- Título del artículo original: A giant impact as the likely origin of different twins in the Kepler-107 exoplanet system
- Autores: Bonomo, Aldo S. y 51 más
- Institución del primer autor: INAF-Obsservatorio Astrofisico di Torino, Italy
- Estado: Publicado en Nature Astronomy, acceso abierto en arXiv
En la búsqueda de exoplanetas, estamos descubriendo cada vez más sistemas planetarios en torno a estrellas distantes que son muy diferentes a nuestro Sistema Solar: planetas tipo Júpiter tan cerca de su estrella que alcanzan temperaturas superiores a 2000 grados, planetas circumbinarios (con dos soles como Tatooine, hogar de Luke Skywalker) o sistemas con planetas aún mayores que Júpiter a distancias increíbles de la estrella central. En este estudio se fija la atención en uno de estos sistemas inusuales, encontrándose por primera vez evidencia de un choque interplanetario cuando el sistema aún se estaba formando: es el sistema planetario Kepler-107.
Kepler 107: una familia de cinco
El sistema planetario Kepler-107 está a una distancia de unos 525 pársecs de nosotros, y consiste en una estrella central de tipo solar y cuatro planetas, llamados Kepler-107b, Kepler-107c, Kepler-107d y (¡acertaste!) Kepler-107e. Estos planetas orbitan muy cerca de la estrella: todos están a una distancia menor que Mercurio del Sol, el más lejano a unas 0.13 unidades astronómicas (au), y el más cercano a tan sólo 0.045 au, tardando nada más que 3 días y pico en completar una órbita en torno a la estrella. Todos estos planetas son más pequeños que Neptuno, y forman un sistema cercano a ser resonante: si dividimos sus periodos de rotación nos dan números cercanos a las divisiones entre números enteros (por ejemplo dividiendo el período del planeta Kepler-107c por el de Kepler-107b nos sale 1.541, que está cerca del resultado de dividir 3 entre 2 (resonancia ~3:2). Resonancias encontradas en éste y en otros sistemas planetarios indican que los planetas probablemente se formaron más lejos de su estrella y migraron hacia órbitas más cercanas. Además, los dos planetas interiores tienen excentricidades muy bajas, es decir, sus órbitas son casi o totalmente circulares.
Pesando planetas
Como su nombre indica, el sistema planetario Kepler-107 fue descubierto por la misión Kepler, que se encargaba (hasta hace poco) de buscar planetas por el método de tránsito. Con este método se puede medir el radio del planeta, ya que hay una dependencia con la caída de brillo de la estrella: cuanto más grande sea el planeta, más luz de la estrella tapará al pasar por delante. Sin embargo, para saber su masa hace falta otro método complementario: en este caso usaron el método de velocidad radial, que consiste en medir el “balanceo” provocado por la atracción gravitatoria del planeta en la estrella, gracias al desplazamiendo Doppler de sus líneas espectrales. Los autores hicieron nuevas observaciones de esta estrella con el espectrógrafo de alta resolución HARPS-N, que se encuentra en el Telescopio Nazionale Galileo en La Palma.
Figura 1. Medidas de velocidad radial de Kepler-107 con HARPS-N. Los datos individuales se muestran como puntos grises y sus medias como círculos negros. Estas medidas se muestra en función de la fase orbital para cada planeta (a excepción de Kepler-107d que no mostró variación): Kepler-107b en el panel superior izquierdo, Kepler-107c en el superior derecho y Kepler-107e en el inferior izquierdo. En cada panel se muestran también los residuos tras sustraer el modelo Kepleriano ajustado (línea roja). Figura 1 del artículo original.
En la Figura 1 puede verse la señal de velocidad radial de cada planeta. Usando la amplitud de esta señal se puede calcular la masa de cada uno. Esta masa es una masa “mínima”, porque para conocer la masa total necesitamos saber el ángulo de inclinación de la órbita. Sin embargo, en este caso ya lo conocemos gracias a los tránsitos, por lo que se pudo calcular la masa total. Así se obtuvo que el planeta b tiene una masa de unas 3.5 masas terrestres y el planeta c de unas 9.39 masas terrestres, a pesar de tener ambos un radio muy similar. Es por esto que ambos planetas tienen densidades muy distintas: 5.3 g cm-3 para el primero y 12.65 g cm-3 para el segundo. En un diagrama masa-radio como el de la figura 2 vemos que ambos planetas serían rocosos, pero Kepler-107c tendría un gran porcentaje de hierro en su composición (en torno al 70%), al menos el doble de lo que tendría Kepler-107b.
Figura 2. Diagrama masa-radio de exoplanetas menores que 3 radios terrestres y con densidades medidas con una precisión mayor al 33%. Los círculos corresponden a densidades medidas mediante velocidad radial, y los triángulos las medidas con variaciones de tiempo de tránsito. Los colores representan la temperatura de equilibrio del planeta, y las líneas continuas son curvas teóricas para planetas con distintas composiciones. La línea gris discontinua representa el radio mínimo predicho por modelos de colisión en función de la masa planetaria. Vemos la diferencia de composición para los planetas rocosos b y c, encontrándose el segundo sobre esta línea. El planeta e sería un mini-Neptuno con una fracción significativa de volátiles (H/He y/o agua), mientras que el d parece ser también de tipo rocoso. Figura 2 del artículo original.
Sin embargo, mientras que para el planeta c la incertidumbre en la masa estimada es de tan sólo un 19%, la del planeta b es del 43%, dado que la señal es más dábil y la medida, por tanto, más ruidosa (ver panel superior izquierdo de la Figura 1). Aun así, los autores calcularon que la masa del planeta b debía ser considerablemente menor que la del planeta c, pues de no ser así se hubiera detectado su señal con más claridad en las medidas de velocidad radial.
Caracterizando la estrella gracias a la sismología
Al igual que en el artículo que resume este astrobito, los autores usaron la sismología estelar (astrosismología) para determinar con mucha precisión parámetros de la estrella como su masa, radio, densidad, gravedad y edad. Esto es importante por aquel dicho de “Know thy star, know thy planet“, es decir, cuanto mejor se caracteriza una estrella, mejor se pueden caracterizar sus planetas. De este modo los autores pudieron conocer, entre otras cosas, que la estrella (y todo el sistema) tiene 4.29 miles de millones de años de edad, muy parecida a la edad de nuestro Sol, encontrándose esta estrella también a mitad de su vida. Gracias a esto también pudieron volver a medir mejor los radios de los planetas y por tanto, su densidad.
Un choque interplanetario
La densidad tan alta del planeta c posiblemente se deba a que ocurrió algo que destruyó la corteza externa de silicatos, dejando tan sólo el núcleo compacto de hierro y algo de manto, igual que en el caso del planeta Mercurio. Una posible explicación es que que la alta radiación X y ultravioleta de la estrella en su nacimiento arrancara la atmósfera y la corteza del planeta. Esto sería posible dado lo cerca que se encuentra de la estrella, pero de ser así habría pasado lo mismo con el planeta b, que se encuentra todavía más cerca, y que, sin embargo tiene una densidad mucho más baja. Pero, ¿podría ser que Kepler-107c se hubiera formado más cerca de la estrella y hubiera migrado hacia afuera? Parece que no, puesto que esto habría desestabilizado al sistema y las órbitas no serían tan circulares.
Entonces, la explicación que parece más probable es que un gran choque interplanetario arrancó la corteza y parte del manto de Kepler-107c. Además, los autores apuntan a que esto tuvo que producirse poco después de la formación de la estrella, puesto que tuvo que pasar un tiempo considerable hasta que los planetas alcanzaron su configuración resonante. Usando simulaciones hidrodinámicas, los autores vieron que un impacto de frente entre dos planetas de masas en torno a 10 masas terrestres concuerda con la densidad medida para el planeta c, aunque también vieron que múltiples colisiones con cuerpos pequeños daría un resultado similar.
Pensamos que estos choques interplanetarios se produjeron en el pasado en nuestro Sistema Solar, no sólo con el caso de Mercurio sino también como origen del sistema Tierra-Luna y de que el eje de rotación de Urano esté tumbado con respecto a los demás planetas. Ahora estamos empezando a descubrir que puede que estos choques sean comunes también en otros sistemas planetarios.
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