Un equipo de astrónomos dirigido por Brendan Bowler de la Universidad de Texas en Austin ha investigado el proceso de formación de exoplanetas gigantes y enanas marrones, una clase de objetos que son más masivos que los planetas gigantes, pero no lo suficientemente grandes como para encender la fusión nuclear ensus núcleos brillen como verdaderas estrellas.
Utilizando imágenes directas con telescopios terrestres en Hawái - Observatorio WM Keck y Telescopio Subaru en Maunakea - el equipo estudió las órbitas de estos débiles compañeros que orbitan estrellas en 27 sistemas. Estos datos, combinados con el modelado de las órbitas, permitieronellos para determinar que las enanas marrones en estos sistemas se formaron como estrellas, pero los gigantes gaseosos se formaron como planetas.
La investigación se publica en la edición actual de El diario astronómico .
En las últimas dos décadas, los saltos tecnológicos han permitido que los telescopios separen la luz de una estrella madre y un objeto en órbita mucho más tenue. En 1995, esta nueva capacidad produjo las primeras imágenes directas de una enana marrón en órbita alrededor de una estrella. La primeraLa imagen directa de los planetas que orbitan alrededor de otra estrella siguió en 2008.
"En los últimos 20 años, hemos estado subiendo y bajando en masa", dijo Bowler sobre la capacidad de imágenes directas, señalando que el límite actual es de aproximadamente 1 masa de Júpiter. A medida que la tecnología ha mejorado, "una de lasLas grandes preguntas que han surgido son '¿Cuál es la naturaleza de los compañeros que estamos encontrando?' "
Las enanas marrones, según lo definido por los astrónomos, tienen masas entre 13 y 75 masas de Júpiter. Tienen características en común con los planetas y las estrellas, y Bowler y su equipo querían resolver la pregunta: ¿Hay planetas gigantes gaseosos en las franjas exteriores?de los sistemas planetarios, la punta del iceberg planetario, o el extremo de baja masa de las enanas marrones. Investigaciones anteriores han demostrado que las enanas marrones que orbitan estrellas probablemente se formaron como estrellas de baja masa, pero no está claro cuál es el compañero de menor masa de esta formación.mecanismo puede producir.
"Una forma de llegar a esto es estudiar la dinámica del sistema: observar las órbitas", dijo Bowler. Sus órbitas hoy son la clave para desbloquear su evolución.
Usando el sistema de óptica adaptativa AO del Observatorio Keck con la cámara de infrarrojo cercano, el instrumento de segunda generación NIRC2 en el telescopio Keck II, así como el telescopio Subaru, el equipo de Bowler tomó imágenes de planetas gigantes y enanas marrones mientras orbitansus estrellas principales.
Es un proceso largo. Los gigantes gaseosos y las enanas marrones que estudiaron están tan distantes de sus estrellas madre que una órbita puede tomar cientos de años. Para determinar incluso un pequeño porcentaje de la órbita, "Toma una imagen, espera unaño ", para que el compañero débil viaje un poco, dijo Bowler. Luego" tomas otra imagen, esperas otro año "
Esta investigación se basó en la tecnología AO, que permite a los astrónomos corregir las distorsiones causadas por la atmósfera de la Tierra. A medida que los instrumentos AO han mejorado continuamente durante las últimas tres décadas, se han fotografiado directamente más enanas marrones y planetas gigantes. Pero desde la mayoría de estosSe han realizado descubrimientos durante la última década o dos, el equipo solo tiene imágenes que corresponden a un pequeño porcentaje de la órbita total de cada objeto. Combinaron sus nuevas observaciones de 27 sistemas con todas las observaciones anteriores publicadas por otros astrónomos o disponibles en archivos de telescopios.
En este punto, entra en juego el modelado por computadora. Los coautores de este documento han ayudado a crear un código de ajuste de órbita llamado "¡Orbitize!" Que utiliza las leyes de movimiento planetario de Kepler para identificar qué tipos de órbitas son consistentes con las posiciones medidas y cuálesno son.
El código genera un conjunto de órbitas posibles para cada compañero. El ligero movimiento de cada planeta gigante o enana marrón forma una "nube" de órbitas posibles. Cuanto más pequeña es la nube, más astrónomos se están acercando a la órbita verdadera del compañero.Y más puntos de datos, es decir, más imágenes directas de cada objeto a medida que orbita, refinarán la forma de la órbita.
"En lugar de esperar décadas o siglos para que un planeta complete una órbita, podemos compensar el tiempo de referencia más corto de nuestros datos con mediciones de posición muy precisas", dijo el miembro del equipo Eric Nielsen de la Universidad de Stanford. "Una parte de Orbitize! que desarrollamos específicamente para adaptarse a órbitas parciales, OFTI [Orbits For The Impatient], nos permitió encontrar órbitas incluso para los compañeros de período más largos ".
Encontrar la forma de la órbita es clave: los objetos que tienen más órbitas circulares probablemente se formaron como planetas. Es decir, cuando una nube de gas y polvo colapsó para formar una estrella, el compañero distante y cualquier otro planeta se formó a partir deun disco aplanado de gas y polvo girando alrededor de esa estrella.
Por otro lado, las que tienen órbitas más alargadas probablemente se formaron como estrellas. En este escenario, un grupo de gas y polvo se colapsó para formar una estrella, pero se fracturó en dos grupos. Cada grupo luego colapsó, uno formándoseuna estrella, y la otra una enana marrón que orbita alrededor de esa estrella. Esto es esencialmente un sistema estelar binario, aunque contiene una estrella real y una "estrella fallida".
"Aunque estos compañeros tienen millones de años, el recuerdo de cómo se formaron todavía está codificado en su excentricidad actual", agregó Nielsen. La excentricidad es una medida de cuán circular o alargada es la órbita de un objeto.
Los resultados del estudio del equipo de 27 compañeros distantes no fueron ambiguos.
"El punto clave es que descubrimos que cuando divide estos objetos en este límite canónico de más de aproximadamente 15 masas de Júpiter, las cosas que hemos estado llamando planetas tienen más órbitas circulares, como población, en comparación con eldescanso ", dijo Bowler." Y el resto parece estrellas binarias ".
El futuro de este trabajo implica continuar monitoreando estos 27 objetos, así como identificar nuevos para ampliar el estudio. "El tamaño de la muestra todavía es modesto en este momento", dijo Bowler. Su equipo está usando el satélite Gaiabuscar candidatos adicionales para realizar un seguimiento mediante imágenes directas con una sensibilidad aún mayor en el próximo Telescopio Gigante de Magallanes GMT y otras instalaciones. UT-Austin es un miembro fundador de la colaboración GMT.
Los resultados del equipo de Bowler refuerzan conclusiones similares alcanzadas recientemente por la encuesta de imágenes directas GPIES con el Gemini Planet Imager, que encontró evidencia de un canal de formación diferente para las enanas marrones y los planetas gigantes en función de sus propiedades estadísticas.
Este trabajo fue apoyado por un Premio Keck PI Data de la NASA, administrado por el Instituto de Ciencias Exoplanetas de la NASA. El Observatorio Keck es administrado por Caltech y la Universidad de California.
SOBRE NIRC2
La cámara de infrarrojo cercano, segunda generación NIRC2 funciona en combinación con el sistema de óptica adaptativa Keck II para obtener imágenes muy nítidas en longitudes de onda de infrarrojo cercano, logrando resoluciones espaciales comparables o mejores que las logradas por el telescopio espacial Hubble enlongitudes de onda ópticas. NIRC2 es probablemente mejor conocido por ayudar a proporcionar una prueba definitiva de un agujero negro masivo central en el centro de nuestra galaxia. Los astrónomos también usan NIRC2 para mapear las características de la superficie de los cuerpos del sistema solar, detectar planetas que orbitan otras estrellas y estudiar morfología detalladade galaxias distantes.
Fuente de la historia :
Materiales proporcionado por Observatorio WM Keck . Nota: El contenido puede ser editado por estilo y longitud.
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