¿Por qué los planetas púlsares son inusuales?

Título:  Why Are Pulsar Planets Rare?
Autores: Rebecca G. Martin, Mario Livio, and Divya Palaniswamy
Institución del primer autor: University of Nevada
Estado: Accepted in the Astrophysical Journal
Astrobitos original: Joseph Schmitt

Los “planetas púlsar” (planetas que giran en torno a un púlsar) fueron el primer tipo de planeta descubierto más allá del Sistema Solar, e impresionó al mundo astronómico. Este no era el tipo de planeta que esperaban encontrar: planetas como en el Sistema Solar orbitando alrededor de una estrella como el Sol. Por el contrario, estos planetas orbitaban un púlsar, una estrella de neutrones de rotación rápida (el núcleo denso de una estrella masiva que explota como una supernova). Sin embargo, desde su primer descubrimiento en 1992, sólo cinco de estos planetas púlsar han sido encontrados, haciéndolos escasos. Se ha encontrado que menos del 1% de los púlsares tienen planetas a su alrededor. En este artículo, los autores exploran cómo estos planetas se pueden haber formado para entender por qué son tan poco comunes.

Figura 1: La masa y el semi-eje mayor de las compañeras del pulsar en círculos de colores (azul para planetas confirmados, rojo para estrellas de la secuencia principal, negro para estrellas de baja masa y enanas café, verde para las estrellas de neutrones, morado para las enanas blancas masivas, y amarillo para las enanas blancas de baja masa). Los asteriscos violeta son los 8 planetas, la Luna, y el planeta enano Ceres del cinturón de asteroides, para tener como referencia. Las líneas negras corresponden a los límites de detección para pulsares rápidos, de mili-segundos (línea inferior) y púlsares más normales (línea superior)

Escenarios de Formación

• Planetas que sobreviven a una supernova: El más obvio de los escenarios de formación es que los planetas se formaron simultáneamente con la estrella original (tal como en nuestro sistema solar). Sin embargo, muchos astrónomos creen que las estrellas con más de 3 veces la masa del Sol no pueden formar planetas, y estrellas que explotan como supernovas y terminan como estrellas de neutrones tienen al menos 8 masas solares. Incluso si se pudieran formar, el planeta tendría que haber evitado ser “comido” cuando la estrella se transformó en una roja supergigante y seguir alrededor después de que la explosión de supernova remoción la mayoría de la masa del sistema. Un escenario poco probable.
• Recaída del disco de la supernova:  Después de la supernova, parte del material vuelve a caer en el disco, donde, tal como en un disco protoplanetario, puede formar un planeta. Sin embargo, este disco tendría poco momento angular, lo que implica que el material no tiene suficiente velocidad de rotación para evitar caer directamente en la estrella de neutrones. (Por ejemplo, un cohete disparado de manera vertical caería de vuelta a la tierra. Necesita velocidades “laterales” para evitar volver a la órbita y golpear la Tierra).
• Destrucción de la estrella compañera:  Una estrella compañera de baja masa orbitando una estrella de neutrones pierde masa a través de la evaporación. Si la evaporación es lo suficientemente fuerte, la estrella puede ser destruida completamente, y sus restos después forman un disco que orbita alrededor de la estrella de neutrones con una masa de aproximadamente 10% la de la Tierra.
• Evaporación de la compañera:  Un resultado alternativo de la evaporación de la radiación intensa del púlsar es que la estrella compañera pierde sólo la masa necesaria para tener en el tamaño de un planeta.

Los autores determinan que los planetas púlsares probablemente se forman sólo cuando hay una estrella compañera de baja masa de la estrella de neutrones. Casi todas las estrellas de neutrones con suficiente masa para convertirse en una supernova nacen con una compañera. Sin embargo, sólo el 10% de éstas son capaces de sobrevivir en una órbita ligada gravitacionalmente después de que la estrella masiva explota como supernova. Eso significa que sólo aproximadamente un 1% de las progenitoras de las estrellas de neutrones (estrellas que finalmente se vuelven una estrella de neutrones) tienen el potencial para formar planetas púlsares.

En el caso de una estrella que está siendo perturbada y formando un disco, el disco recibe radiación intensa del púlsar, la que calienta y ayuda a evaporar el disco. Si la densidad superficial del disco es muy alta, se forman zonas muertas en el disco donde el material es capaz de formar planetas. Los discos con una baja densidad superficial no son capaces de proteger eficientemente al disco para evitar su evaporación y, por consiguiente, no pueden formar planetas. Sólo cuando la estrella compañera es perturbada y transformada en un disco lo suficientemente masivo es que existe una posibilidad real de un planeta en formación.

Resultados

Planetas se pueden formar alrededor de púlsares sólo bajo un conjunto de circunstancias muy específicas. Se requiere una estrella compañera de baja masa, lo que sólo se presenta en el 10% de los casos de las progenitoras de estrellas de neutrones. De estas, sólo el 10% sobrevive la explosión de supernova. De los sobrevivientes, algunos pueden ser evaporados a masa planetaria, mientras que otros pueden ser perturbados por el púlsar. En este último caso, el disco siguiente necesita ser lo suficientemente denso para soportar la radiación intensa del púlsar por un tiempo suficiente para crear estrellas.

De los cinco planetas púlsares conocidos, los autores creen que tres planetas en el sistema PSR 1257+12 fueron formados en el disco de una estrella perturbada. El planeta orbitando PSR J1719-1438 el el núcleo de una enana blanca evaporada, y el planeta alrededor de PSR B1620-26 sólo fue capturado junto con su enana blanca, con el planeta que ahora los orbita a ambos como un planeta circumbinario.