Una super-terra a 30 anys llum: el planeta GJ 436c

Exoplanetologia: L’Astrophysical Journal Letters publica avui un article d’Ignasi Ribas, Andreu Font-Ribera i Jean-Philippe Beaulieu on postulen l’existència d’un planeta d’unes 5 masses terrestres al voltant de l’estel GJ 436 (constel·lació del Lleó,
coordenades 11h 42m 11.0941s / +26° 42′ 23.652″, a uns 33 anys-llum).
L’interès rau en dos punts: es tracta d’un dels planetes més petits
fins ara trobats fora del nostre sistema solar i al voltant d’un estel actiu; i es tractaria del primer planeta descobert a través de les inteferències que produeix en un planeta major (en aquest cas, GJ 436b).
Hem de tindre present que les tècniques contemporànies de detecció de
planetes extrasolars (se n’han detectat uns 300) afavoreixen la
descoberta de planetes gegants (de dimensions similars a Urà i Neptú i superiors) i d’òrbites baixes. Únicament els planetes petits (de dimensions similars a la Terra, Venus o Mart) que volten púlsars poden ésser detectats (un exemple és PSR B1257+12 A). Entre mig d’aquests planetes grans i planetes petits, hi ha els planetes rocallosos gegants. GJ 436c en seria un.

L’estel GJ 436 i el planeta GJ 436b

La majoria dels estels de la nostra galàxia (i de les altres galàxies) són nans vermells.
Es tracta d’estels poc massius i amb un cicle evolutiu que poc durar
desenes o centenars de milers de milions d’anys. L’estel GJ 436 n’és
d’aquesta mena, amb un tipus espectral M2.5 (temperatura superficial de
3318 K). Hom calcula per aquest estel una antiguitat de 6,5-9,9·106 d’anys (força més que el nostre Sol, que té uns 4,57·106 anys), i que el situa en la població antiga d’estels de metal·licitat
intermitja de la nostra galàxia. Però l’estel GJ 436 seguirà lluint
quan el nostre Sol ja hagi esgotat les seves reserves d’hidrogen en
qüestió de 5-6·109 anys. La massa de GJ 436 és, però, tan
sols un 41% de la del nostre Sol, i la seva lluminositat n’és tan sols
un 2%. Vist des de la Terra, GJ 436 és un estel de magnitud 11
(únicament visible amb telescopis potents), i d’això que les seves
variades denominacions (Ross 905, GJ 436, LTT 13213, GCTP 2704.10, LHS
310, AC+27:28217, Vyssotsky 616, HIP 57087) es corresponguin únicament
als catàlegs elaborats ja en la segona meitat del XIX i del segle XX.

Al voltant de l’estel GJ 436, es coneix l’existència d’un planeta
gegant, GJ 436b (amb una massa similar a la dels nostres Neptú i Urà).
L’existència d’aquest planeta ha estat confirmada en els seus moments
de trànsit, que tenen lloc cada 2,6 dies. El trànsit d’un planeta
extrasolar es produeix quan s’interposa en la trajectòria de la llum
que ens arriba del seu estel. Si el planeta és prou gran, prou proper
al seu estel i el pla del sistema planetari es troba en una orientació
adient, el trànsit es manifesta en forma d’un eclipsi parcial
de l’estel. En el cas de GJ 436b la "profunditat" dels trànsits no
arriba a un 0,7% de la lluminositat total de l’estel: això equival
gairebé al límit de detecció dels instruments actualment disponibles.

Una particularitat de GJ 436b és el fet que té una òrbita força excèntrica, de 0,15, que contrasta amb les òrbites de planetes gegants d’òrbita baixa.

Amb una massa 22 vegades més gran que la de la Terra i un diàmetre 4
vegades superior, GJ 436b és allò que s’anomena un "Neptú calent":
calent en referència a les altes temperatures que assoleix l’hemisferi
encarat a l’estel, i Neptú per les seves dimensions de "planeta gegant"
de la gama baixa. Hom suposa que aquesta òrbita baixa (pensem que Mercuri,
el planeta més proper al Sol, té un període orbital de 88 dies) és el
resultat d’una llarga migració des d’una òrbita originària molt més
exterior. Una vegada adquirida l’òrbita baixa, en qüestió d’un centenar
de milions d’anys, l’òrbita esdevé pràcticament circular. No obstant,
GJ 436b, que fa milers de milions d’anys que es deu trobar en l’òrbita
actual, conserva una alta excentricitat.

Tal com es troba orientat vers a nosaltres, el pla orbital de GJ
436b presenta una inclinació de 86,5º. Això fa que els seus trànsits
siguin molt de gairell. Justament aquesta va ser la propietat que va
fer que Ribas, Font-Ribera i Beaulieu s’interessessin per aquest
planeta.

Les tècniques de detecció de planetes extrasolars encara són
a les beceroles. N’hi ha prou a pensar que, si la Terra, fos en un
altre sistema planetari, no l’hauríem descobert encara. Segons Ribas,
en qüestió de 10 anys, ja disposarem d’un catàleg de planetes similars
a la Terra en qüestió de massa i distància relativa a l’estel.

Perturbacions en l’òrbita de GJ 436b i deducció del planeta GJ 436c

Ribas, Font-Ribera i Beaulieu han analitzat les particularitats orbitals de GJ 436b. Han disposat de dades fotomètriques de GJ 436 obtingudes al llarg dels darrers tres anys, i de dades de velocitat radical acumulades en els darrers set anys. No es tracta tant d’evidenciar irregularitats en el període orbital com en els elements de l’òrbita. Aquestes alteracions en els elements de l’òrbita es manifesten en una variació de la "forma i profunditat"
del trànsit. Tant és així, que les primeres observacions, corresponents
al 2004, no haurien detectat cap trànsit perquè, senzillament, no n’hi
hauria hagut; en canvi, en el 2007, els elements orbitals haurien
canviat prou com perquè si s’hi produïssin trànsits.

Els tres autors postulen com a causa més probable d’aquestes
irregularitats la interferència produïda per un segon planeta.
Dedueixen que el planeta ha de tindre una massa cinc vegades superior a
la de la Terra, ja que, si fos més gran, se l’hauria pogut detectar ja
a través de les interferències en la velocitat radial de l’estel GJ
436. Una revisió d’aquestes dades, d’altra banda, permeten Ribas et al.
de fer veure la versemblança de l’existència d’un segon planeta. També
assenyalen la possibilitat que d’altres planetes, d’òrbites més
externes, influeixin en la velocitat radial de l’estel.

Aquest planeta, GJ 436c, es trobaria en una òrbita exterior a GJ 436b, amb una ressonància
aproximada de 2:1. Dit d’una altra manera, quan GJ 436b completa dues
òrbites al voltant de GJ 436, GJ 436c en completa una (en un període
orbital de 5,2 dies). Aquesta ressonància la trobem típicament entre
Neptú i els petits planetes del cinyell de Kuiper.

Els càlculs dels autors, no obstant, s’hauran de confirmar al llarg
del 2008. Segons el model dels autors, els trànsits de GJ 436b haurien
de guanyar en durada (fins a 2 minuts més de durada). La precisió dels
instruments fotomètrics de l’Spitzer Space Telescope (SST) hi tindrà doncs la darrera paraula.

Les super-terres

Hom considera que, en línies generals, els planetes amb una massa
inferior a 10 vegades la de la Terra són "planetes rocallosos". La
Terra és el planeta rocallós més gran del Sistema Solar, però en
d’altres sistemes estel·lars existeixen planetes més grans.
Especialment, els que igualen o superen les cinc masses terrestres es
guanyen l’apel·latiu de "super-terres".
A diferència dels planetes gasosos, en els planetes rocallosos gairebé
tota la massa es troba en forma de roca (silicats, metalls, etc.). És
d’esperar, però, que els planetes rocallosos gegants tinguin una activitat interna considerable
i una atmosfera densa. Segons la densitat planetària trobarem un camp
gravitatori de superfície més o menys intens, però gairebé sempre molt
superior al camp gravitatori terrestre. Se’ns fa difícil d’imaginar
aquesta mena de planetes: tot i que se n’han detectat ningú no n’ha
vist cap directament. Fins i tot, un buidatge de la ciència ficció
escrita en les darreres dècades mostra relativament poques referències
a super-terres: un exemple seria Coruscant, planeta-capital de Star Wars, amb una gravetat superficial un 30% superior a la de la Terra.

Ara com ara, de confirmada existència, hi ha tan sols una super-terra, GJ 876d, amb una massa 7 vegades superior a la de la Terra. GJ 436c n’és encara menys massiva. Pel que fa a Gl 581c s’ha postulat una massa 5 vegades la de la Terra, però tan sols es tracta del límit mínim de massa.

Hom suposa que planetes com GJ 876d, GJ 436c o Gl 581c, tenen una
constitució similar a la de la Terra. Amb un diàmetre un 50% més gran
que el de la Terra, assoleixen una massa 5-8 vegades superior.

Hi ha, ara com ara, dos models de super-terres (Valencia et al., 2006):

– super-terres ‘rocalloses’: amb una composició (nucli – mantell –
escorça) similar a la de la Terra. Si la massa és cinc vegades superior
a la de la Terra, el diàmetre n’ha d’ésser un 50% més gran. La
intensitat del camp gravitatori seria del doble de la Terra.

– super-terres ‘aquoses’: en aquest cas, una gran part de la massa
planetària es troba en forma de glaç o d’aigua líquida (segons les
condicions de temperatura i de pressió atmosfèriques). La superfície
rocallosa queda totalment coberta per oceans i/o glaceres. Per a
planetes cinc vegades més massius que la Terra, la gravetat hauria de
ser un 25% superior a la de la Terra.

Lligams:

A ~5 M Super-Earth orbiting GJ 436?: The Power of Near-Grazing Transits. Ignasi Ribas, Andreu Font-Ribera, Jean-Philippe Beaulieu.

Pàgina web d’Ignasi Ribas, de l’Institut de Ciències de l’Espai.

Pàgina web d’Andreu Font-Ribera, de l’Institut de Ciències de l’Espai.

Pàgina web de Jean-Philippe Beaulieu, de l’Institut Astrophysique de Paris.

Aquesta entrada ha esta publicada en General. Afegeix a les adreces d'interès l'enllaç permanent.

Deixa un comentari

L'adreça electrònica no es publicarà. Els camps necessaris estan marcats amb *

Aquest lloc utilitza Akismet per reduir el correu brossa. Aprendre com la informació del vostre comentari és processada