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El resurgir de β Pictoris b

Ver directamente un exoplaneta no es fácil, ya que el brillo de la estrella huésped nos suele molestar bastante. Sin embargo, si el planeta en cuestión es joven, puede que aún conserve el suficiente calor de su formación para brillar por sí mismo. Si además es lo suficientemente grande podemos “tomarle una foto”, e incluso ver cómo orbita a su estrella si seguimos observándolo a lo largo de los años.

Es el caso de β Pictoris b, un gigante gaseoso unas 13 veces más masivo que Júpiter que orbita a una estrella joven, masiva y cercana, a tan sólo a unos 63 años luz de la Tierra. Fue uno de los primeros en observarse directamente, y desde entonces el sistema se hizo famoso, por esto y por tener además un disco de polvo alrededor de la estrella.

En este artículo se presentan nuevas observaciones de β Pictoris b con el generador de imágenes de planetas del telescopio Gemini (GPI, por sus siglas en inglés). Se trata de un instrumento de óptica adaptativa, capaz de corregir las turbulencias atmosféricas en tiempo real para dar imágenes de altísima resolución. En la figura 1 puedes ver un vídeo realizado usando estas nuevas imágenes de β Pictoris b junto con las tomadas en un período de 5 años, en el se ve cómo resurge tras pasar por detrás del coronógrafo (aunque en realidad está pasando por delante de la estrella).

Figura 1: vídeo de β Pictoris b realizado con imágenes de GPI, tomadas durante un período de 5 años. La estrella está oculta por un coronógrafo (disco negro), y su posición se indica con un icono de estrella. Crédito: Jason Wang (Caltech)/Gemini Planet Imager Exoplanet Survey. Puedes ver vídeos de exoplanetas como éste aquí.

Aunque en el vídeo lo parezca, β Pictoris b no transita, pero su esfera de Hill, la zona de influencia gravitatoria en la que se encontrarían sus potenciales satélites, sí, lo que podría ofrecernos la oportunidad de intentar descubrir material orbitando este gigante gaseoso al verlo pasar por delante de la estrella.

Usando estas nuevas observaciones, y combinándolas con los datos astrométricos de las misiones Hipparcos y Gaia, los autores ajustan la órbita de β Pictoris b alrededor de la estrella central, con mayor precisión que nunca. Para ello usan el algoritmo Metropolis-Hastings, un método de Monte Carlo (MCMC , por sus siglas en inglés) para obtener una secuencia de muestras aleatorias de una distribución de probabilidad, que permite una inferencia Bayesiana más eficiente. Si todo esto te suena a klingon, puedes leer una introducción a estadística bayesiana en este astrobite.

El resultado del ajuste se muestra en la figura 2. Los autores actualizan valores como el semieje mayor de la órbita, que se sitúa en 10.2 unidades astronómicas, la excentricidad de la misma, con un valor de 0.12, lo que indica una órbita bastante cercana a ser circular, o la inclinación, de unos 89 grados: la órbita se muestra casi de canto desde nuestra perspectiva (el disco de polvo en torno a la estrella está también de canto, en el mismo plano de la órbita).

Figura 2: trayectorias orbitales para el ajuste de la órbita a las imágenes y los datos astrométricos conjuntamente. Los paneles de la derecha muestran la separación entre β Pictoris b y la estrella central en miliarcosegundos y el ángulo de posición en grados. La línea negra muestra la órbita con menor chi-cuadrado, mientras que las azules son 100 muestras de órbitas con parámetros orbitales extraídos de las probabilidades a posteriori.

Los autores miden también con mayor precisión la masa de β Pictoris b de forma dinámica, gracias a las medidas astrométricas con las que cuentan y viendo cómo cambia ligeramente la posición de la estrella debido a la atracción gravitatoria del planeta. Tras comparar esta masa con tres predicciones teóricas distintas encuentran que entra dentro de lo predicho por los modelos evolutivos, dada la luminosidad del planeta y la edad del sistema, aunque encuentran ciertas discrepancias entre las tres predicciones.

Ésta y otras medidas “directas” (independientes del modelo) de la masa de planetas gigantes gaseosos nos permitirán mejorar los modelos evolutivos de las estrellas jóvenes y masivas que los hospedan. Para eso, instrumentos como GPI nos serán muy útiles (¡también para realizar más vídeos de planetas orbitando estrellas cercanas!).

 


Si quieres saber más sobre planetas detectados de manera directa te recomendamos que leas los astrobitos Planetas en los suburbios y Un planeta viviendo al límite

Comentarios

2 comentarios en “El resurgir de β Pictoris b

  1. Hola yo no se mucho de este tema pero me gusta estar informado de ello. Yo pregunto si el eso planeta está quieto o en moviendo y hay una o dos estrellas mi duda o pregunta es puede haber una colision entre estas y formar un agujero negro repito no se si estoy equivocado o no gracias dejarme expresarme de esta manera de parbulitosgracias esperoro su respuesta

    Publicado por victor manuel gonzalez rodriguez | 02/10/2020, 20:05
    • ¡Hola! Gracias por tu pregunta, no dudes en preguntar todo lo que quieras aunque pienses que está mal expresado, porque no es así 🙂

      Sí, el planeta se está moviendo, como se puede ver en el vídeo de la figura 1, que es una compilación de imágenes tomadas durante un perido de 5 años (así que el planeta se mueve como se ve en el vídeo, pero muuucho más despacio). En este link puedes ver más vídeos de planetas moviéndose alrededor de sus estrellas.

      En este caso solo hay una estrella central, pero ya se han encontrado planetas orbitando en torno a dos estrellas en otros casos, como puedes leer en este otro astrobito. Se llaman planetas circumbinarios, y si pudiéramos viajar a uno de esos planetas, veríamos dos soles, como en el caso del planeta Tatooine de Star Wars 😀

      Para tu última pregunta intentaré responder lo mejor que pueda, pero no soy experta en ese tema. Creo que podrían convertirse en agujero negro si tuvieran masa suficiente, porque estrellas muy masivas acaban su vida explotando como supernovas y convirtiéndose en agujero negro. Pero normalmente las estrellas no chocan como bolas de billar, sino que, en los sistemas binarios, compuestos por dos estrellas que orbitan una en torno a la otra, a veces pasa algo que hace que se acerquen. Entonces van orbitando cada vez más cerca, y puede haber una transferencia de masa de la más masiva a la menos masiva. Por ejemplo, si una de las dos estrellas acaba su vida como una gigante roja, la expulsión de sus capas exteriores hace que la otra estrella pierda energía y momento angular orbital y ambas se acercan. Pueden entrar entonces en una fase de envoltura común (aquí puedes leer más sobre el tema)

      También puede pasar que una de las estrellas explote como supernova, y se convierta en agujero negro, y la otra se acerque y se “rompa” por fuerzas de marea, formando un disco de acreción en torno al agujero negro. Aquí te dejo más links a otros astrobitos que hablan sobre binarias para que investigues más sobre el tema si quieres.

      Publicado por Elena González Egea | 06/10/2020, 09:02

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