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Lo que no mata te hace más denso: ¿choque interplanetario en el sistema Kepler-107?

Cada vez descubrimos más sistemas planetarios en torno a otras estrellas (también llamados exoplanetas o sistemas exoplanetarios) que son muy distintos a nuestro Sistema Solar: planetas tipo Júpiter pero tan cerca de su estrella que alcanzan temperaturas mayores que 2000 Kelvin (como el caso de WASP-19b), planetas circumbinarios, que tienen dos soles (como el caso del sistema binario NN Serpentis) o planetas aún mayores que Júpiter muy alejados de la estrella central (como en HD 106906). En este estudio se fija la atención en uno de ellos, encontrándose por primera vez evidencia de un choque interplanetario en el pasado del sistema: 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 (1712 años luz) de nosotros. Consta de una estrella central de tipo solar (tipo G2  V) y cuatro planetas, que se nombran como Kepler-107b, Kepler-107c, Kepler-107d y Kepler-107e. Todos están muy cerquita de la estrella, a distancia menor que Mercurio del Sol: el más lejano (Kepler-107e) a 0.13 unidades astronómicas (au) y el más cercano (Kepler-107b) a tan sólo 0.045 au. Este último tarda tan sólo un poco más de 3 días 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 enteros o fracciones enteras, lo que se produce porque la atracción gravitatoria entre ellos va haciendo que se coordinen con el tiempo. Por ejemplo, dividiendo el período del planeta Kepler-107c por el de Kepler-107b nos sale 1.541, que está cerca de la fracción 3/2 (resonancia 3:2, por cada 2 órbitas del planeta c, el planeta b realiza 3). Estas 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 interiores. Además, los dos planetas más internos 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 (planetas más grandes taparán más luz de la estrella). Sin embargo, para saber su masa hace falta otro método complementario: en este caso usaron el método de velocidad radial (medir el “balanceo” provocado por la atracción gravitatoria del planeta en la estrella mediante la medida de su velocidad en la dirección de la línea de visión, gracias al desplazamiendo Doppler de sus líneas espectrales). Para ello, 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 (Islas Canarias). En la Fig. 1 puede verse la amplitud de la señal en velocidad radial obtenida para cada planeta. De aquí se calculó la masa mínima de cada uno, que depende de la semi-amplitud de la señal (planetas más masivos producirán una señal mayor).

Fig. 1: (Figura 1 en el artículo original). Medidas de velocidad radial de Kepler-107 con HARPS-N. Los datos sin agrupar se muestran como puntos grises y los agrupados como círculos negros. Se muestra la medida de velocidad radial 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 el panel inferior derecho se muestra la velocidad radial de una señal encontrada con un periodo de 14 días y que los autores identifican como debida a la actividad de la estrella. En cada panel se muestran también los residuos tras sustraer el modelo kepleriano ajustado (línea roja).

Esta masa mínima es el resultado de multiplicar la masa del planeta por el seno de la inclinación de su órbita, pero al tener ya información de la inclinación gracias a los tránsitos, 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, lo que da una gran diferencia de densidad entre ambos, ya que son muy parecidos en tamaño: 5.3 g/cm3 para el primero y 12.65 g/cm3 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.

Fig. 2: (Figura 2 en el artículo original). Diagrama masa-radio de exoplanetas menores que 3 radios terrestres y con densidades medidas con una precisión mayor al 33% (mediante velocidad radial, círculos, o variaciones temporales de tránsito, TTV, triángulos). Los colores representan la temperatura de equilibrio del planeta (asumiendo albedo terrestre) y las líneas continuas son curvas teóricas masa-radio 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.

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 Fig. 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.

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 que esto habría ocurrido hace tiempo, probablemente antes de que el sistema alcanzara su configuración resonante, pues un choque así habría perturbado esta configuración. Usando simulaciones hidrodinámicas (ver Fig. 3), 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 darían un resultado similar.

Fig. 3: (Figura 3 del artículo original). Simulación de partículas hidrodinámica de una colisión frontal entre dos cuerpos de 10.5 masas terrestres a alta velocidad (62.5 km/s). En los paneles superiores se muestra la composición, en los centrales la densidad, y en los inferiores la temperatura.

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 evidencias de estos choques también en otros sitemas planetarios.

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