¿Cuánto tiempo han estado los planetas TRAPPIST-1 en una zona habitable?

Se estima que la luminosidad de Trappist-1 es$5.25\times 10^{-4}\ L_{\odot}$, pero no siempre ha sido así.

La luminosidad de una enana marrón decrece con el tiempo y es esta luminosidad medida (junto con el tipo espectral) la que permite estimar la masa y un límite inferior a la edad utilizando modelos evolutivos estelares.

Si miro el Baraffe et al. (2015) modelos evolutivos de baja masa y observa el lugar geométrico de la luminosidad versus el tiempo para un$0.08\ M_{\odot}$estrella como Trappist-1, se puede ver que la luminosidad actual implica una edad de$\sim 500$millones de años Pero si retrocedes en el tiempo, la estrella era más luminosa y por eso los planetas que están actualmente en la zona habitable (se dice que son los planetas e,f,g) no lo estaban en el pasado.

Los detalles del cálculo de una zona habitable (HZ) pueden ser complejos, pero básicamente el radio de la zona habitable se escala como la raíz cuadrada de la luminosidad. Si los planetas d y h no están actualmente en la ZH, entonces podemos usarlos como una definición conservadora del límite HZ.

A partir de esto (y usando los radios orbitales publicados de los planetas), puedo ver que si la luminosidad aumenta por un factor de 9, entonces ninguno de los planetas bg está en la HZ, es más grande que todas sus órbitas. Trappist-1 tenía una luminosidad que era 9 veces mayor cuando tenía menos de 27 millones de años. Por otro lado, si quiero mover el HZ justo fuera de la órbita del planeta e (y simultáneamente incluir el planeta h dentro del HZ), entonces esto ocurriría cuando Trappist-1 tuviera una edad de 206 millones de años. Como pensamiento final, puede ver en este modelo en particular que Trappist-1 puede desvanecerse en un factor adicional de dos a medida que envejece. esto disminuyeel radio HZ por un factor de 1,41 y significaría que g (y posiblemente f) quedarían fuera de la HZ, mientras que d (y posiblemente c) entrarían en la HZ.

Sin embargo, debe tenerse en cuenta que: diferentes modelos dan resultados ligeramente diferentes, estos loci dependen de la masa y la masa no se conoce, se deduce de los mismos modelos utilizando una estimación de temperatura (que también es incierta). Entonces, si bien es probable que mis conclusiones cualitativas sobre la ubicación anterior de la HZ sean correctas (aunque los números de edad detallados dependen del modelo), el comportamiento futuro de la HZ es más incierto porque Trappist-1 puede ser un poco más masivo de lo supuesto y ya alcanzó su mínima luminosidad.

La evolución de la luminosidad de Trappist-1, asumiendo una masa de$0.08M_{\odot}$y los modelos de Baraffe et al. (2015). La línea discontinua horizontal marca la mejor estimación de su luminosidad actual, para la cual se dice que los planetas, por ejemplo, están en HZ. Si retrocedemos en el tiempo, la línea discontinua vertical más a la derecha marca la edad por debajo de la cual la luminosidad aumenta hasta el punto en que e se vuelve demasiado caliente para ser habitable. Luego, más atrás, la línea discontinua vertical más a la izquierda marca el punto donde todos los planetas actualmente conocidos (bh) se vuelven inhabitables.

Entonces, la respuesta a su pregunta es bastante incierta y depende críticamente de la edad de Trappist-1 ahora y, por supuesto, si los planetas siempre estuvieron en los radios orbitales que tienen ahora .$^{*}$. Como puede ver en el gráfico anterior (observe la escala logarítmica en el eje x), la evolución de la luminosidad a la que se hace referencia anteriormente tiene lugar desde el principio. Si Trappist-1 pudiera ser tan joven como 500 millones de años, entonces la vida en el planeta e solo pudo haber sido posible durante 300 millones de años. Sin embargo, si la estrella es ligeramente más masiva y tiene 10.000 millones de años, entonces la vida ha tenido 9.800 millones de años para comenzar.

Si estás hablando del planeta f, entonces ha tenido un poco más de tiempo ($\sim +100$millones de años) dentro de la HZ, y el planeta g un poco más largo ($\sim +70$millones de años) de nuevo. El planeta h habrá pasado comparativamente poco tiempo (en el pasado), menos de unos pocos cientos de millones de años, dentro de la HZ.

$^{*}$El resumen del artículo de descubrimiento de Gillon et al. (2017) analiza brevemente la posibilidad de que los planetas migraran hacia el interior después de la formación, a través de un proceso de "migración impulsada por discos". Si es así, entonces esto no alterará la discusión anterior. El disco alrededor de estrellas de muy baja masa puede tener una vida más larga que aquellos alrededor de estrellas de mayor masa, pero esencialmente se han dispersado después.$\sim 10-20$millones de años ( Kennedy & Kenyon 2009 ; Dawson et al. 2013 ; Binks & Jeffries 2017 ), y la configuración planetaria tendría que establecerse donde está ahora cuando el disco haya desaparecido.