órbitas

La sabiduría convencional dice que los planetas terrestres y los Júpiter calientes no son compañeros probables. No se cree que estos gigantes gaseosos en órbitas cercanas se formen in situ , sino que se forman más lejos de sus estrellas y luego migran hacia el interior. Se han propuesto dos mecanismos principales:

• Migración de disco de gas tipo II , donde un planeta gigante intercambia momento angular con un disco protoplanetario, moviéndose hacia adentro. Esto suele suceder en las primeras etapas de la vida de un sistema planetario, mucho antes de que los planetas terminen de formarse.
• Dispersión , donde un planeta gigante interactúa con planetas más pequeños o planetesimales, expulsándolos a órbitas más distantes mientras se mueve hacia adentro. Esto debería ocurrir más tarde que la migración de tipo II.

Está claro que si los Júpiter calientes migran principalmente a través de la dispersión, la parte interna de un sistema planetario se verá gravemente afectada (ver Mustill et al. 2015 ); cualquier planeta terrestre tendría que estar mucho más lejos. Sin embargo, es posible que solo los llamados Júpiter cálidos , que orbitan entre 0,1 y 1,0 UA, utilicen este método, mientras que los verdaderos Júpiter calientes utilizan la migración de tipo II para acercarse aún más, según Levison et al .

Está en debate si la migración del disco de gas sería igual de problemática para los planetas terrestres. Algunas simulaciones (por ejemplo , Fogg & Nelson 2008 ) implican que en tal escenario, el material del disco protoplanetario interno sería expulsado a órbitas fuera del Júpiter caliente. Entonces podrían formarse planetas terrestres aquí, en una región más suave del sistema.

Composición

Las simulaciones de Fogg & Nelson indican que los volátiles de más allá de la línea de nieve se mezclarían con los desechos del disco interno, lo que daría lugar a planetas terrestres con elementos pesados ​​y agua. Esto parece mostrar algunas buenas perspectivas de habitabilidad. Mandel et al. 2007 descubrió que estos planetas probablemente acumularían planetesimales helados, lo que generaría aún más agua; de hecho, fácilmente podrían convertirse en mundos con océanos cubriendo toda su superficie. Algunos, de hecho, podrían incluso terminar en la zona habitable, con temperaturas superficiales adecuadas para que esta agua se mantenga líquida.

^{Fig. 2, Mandell et al. Una de las simulaciones de los autores. Si bien la mayoría de los protoplanetas dispersos terminan más allá de la línea de nieve, existe la posibilidad de que uno o dos tengan órbitas estables en la zona habitable.}

pérdida de atmósfera

Los Júpiter calientes a menudo tienen sus atmósferas erosionadas por los vientos de sus estrellas madre. Esto puede resultar en la pérdida de atmósfera, formando un penacho que se arrastra detrás del planeta. Mis estimaciones de orden de magnitud indican que esto no debería ser un problema para los planetas que orbitan más lejos, y ciertamente no causará la ablación de sus atmósferas o algún tipo de transferencia de masa.

¿Esto sucede?

Tenemos un par de ejemplos de sistemas con Júpiter calientes y planetas terrestres coexistiendo. WASP-47 es un caso interesante. Contiene dos planetas con masas ligeramente superiores a las de Júpiter, uno cercano y otro más alejado. También hay dos planetas terrestres: uno dentro del caliente Júpiter y otro entre los dos planetas gigantes. Esta es una configuración similar a algunos de los resultados de Mandell et al. En simulaciones con dos planetas gigantes, este tipo de resultado no era improbable. Un gigante podía quedarse donde estaba, mientras que el otro migró hacia adentro. Sin embargo, el planeta gigante más lejano tiene una excentricidad inusualmente alta en relación con los otros cuerpos, por lo que puede estar funcionando un mecanismo más complicado.

Los efectos variarían

Gravitacionalmente, los Júpiter calientes son conocidos por su muy baja densidad, pero su masa total puede ir desde aproximadamente un tercio de la de Júpiter hasta diez veces más grande. Si bien su distancia a la zona habitable (HZ) en una estrella similar al Sol es grande (más de ~0.5AU), un planeta con 11 masas de Júpiter causaría fuertes perturbaciones gravitacionales incluso a esa distancia. Posiblemente lo suficientemente fuerte como para empujar a un planeta en dicho HZ a una órbita excéntrica que se hunde fuera de él.

En cuanto al brillo, un Júpiter caliente masivo y de baja densidad puede bloquear una porción significativa del sol con cada órbita, lo que significa que cada diez días o menos (según la definición de Júpiter caliente) su planeta sufriría grandes caídas de luz solar que puede afectar fuertemente la habitabilidad.

Esencialmente, un Júpiter pequeño y caliente tendría poco efecto sobre un planeta en la ZH, mientras que uno grande puede incluso hacer que el planeta no sea habitable, independientemente de su órbita.