Aferrados a las exolunas

Este viaje pudo haber sido menos amistoso con las exolunas que habitan éstos planetas jóvenes. Los planetas gigantes de nuestro sistema solar tienen una marcada protuberancia ecuatorial, un efecto de sus rápidas velocidades de rotación y su resultante fuerza centrífuga — el radio polar de Júpiter es un 6% más corto que su radio ecuatorial; y Saturno, el planeta más achatado en el sistema solar, es 10 % más corto (en comparación, la Tierra es sólo el 0.3 % o 13 millas más corto). Esto causa que las órbitas de sus lunas de precedan -plano de sus órbitas giran, causando que su punto de máximo acercamiento al planeta circunnavegue alrededor del planeta, y que sus lunas tracen rosetas alrededor de sus planetas. Entonces, si los exoplanetas gigantes son achatados, como predicen nuestras teorías de formación planetaria, sus lunas también deben realizar un movimiento de precesión .

Una órbita de precesión, a pesar de cambiar constantemente, es estable. El problema surge cuando hay otra fuente actuando en la órbita de la luna y causando perturbaciones: la estrella. Tales perturbaciones también pueden ser periódicas (con un periodo igual al periodo orbital del planeta) y estables, como lo es para nuestra Luna. De hecho, a las irregularidades periódicas que presenta la órbita de nuestra Luna, causadas por el Sol, se les llama evección. Pero cuando la periodicidad de la precesión de la luna y las perturbaciones de la estrella son similares, cosas divertidas comienzan a suceder. La alineación de los periodos (o frecuencias), también llamada resonancia, provoca que la estrella se mantenga dándole sacudidas de gravedad a la luna una y otra vez; donde todas las sacudidas son similares. Estas sacudidas se suman coherentemente durante muchas órbitas; en lugar de sumarse al azar, cancelarse,  y causar cambios drásticos en la órbita de la luna (como ocurriría de no haber resonancia).

Esta “resonancia de evección”, como la llaman los autores, usualmente no ocurriría con las lunas que orbitan un planeta gigante joven formado a algunas decenas de unidades astronómicas (UA, la distancia de la Tierra al Sol) de su estrella; mientras que el periodo de precesión de la luna sea mucho menor que el periodo durante el cual se ocurren las sacudidas (dadas debido a la estrella). Pero cuando el planeta anfitrión migra hacia su estrella, esto puede cambiar: la migración hacia el interior acorta el periodo orbital del planeta hasta que coincida con el periodo de precesión de su luna. Atrapados en la resonancia, la excentricidad de la luna puede aumentar, atrayendo a la luna cada vez más cerca de su planeta anfitrión. La luna puede ser forzada en órbitas tan elípticas (alta excentricidad) que choca con el planeta y se destruye (ver figuras 1 y 2 a continuación).

Pero la luna tiene posibilidad de sobrevivir, si es que logra escapar de la resonancia con suficiente antelación . Los autores encuentran que existen varias condiciones en las que la luna no puede escapar. Lunas que tiene órbitas casi circulares están sentenciadas a peores destinos que aquellas con órbitas más elíptica, al igual que aquellas con órbitas que son 10 veces el radio del planeta o menos. Las que están más allá de 10 veces el radio del planeta podrían entrar en resonancia, pero el planeta dejaría de migrar antes de que la luna alcance una excentricidad que provoque una colisión.

Figura 1. Diagrama del aumento en excentricidad de la órbita lunar alrededor de su planeta después de entrar en resonancia. Mientras el planeta gigante migra hacia el interior (en esta figura se mueve hacia la izquierda), una luna con una órbita inicialmente circula (excentricidad [e] = 0) puede ser capturada en un resonancia de evección destructiva; donde el periodo de precesión es igual al periodo orbital de su planeta (ocurre cuando el eje semi-mayor del planeta es aproximadamente 1.0 en la unidades normalizadas). La luna es forzada a una órbita cada vez más excéntrica que podría convertirse en una ruta de colisión con su el planeta que orbita.

Figura 2. Muerte por colisión con planeta anfitrión, trazada a través del tiempo (en unidades de 10,000 años). El azul representa la migración de un planeta gigante (similar a Júpiter) hacia el interior, cambiando de 2 UA a un poco menos de 0.4 UA. Cuando el periodo de la órbita del planeta es igual al periodo de precesión de una de sus lunas, y entra exitosamente en resonancia (lo cual ocurre poco después de t=0), la excentricidad de la luna aumenta (trazada tanto en verde= cálculo nubérico y negro= predicción analítica). La línea roja indica la excentricidad en la cual la órbita lunar podría colisionar con el planeta. Cuando la excentricidad de la luna cruza la línea roja (120,000 años) la luna es destruída.

A medida que mejoran nuestros telescopios y métodos de detección de exolunas, pronto seremos capaces de determinar si la resonancia de evección juega un papel clave en la formación de los sistemas lunares alrededor de exoplanetas gigantes. ¡Atentos para más descubrimientos e información sobre exolunas!