¿De dónde viene el desierto?

• Título: On the origin of the sub-Jovian desert in the orbital-period–planetary-mass plane
• Autores: Titos Matsakos, Arieh Königl
• Institución del primer autor: Department of Astronomy & Astrophysics and The Enrico Fermi Institute, The University of Chicago, Chicago, IL, USA
• Estado del trabajo: Aceptado en ApJL

¿Dónde se encuentran los Neptunos calientes? 

Hace poco, el descubrimiento de cada exoplaneta era una razón para celebrar. Afortunadamente, ya hay suficiente observaciones de exoplanetas que todos podemos empezar a utilizar para hacer predicciones de cómo formar esos exoplanetas. Una pregunta es si algunos exoplanetas se forman en su ubicación, o si emigran hasta esta ubicación en algún punto de su vida. En la presente investigación, los autores utilizan análisis y simulaciones de Monte Carlo para hacer predicciones sobre el período orbital de los planetas en función de su masa, y esto lo utilizan para interpretar el “desierto” de planetas de masa menor a la de Jupiter, los planetas “sub-jovianos,” con periodos orbitales menor a más o menos tres días.

Figura 1. Predicciones de las límites superiores e inferiores en el plano de la masa y el período orbital. Las líneas indican diferentes parámetros en la teoría. Puntos representan la distribución original de los planetas en el modelo Monte Carlo. (Originalmente parte de la figura 1.)

Las observaciones de este tipo de planetas son hechos con el método de velocidades radiales o el método de tránsitos. Esas observaciones indican que hay pocos planetas con períodos de menos de tres días. Pero los pocos que hay son “Júpiteres Calientes” o “Super-Tierras”; casi no hay planetas con la masa de Neptuno con un período de menos de tres días — el llamado “desierto sub-jovianos.” Si bien es posible que es sólo por no poder encontrarlos, también hay razones para pensar que no existe esa clase de planetas. Entonces, la pregunta es ¿Por qué no hay tantos “Neptunos calientes”? o, decirlo de otra manera: ¿Por qué se forman las Júpiteres y Super-Tierras calientes? y ¿Hay razón de por qué este método impide la formación de Neptunos calientes?

Una posibilidad es que el campo de radiación estelar evapore los planetas de gas que son menos masivos que Júpiter, pero esto significaría que todas las Super-Tierras son completamente rocosoas (así que su gas también se habría evaporado), y no explicaría por qué los planetas rocosos menos masivos tienen períodos orbitales más cortos.

La Teoría

En esta investigación teórica, los autores proponen que el límite del “desierto” es causado por la acumulación de planetas que se encuentran dispersos de órbitas muy excéntricas, que luego son circularizados por interacciones de marea con su estrella, en que el planeta y la estrella intercambian momento angular. Para hacer que el problema sea analíticamente tratable, los autores utilizan una aproximación de la relación empírica de los planetas entre su radio y su masa (R_p – M_p). Los autores combinan esta relación con la relación del radio de circulización, debido a la dispersión, el mecanismo Kozai, o la migración secular.

Figura 2. Los puntos en color representan las observaciones y los puntos de color gris representan las posiciones finales de los planetas en la simulación Monte Carlo. Se ve el “desierto sub-joviano”. La teoría es compatible con las observaciones. (Originalmente parte de la figura 1.)

Los resultados se muestran en la figura 1. Las líneas representan diferentes parámetros en el relación del radio de circulización. Los resultados siguen directamente de esa relación — pricipalmente de que la relación empírica de los planetas es diferente para los planetas masivos (R ∝ M) y los planetas pequeños (R ∝ M^0.5), lo que ya habia sido obtenido por Weiss et al (2013). Si cambiara esa relación, los resultados tambien cambiarian. El punto más importante aquí es que la división entre planetas grandes y pequeños de 150 M_⊕ (Masas de la Tierra) es la razón de la ubicación de la intersección entra las lineas que suben y bajan. Por eso, el período orbital es proporcional a la masa a un exponente postitivo para los planetas de masas bajas, mientras que en el régimen de masas altas, el período orbital es propocional a la masa a un exponente negativo. Aunque los exponentes sean diferentes para el modelo de migración secular en comparación con el modelo de límite de Roche (el cual se utiliza por los modelos de mecanismo de Kozai o dispersión), en ambos casos los resultados crean un desierto subjoviano, como se puede ver en la figura 1.

El Modelo Monte Carlo de Evolución Orbital

Los autores tratan de igualar las observaciones con la teoría, usando un modelo de Monte Carlo de evolución orbital por las mareas estelares. Los resultados de esas simulaciones se muestran en la figura 2. Se ve que el límite se mueve hacia adentro para los planetas masivos pero para los planetas de baja masa no hay un efecto.

La interpretación que proponen los autores es compatible con los datos. Pero es solo un comienzo. Ese modelo y teoría no distingue entre los diversos mecanismos (dispersión entre planetas, mecanismo de Kozai, o la migración secular) porque todos son igualmente compatible con las observaciones. También, por falta de tantas observaciones de planetas de baja masa, muchas diferentes teorías pueden, probablemente, explicar la distribución de planetas en el plano del período orbital y la masa. Sin embargo, lo interesante de esta investigacion es que se puede explicar los dos límites — de alta y baja masa — al mismo vez.