Conocer la composición de los exoplanetas que orbitan alrededor de las estrellas del tipo solar sería sin duda un descubrimiento importante, que nos ayudaría a responder preguntas fundamentales, y conocer si nuestra Tierra es un planeta extraño o, por el contrario, común. Por supuesto, una de las principales herramientas disponibles para responder a esta cuestión es el “Valle de la Evaporación”.
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| Representación artística de un planeta fotoevaporándose y perdiendo su envoltura de hidrógeno/helio. Representa a uno de los Hot Júpiter mejor estudiados : HD 209458 b. (Fuente: ESA/NASA/Vidal A. Madjar) |
Como sabemos, el llamado “Valle de la Evaporación” es una anomalía que se ha observado en la distribución de los radios de los exoplanetas pequeños que orbitan cerca de las estrellas del tipo solar (0,85 a 1,2 masas solares). La distribución no se muestra uniforme, sino bimodal, y es un claro indicio de que en órbita cercana alrededor de las estrellas solares conviven al menos dos poblaciones de exoplanetas pequeños: unos de ellos son rocosos y del tamaño de supertierras; otros son minineptunos, con una buena envoltura gaseosa, formada principalmente por hidrógeno y helio.
En las estrellas más pequeñas, este valle no ha sido observado, aunque no se tiene del todo claro. Suelen tener planetas más pequeños, pero no aparece valle alguno. Puede ser que la formación de estos sistemas planetarios tenga diferencias sustanciales con las de los de estrellas más grandes, o que faltan más datos. Lo cierto es que el asunto está todavía siendo analizado y entendido. Se me ocurre que quizá TESS nos ayude a entender qué pasa en estas estrellas pequeñas.
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| El "Valle de los planetas Evaoprados". La línea de puntos representa los datos en brutos. Pero al corregir las distorsiones de la muestra de estudio aparece mucho más pronunciado. (Fulton & Petigura, 2018) |
La segunda entrega de los datos GAIA (DR2) ha motivado un nuevo artículo de Fulton y Petigura, dos viejos conocidos de este blog, mostrando una distribución del “Valle de la Evaporación” más precisa.
El valle parece estar entre 1.5 y 2.0 R⊕, y tiene pocos exoplanetas, pero no está vacío. Con los datos de Kepler anteriores la incertidumbre en los datos impedía llegar a esta conclusión, pero con los nuevos datos de GAIA DR2 parece claro. Este efecto debería entenderse mejor aunque, por ahora, es un misterio.
Se han desarrollado dos modelos que permiten explicar los datos observados. Ambos reproducen el valle en la distribución observado de los planetas de bajo tamaño:
- Pérdida de Masa por Fotoevaporación. La radiación XUV de la estrella calienta las capas más externas de la atmósfera del planeta y ésta pierde masa.
- Pérdida de Masa alimentada por el Cuerpo del Planeta. En este modelo el planeta, al enfriarse, calienta la atmósfera, que pierde masa.
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| Otra representación artística de un planeta fotoevaporándose. En este caso es el minineptuno GJ 436 b. (Fuente: ESA/NASA/G.Bacon) |
En ambos modelos aparecen dos poblaciones: una de ellas de planetas rocosos y otra con atmósferas extensas de H/He que suponen un porcentaje no despreciable del tamaño total del planeta. Ambos mecanismos son más eficientes cuando se recibe un flujo estelar más intenso, haciendo que disminuyan los minineptunos en las zonas más cercanas a las estrellas.
Sin embargo, los modelos predicen comportamientos diferentes en relación con la masa estelar. Los modelos de fotoevaporación son sensibles a la radiación más energética (XUV) y para un mismo nivel de radiación las estrellas menos masivas suelen emitir más radiaciones de este tipo, ergo debe haber menos minineptunos enlas estrellas de baja masa.
Los datos parecen mostrar esta tendencia, favoreciendo el modelo de fotoevaporación, pero aún es pronto para estar seguros.
Ya veremos.
Otras entradas sobre el valle:
Una panorámica general del “Valle”.
El “Valle” visto a la luz de los nuevos datos de GAIA.
2017. Benjamin Fulton y Erik Petigura muestran el “Valle”.
2018. El artículo de Fulton y Petigura que comento en esta entrada.
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