Un planeta de 8,7E26 quilograms orbitant un estel de 2,4E29: la inestabilitat de disc en la formació del sistema planetari de GJ 3512

Planetologia: El projecte CARMENES s’adreça a la detecció de “planetes blaus” al voltant de “nans vermells”, és a dir de planetes amb certa similitud a la Terra al voltant del tipus estel·lar més abundant de l’univers. El Sol no pertany pas a aquesta categoria, sinó a la de “estel de tipus mitjà ‘groc’”. La massa del Sol és de 1,9891·1030 kg. Un estel nan vermell de molt poca massa, com és GJ 3512, és tan sols un 12% massiu respecte del Sol, és a dir que té una massa de 2,4·1029 kg. En el marc del projecte CARMENES, l’estel GJ 3512 ha estat estudiat. Les observacions a llum visible i a infravermell sobre la velocitat radial d’aquest astre indiquen la presència d’un planeta gegant, GJ 3512 b, amb un període orbital de 204 dies. GJ 3512 b té una massa de 8,7·1026 kg. D’aquesta manera, la relació massa estel·lar:massa planetària és de 280:1, un valor força superior al que podem observar en el nostre Sistema Solar (la massa solar és 1047 vegades superior a la massa de Júpiter). La descoberta de GJ 3512 b ha estat reportada en un article que publica aquesta setmana la revista Science. En aquest article, encapçalat per Juan Carlos Morales Pertalta, investigador post-doctoral de l’Institut de Ciències de l’Espai, de Bellaterra, i de l’Institut d’Estudis Espacials de Catalunya, de Barcelona, es comenta el significat d’aquesta descoberta pel que fa als models sobre la formació de sistemes planetaris. En els estels de baixa massa, hom espera amb més freqüència planetes de la massa Neptú que no pas planetes de la massa de Júpiter o de Saturn, i això és precisament el que prediu la teoria d’acreció. GJ 3512 b té una massa superior a la de Saturn. Però també crida l’atenció la forta excentricitat de l’òrbita de GJ 3512 b. Segons els models de dinàmica planetària, una excentricitat elevada d’una planeta gegant hauria d’explicar-se a través de la interacció gravitatòria entre planetes. Les simulacions de Morales et al. mostren la dificultat d’encaixar les dades de GJ 3512 b en les teories clàssiques d’acreció i de migració planetàries. Pensen que les inestabilitats del disc planetari originari hi jugaren un paper rellevant. Alhora, això els fa pensar que les inestabilitats de discs són un mecanisme més eficient que no pas es pensava per a la formació de planetes.

Un dels telescopis, fotografiats el 2008, de l’Observatori de Calar Alto, a la província d’Almeria

Un sistema planetari atípic

Del total de 4000 exoplanetes que s’han descobert fins ara, tan sols uns 400 orbiten al voltant d’estels nans de tipus espectral M. Aquests són els estels més abundants de l’univers, constituint potser vora el 76% de tots els estels de la seqüència principal. La raó d’aquesta desproporció es deuria sobretot a la dificultat d’observar els “nans vermells” en la zona visible de l’espectre electromagnètic.

Dels estels nans de tipus M que han estudiats pel que fa a la velocitat radial i a la detecció de trànsits planetaris, la taxa de descoberta de planetes va de 1 a 2,5. La majoria de vegades són planetes amb masses situades entre 6·1024 kg i 1·1026. Si disposéssim de tècniques més precises, el nombre mitjà de planetes seria superior, i ampliaríem el ventall a planetes menys massius. És cert que en alguns estels nans de tipus M s’han trobat planetes gegants, amb masses properes o semblants a les de Saturn o Júpiter, però la proporció és més o menys l’esperada d’acord amb la teoria d’acreció. Segons aquesta teoria, els planetèssims del disc periestel·lar col·lideixen per formar cossos cada vegades més grans. Els nuclis que assoleixen una massa considerable, de 6·1025 a 1·1026 kg, acaben per atreure també una considerable escorça gasosa: així neixen els planetes jovians (que en el nostre Sistema Solar són representats per Júpiter i Saturn).

Una teoria alternativa per a la formació de planetes jovians és la inestabilitat de disc. En aquest cas, el mecanisme promotor no és la col·lisió de planetèssims sòlids, sinó condensacions de gas i de pols en zones concretes del disc protoplanetari. La condició d’aquesta teoria és una bona densitat del disc protoplanetari i un refredament relativament ràpid. Aquesta teoria explicaria la detecció de planetes jovians que presenten elevadíssims períodes orbitals.

Encara que el principal objectiu del projecte CARMENES és la detecció de planetes “blaus” (és a dir planetes de dimensions i característiques orbitals semblants a les de la Terra), un objectiu secundari és esclarir aquests aspectes de la formació de planetes gegants.

L’estel GJ 3512 (= LP 90-18), de la constel·lació de l’Óssa Grossa, fou seleccionat pel projecte CARMENES pel fet de presentar un elevat moviment propi. El seu tipus espectral, M5.5, també el feia atractiu. Es tracta d’un estel de molt baixa massa, 2,4·1029 kg. Segons les dades de la missió Gaia es troba a una distància de 9,489 parsecs (30,9 anys-llum).

Com que les primeres observacions d’aquest estel pel projecte CARMENES indicaven una tendència clara en les dades de velocitat radial, se n’intensificà la cadència d’observació. Així s’han aconseguit dades de dos anys de les variacions periòdiques de velocitat radial. Aquesta variabilitat periòdica es pot interpretar per la presència d’un planeta, GJ 3512 b, d’una massa de 8,7·1026 kg, amb un període orbital de 203,59 dies, una excentricitat molt considerable (0,4356). Si hom accepta aquesta interpretació, queda encara un residu que podria atribuir-se a un segon planeta, GJ 3512 c, que tindria un període orbital superior als 1400 dies.

La monitorització fotomètrica d’aquest estel des dels observatoris de Sierra Nevada, Montsec i Las Cumbres, han posat de manifest que l’estel GJ 3512 té una activitat magnètica moderada. Les corbes de lluminositat indiquen un període de 87 dies, que reflectiria el període de rotació d’aquest estel. És un període de rotació considerablement llarg, que s’explicaria pel fet que GJ 3512 seria un estel relativament antic, amb una edat de 3 a 8 milers de milions d’anys (el nostre Sol, que en té 5, presenta una metal·licitat semblant a la de GJ 3512). És clar que per a un estel de tipus M això no és més que una petita fracció de tot el llarg període en el que es mantindrà com a estel de seqüència principal.

Si tota aquesta interpretació és correcta, GJ 3512 seria l’estel menys massiu al voltant del qual s’ha trobat un planeta gegant mitjançant la tècnica de velocitats radials. La relació de massa entre el planeta GJ 3512 b i l’estel seria de 0,0034 (la relació entre la Terra i el Sol és de 0,000003).

Una explicació per l’elevada excentricitat orbital de GJ 3512 b

Morales et al. pensen que el sistema planetari de GJ 3512 hauria arrencat amb tres planetes majors. La interacció entre aquests tres planetes conduí a l’ejecció d’un d’ells, i a la forta excentricitat de l’òrbita de GJ 3512 b. Ara romandrien tan sols dos planetes majors, GJ 3512 b i GJ 3512 c.

Aquesta explicació, però, no fa més que refermar l’estranyesa del sistema planetari de GJ 3512. Si un planeta gegant és difícil d’explicar, més encara ho seria un nombre originari de 2 o 3.

Models de formació del sistema planetari de GJ 3512

D’acord amb el model d’acreció de nuclis, caldria formar un nucli de 10-20 masses terrestres per tal que al seu voltant es formés l’atmosfera densa i gruixuda d’hidrogen i d’heli pròpia dels gegants jovians. D’acord amb el model d’acreció de còdols, el nucli podria ja arrencar amb 5 masses terrestres. Però les simulacions de Morales et al. assenyalen que la taxa de migració planetària al voltant d’un estel de baixa massa és relativament alta, i interfereix en la formació de nuclis rocallosos tan grans. Els nuclis planetaris, en un sistema com GJ 3512, tendeixen a migrar a la zona interior del sistema.

Si hom aplica aquests mateixos models a un disc protoplanetari més dens, l’acreció es veu afavorida, certament, però també augmenta la taxa de migració. A més, les observacions no indiquen que aquesta hagi estat la situació de GJ 3512.

Morales et al. passen després a simulacions basades en la inestabilitat gravitatòria del disc de gas quan GJ 3512 era encara un estel molt jove. Proven diferents valors de viscositat i de densitat superficial per trobar en quines condicions hi hauria inestabilitat gravitatòria en zones adjacents a l’estel (de menys de 100 unitats astronòmiques). Fragments de gasos haurien estat realment els elements seminals dels tres planetes majors del sistema GJ 3512.

El rol de l’astrometria de Gaia per afinar els components orbitals de GJ 3512 b

Que GJ 3512 b sigui un planeta tan massiu respecte del seu estel fa que, fins i tot a una distància relativament elevada, els seus efectes es deixin notar en la velocitat radial de l’estel. Amb la missió Gaia hom obté dades ben precises de la posició i moviment estel·lars. Morales et al. confien en poder utilitzar aquestes dades per determinar la inclinació orbital de GJ 3512 b, del qual valor en resultaria una major precisió pel que fa a la massa planetària. Alhora aquestes dades podrien ajudar a determinar els paràmetres orbitals de GJ 3512 c, i entendre així doncs les interaccions presents i passades entre aquests dos planetes.

Morales et al. també pensen que instruments més potents podran arribar fins i tot a aconseguir imatges directes de GJ 3512 b. Creuen que una caracterització completa d’aquest sistema planetari ajudarà a entendre millor els processos d’acreció i de migració planetàries.

Lligams:

A giant exoplanet orbiting a very-low-mass star challenges planet formation models. J. C. Morales, A. J. Mustill, I. Ribas, M. B. Davies, A. Reiners, F. F. Bauer, D. Kossakowski, E. Herrero, E. Rodríguez, M. J. López-González, C. Rodríguez-López, V. J. S. Béjar, L. González-Cuesta, R. Luque, E. Pallé, M. Perger, D. Baroch, A. Johansen, H. Klahr, C. Mordasini, G. Anglada-Escudé, J. A. Caballero, M. Cortés-Contreras, S. Dreizler, M. Lafarga, E. Nagel, V. M. Passegger, S. Reffert, A. Rosich, A. Schweitzer, L. Tal-Or, T. Trifonov, M. Zechmeister, A. Quirrenbach, P. J. Amado, E. W. Guenther, H.-J. Hagen, T. Henning, S. V. Jeffers, A. Kaminski, M. Kürster, D. Montes, W. Seifert, F. J. Abellán, M. Abril, J. Aceituno, F. J. Aceituno, F. J. Alonso-Floriano, M. Ammler-von Eiff, R. Antona, B. Arroyo-Torres, M. Azzaro, D. Barrado, S. Becerril-Jarque, D. Benítez, Z. M. Berdiñas, G. Bergond, M. Brinkmöller, C. del Burgo, R. Burn, R. Calvo-Ortega, J. Cano, M. C. Cárdenas, C. Cardona Guillén, J. Carro, E. Casal, V. Casanova, N. Casasayas-Barris, P. Chaturvedi, C. Cifuentes, A. Claret, J. Colomé, S. Czesla, E. Díez-Alonso, R. Dorda, A. Emsenhuber, M. Fernández, A. Fernández-Martín, I. M. Ferro, B. Fuhrmeister, D. Galadí-Enríquez, I. Gallardo Cava, M. L. García Vargas, A. Garcia-Piquer, L. Gesa, E. González-Álvarez, J. I. González Hernández, R. González-Peinado, J. Guàrdia, A. Guijarro, E. de Guindos, A. P. Hatzes, P. H. Hauschildt, R. P. Hedrosa, I. Hermelo, R. Hernández Arabi, F. Hernández Otero, D. Hintz, G. Holgado, A. Huber, P. Huke, E. N. Johnson, E. de Juan, M. Kehr, J. Kemmer, M. Kim, J. Klüter, A. Klutsch, F. Labarga, N. Labiche, S. Lalitha, M. Lampón, L. M. Lara, R. Launhardt, F. J. Lázaro, J.-L. Lizon, M. Llamas, N. Lodieu, M. López del Fresno, J. F. López Salas, J. López-Santiago, H. Magán Madinabeitia, U. Mall, L. Mancini, H. Mandel, E. Marfil, J. A. Marín Molina, E. L. Martín, P. Martín-Fernández, S. Martín-Ruiz, H. Martínez-Rodríguez, C. J. Marvin, E. Mirabet, A. Moya, V. Naranjo, R. P. Nelson, L. Nortmann, G. Nowak, A. Ofir, J. Pascual, A. Pavlov, S. Pedraz, D. Pérez Medialdea, A. Pérez-Calpena, M. A. C. Perryman, O. Rabaza, A. Ramón Ballesta, R. Rebolo, P. Redondo, H.-W. Rix, F. Rodler, A. Rodríguez Trinidad, S. Sabotta, S. Sadegi, M. Salz, E. Sánchez-Blanco, M. A. Sánchez Carrasco, A. Sánchez-López, J. Sanz-Forcada, P. Sarkis, L. F. Sarmiento, S. Schäfer, M. Schlecker, J. H. M. M. Schmitt, P. Schöfer, E. Solano, A. Sota, O. Stahl, S. Stock, T. Stuber, J. Stürmer, J. C. Suárez, H. M. Tabernero, S. M. Tulloch, G. Veredas, J. I. Vico-Linares, F. Vilardell, K. Wagner, J. Winkler, V. Wolthoff, F. Yan, M. R. Zapatero Osorio. Science 365: 1441-1445 (2019)

Aquesta entrada ha esta publicada en 1. L'Univers. 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