, comienzan emparejarse. A medida que estos planetas se acercan, eventualmente se acomodan en resonancia gravitacional: pares de órbitas donde el planeta externo toma exactamente el doble de tiempo que el planeta interior (u otra razón entera tal como 3 a 2, etc.) para completar una órbita alrededor de su estrella. Una vez que esto sucede, los planetas migran juntos, manteniendo esa proporción de 2 a 1. En sistemas con muchos planetas rocosos, el tercero seguirá el ejemplo y caerá en resonancia con el segundo planeta, al igual que el cuarto con el tercero, y así sucesivamente. Eventualmente, ¡el sistema tendrá una larga cadena de hasta 10 planetas rocosos resonantes apiñados en la parte interna del disco!

Sin embargo, aunque se supone que la migración es inevitable, sólo alrededor del 5% de los sistemas planetarios descubiertos por la misión Kepler se encuentran realmente en esta configuración (TRAPPIST-1 es el más famoso). El otro 95% no lo son, muchos de los cuales porque sólo tienen un planeta. El periódico de hoy, dirigido por Andre Izidoro, intenta explicar estas discrepancias al sugerir que todos los sistemas emigran a cadenas resonantes, ¡pero no todos ellos permanecen en cadenas resonantes!

Configuración de dos fases

Los autores del artículo de hoy estudian este problema a través de simulaciones N-cuerpos que constan de dos fases. Se simularon 120 sistemas hipotéticos planetarios con 20 a 30 planetas rocosos por un total de 100 millones de años (Myr, por sus siglas en inglés). Estos planetas comienzan con una masa de aproximadamente  0.1 a 4.5 veces la masa de la Tierra y se difunden uniformemente en el disco exterior más allá de 5 unidades astronómicas (AU, por sus siglas en inglés).

  • En la fase uno (0 a 5 Myr), los planetas pueden migrar debido a la presencia de un disco protoplanetario gaseoso. Mientras tanto, el disco también mantiene los planetas en órbitas planas y circulares, amortiguando las excentricidades e inclinaciones de los mismos.
  • En la fase dos (5 a 100 Myr), los planetas ya no pueden migrar, puesto que el disco se ha disipado. Sin embargo, son libres de desarrollar órbitas excéntricas e inclinadas ya que ahora sólo dependen de interacciones entre sí (interacciones planeta-planeta), en lugar de interacciones con el disco.

Compacto, pero no demasiado compacto

Izidoro et al. encuentran que todos sus sistemas planetarios emigran hasta caer en cadenas resonantes compactas, lo que toma ~1.5 Myr; lo cual es menos que la vida del disco de 5 Myr. Muchos de estos sistemas (40%) sobreviven como cadenas resonantes durante la simulación entera de un total de 100 Myr.

Sin embargo, algunos sistemas (60%) se vuelven demasiado compactos (ver Figura 1). ¡Particularmente, los que son demasiado compactos con planetas de grandes masas; se vuelven inestables después de que el disco se desvanece! Las cadenas resonantes colapsan y algunos de los planetas son expulsados, mientras que el resto se separan más. A medida que se extienden, las órbitas de los planetas sobrevivientes también se vuelven más excéntricas e inclinadas.

Figura 1. Ejemplo de dos cadenas resonantes después de la fase uno. El primer sistema (a la izquierda) sobrevivirá a la fase dos (sin el disco). El segundo sistema (a la derecha) se volverá inestable porque tiene más planetas demasiado cerca entre sí. Algunos de los planetas sobrevivientes desarrollarán órbitas inclinadas, haciendo que los planetas sean menos propensos a transitar. (Adaptado de las Figs. 2 y 3 del artículo.)

Impostores de un solo planeta

Con el fin de comparar sus resultados con los sistemas de exoplanetas descubiertos por la Misión Kepler, Izidoro et al. determinó qué fracción de sus planetas pueden transitar (y ser “detectados” por Kepler). Encontraron que en las cadenas resonantes estables, Kepler puede detectar 3 o más planetas en el 66% de estos sistemas. Por otro lado, en los sistemas inestables, las órbitas inclinadas, resultado de las inestabilidades, hacen que Kepler sólo pueda detectar un planeta en el 78% de estos sistemas, aunque más del 90% de los sistemas inestables todavía tienen múltiples planetas.

Explicación de la dicotomía de Kepler

Una de las características de los planetas de Kepler lo es el gran número de sistemas con un solo planeta en tránsito. Naturalmente, esperábamos que Kepler no fuera capaz de encontrar todos los planetas en cada uno de los sistemas, ya que los planetas que se encuentran a largas distancias de estrella no se alinean con nuestra vista, por ende no transitarán. Sin embargo, incluso con este sesgo, el hecho de que existan más sistemas un solo planeta que los sistemas de dos planetas sugiere que los sistemas de Kepler pertenecen a una dicotomía: aproximadamente el 50% de todos los sistemas tienen un solo planeta -transitantes) y el 50% tiene muchos planetas (5+ para estrellas pequeñas). Una fracción tan alta de sistemas de un único planeta es una enorme sorpresa, dado el número de planetas que existen en nuestro propio sistema solar.

Sin embargo, las dos poblaciones de sistemas planetarios en este estudio ofrecen una explicación para la dicotomía de Kepler que implicaría que estos planetas individuales no son tan solitarios. Izidoro et al. Calcula que si no más del 25% de todos los sistemas planetarios son cadenas resonantes compactas (siendo el resto sistemas inestables), esta distribución de sistemas puede igualar la alta fracción de sistemas con un solo planeta en tránsito en la dicotomía de Kepler, aunque casi todos estos sistemas tendrían múltiples planetas.

Figura 2. Comparación de los sistemas planetarios de Kepler con los sistemas planetarios de este artículo. En la muestra Kepler (verde), la gran mayoría de los sistemas sólo tienen un planeta en tránsito. Los sistemas inestables en este artículo (azul) tendrían aún más sistemas de tránsito simple, mientras que las cadenas resonantes estables (rojo) tendrían mucho menos. Un equilibrio adecuado entre estos dos (90% inestable, 10% estable – gris) coincide bastante bien con la dicotomía Kepler. (Fig. 15 del artículo)

¿Por qué tan inestable?

Los autores esperan que en realidad, aproximadamente el 5% de todos los sistemas planetarios se encuentren en cadenas resonantes estables (puesto que esta es la fracción encontrada por Kepler), lo cual es consistente con su límite superior del 25% que necesita para explicar la dicotomía. A pesar de que los autores encuentran que el 40% permanecen estables en su estudio, sospechan que las simulaciones con un disco protoplanetario más realista conduciría a muchos más sistemas inestables. No obstante, los autores advierten que su modelo permanece incompleto hasta que encuentren una razón para que ~ 95% de los sistemas de Kepler se vuelvan inestables en algún momento de su historia.

También puede ser el caso de que no todos los sistemas emigren en cadenas resonantes para empezar, o incluso que los planetas no emigren tan fácilmente como este estudio presume. Por ahora, al menos todavía podemos tener el consuelo de saber que los sistemas de un solo planeta de Kepler tienen compañeros que no transitan con los que pueden orbitar durante miles de millones de años por venir. 

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