El impacto de la enana blanca en los cuerpos en órbita

Recientemente, el telescopio Kepler en su estudio de enanas blancas detectó el primer objeto planetario transitando por una enana blanca en los datos de la misión K2. Era consistente con la predicción de teorías anteriores de que un objeto planetario que orbita alrededor de una enana blanca se desintegraría lentamente. ¿Por qué se desintegraría un objeto planetario que orbita alrededor de una enana blanca? Lo leo aquí .

El artículo original publicado en Nature (preprint): A Disintegrating Minor Planet Transiting a White Dwarf

Yo pensaría que se está desintegrando porque orbita muy cerca del WD. Período de 4 horas y media, creo que significa alrededor de 1 millón de km de una masa solar WD. Mercurio está unas 50 veces más lejos del Sol. Así de cerca, la atracción gravitacional es significativamente mayor en el lado del planeta que mira hacia el WD que en el lado opuesto, lo que desgarra el planeta. Así que no creo que tenga nada que ver directamente con que sea una WD en lugar de una estrella activa.
En realidad, no solo este planeta, sino el efecto relativo en los planetas después de la conversión a enana blanca. Lo que quiero saber es si es solo la gravedad (¿relativamente cuánto?) o algunas otras fuerzas que actúan sobre ella.
Aquí está el texto completo original del artículo revisado por pares publicado en Nature cfa.harvard.edu/~avanderb/wd1145_017.pdf Me llevará un tiempo leerlo. Échale un vistazo.
@LocalFluff ver comentario arriba. Ese enlace es a una preimpresión.
@Aabaakawad gracias por el enlace. Solo he leído una parte, pero muy informativo.
@LocalFluff Tiene algo que ver con que sea una enana blanca, un planeta que cerca de una estrella ordinaria se habría frito antes de entrar en el límite de Roche.
@userLTK Lo que creo que es que este planetoide sobreviva a la gigante roja en una órbita tan baja debe deberse a su gran tamaño o, de lo contrario, no habría sobrevivido a la gigante roja. Y también para que este planeta permanezca a una distancia tan cercana a la enana blanca después nebulosa planetaria es todavía bastante inestable.
@r2_d2 El tamaño grande es ciertamente posible, pero también creo que tiene que comenzar fuera del Gigante Rojo y acercarse con el tiempo. No estoy seguro de que ni siquiera un planeta grande sobreviva dentro de la envoltura de hidrógeno de una gigante roja. porque la combinación de calor y arrastre haría (creo) que el planeta girara en espiral hacia la parte de fusión de la estrella, donde no tendría ninguna posibilidad de sobrevivir. Creo que inicialmente tenía que estar fuera del gigante, pero con el tiempo se convirtió en espiral cuando el Gigante Rojo llegó a sus etapas finales. Eso es una conjetura, por supuesto.
Una charla muy reciente sobre planetas alrededor de enanas blancas, que podría ser esclarecedor.

Respuestas (2)

Creo que el enlace de Aabaakawad da una respuesta completa, pero para dar una respuesta de astronomía para tontos, no hay nada sobre una enana blanca que provoque que la órbita de un planeta decaiga al menos, no directamente. Su artículo (he sacado una cita debajo del título):

Lentamente, el objeto se desintegrará, dejando una capa de metales en la superficie de la estrella.

Eso solo está hablando de esta situación particular y hay una diferencia entre desintegrarse y decaer. Este planetoide está enormemente cerca de la enana blanca. Tan cerca, que lo que pensamos como una dinámica normal de enana blanca/planeta (muy frío) ya no es cierto. Este planetoide se está vaporizando lentamente.

Mirando el período orbital de 4,5 horas (alrededor de 1948 períodos orbitales en 365,25 días). La relación entre la distancia orbital y la relación orbital es exponencial a la potencia de 2/3 (esto varía un poco debido a la excentricidad, pero generalmente es correcto), por lo que un período orbital 1948 veces más rápido significa aproximadamente 156 veces más cerca, y dando a la enana blanca igual masa a nuestro sol, eso pone al planetoide a un poco menos de 1 millón de KM. Si esta enana blanca es más ligera que el sol, el planetoide debería estar aún más cerca. Eso está cerca del límite de Roche y estaría dentro de él si el planetoide no fuera denso y rocoso/metálico.

Si estimamos que la enana blanca tiene aproximadamente el tamaño de la Tierra, que es un tamaño común dado para las enanas blancas, un objeto del tamaño de la Tierra de 1 millón de KM sería más grande en el cielo de lo que el sol parece desde la Tierra, y presumiblemente bastante un poco más caliente que la superficie de nuestro sol también, por lo que no es una pequeña enana blanca en el cielo desde la perspectiva del planetoide. Es un horno ardiente de sol, tan caliente que vaporiza gas metálico y polvo de la superficie del planeta.

El artículo menciona esto (final de la página 3), que el arrastre de Poynting-Robertson se puede ver aquí y aquí , y que puede ser un factor en cualquier decaimiento orbital en este escenario. El artículo deja claro que existe una gran incertidumbre con respecto a ese efecto, y eso solo afecta a las partículas diminutas, pero suficientes partículas diminutas podrían crear un lastre con el tiempo. . . . (quizás). El escenario general con esta órbita es un planeta quemado y, como resultado, está perdiendo material. Es probable que sea el calor muy alto lo que está provocando cualquier decaimiento orbital, no la gravedad.

El decaimiento gravitatorio / decaimiento orbital ocurre, generalmente mucho más lentamente. Probablemente eso no sea lo que está pasando aquí.

Hay algunos efectos orbitales interesantes que pueden ocurrir cuando una estrella de secuencia principal se convierte en enana roja y luego cuando crea una nebulosa planetaria, aumentos significativos en las fuerzas de marea debido al mayor tamaño de la estrella en el primer caso y una mayor resistencia en el segundo, pero en la etapa de enana blanca, no hay efectos significativos de descomposición orbital.

Actualizar:

¿Por qué no afectaron el arrastre de Poynting Robertson y el decaimiento orbital al planetoide cuando la enana blanca era una estrella o incluso una gigante roja? ¿Hay algún "efecto orbital interesante" cuando una estrella se somete a una gigante roja? ¿Puede actualizar su respuesta para resumir las fuerzas y su efecto en el planetoide en cada fase de la estrella? y también ¿qué quiere decir con decaimiento orbital? ¿Tiene algo que ver con el límite de Roche.

Bien, creo que después de haber leído más al respecto, el efecto Poynting-Robertson solo importa cuando los objetos en órbita son muy pequeños. Lo vinculé dos veces arriba, pero la explicación simple es que los objetos en órbita se mueven, por lo que cualquier luz o escombros del sol golpea el objeto en movimiento en un ángulo, no directamente. Si el objeto es lo suficientemente pequeño, esto con el tiempo empuja el polvo y tal vez partículas del tamaño de un grano de arena hacia el sol. Esto no afecta a los objetos más grandes, por lo que no es realmente relevante para ningún planeta o planetoide.

En cuanto a los efectos de "enana roja interesante". Eso realmente tiene que ver con las mareas. Usando el ejemplo de la Luna/Tierra, la Luna crea mareas en la Tierra, un abultamiento de marea hacia la Luna, pero debido a que la Tierra gira más rápido que las órbitas de la Luna, este abultamiento de marea siempre está por delante de la Luna y esto crea un tirón gravitatorio en el luna que lo aleja de la Tierra - muy lentamente.

Lo mismo sucede con los planetas alrededor de las estrellas, pero aún más lentamente, imaginemos que es solo la Tierra y el Sol, un sistema de 2 cuerpos (en realidad, con varios planetas es mucho más complicado), pero solo la Tierra y el sol, la Tierra crea una protuberancia de marea en el sol, el sol gira delante de la tierra, esto hace que la tierra se aleje del sol en espiral muy lentamente, tan lentamente que la Tierra podría tardar un billón de años en alejarse en espiral.

Ahora, cuando el sol se vuelve gigante rojo, el sol es esencialmente la misma masa pero mucho más disperso y partes de él, mucho más cerca de la Tierra y menos unido gravitacionalmente al sol. Esto crea un tirón de marea mucho más grande. Además, a medida que el sol se expande, su velocidad orbital cae, porque el momento orbital se mantiene, por lo que cuando el Sol es Gigante Rojo, la protuberancia de la marea estará detrás de la Tierra, lo que la arrastra hacia el Sol. Debido al tamaño y la proximidad de la estrella gigante roja, esto atrae a los planetas cercanos restantes hacia el sol con bastante rapidez, al menos en comparación con las etapas de la secuencia principal que, siempre que el sol gire más rápido que la órbita de los planetas, tiene un espacio exterior mucho más pequeño. la presión de las mareas sobre los planetas.

Y cuando el sol se convierte en nebulosa planetaria, cualquier desecho en el camino del planeta también puede hacer que los planetas se desaceleren un poco; el proceso preciso allí no me queda tan claro, pero en general, cualquier desecho orbital genera resistencia y puede ralentizar la velocidad de un planeta. orbita. Este puede ser un factor clave en la formación de júpiter calientes, porque no pueden formarse cerca de sus soles, pero suficientes desechos orbitales pueden acercarlos a sus soles. (o las interacciones gravitacionales de planeta a planeta también pueden).

Esa es la esencia de la relación orbital Sol-Planeta. Cuando el sol es joven, la mayoría de los planetas son empujados hacia el exterior, y los soles jóvenes pueden tener erupciones solares mucho mayores y vientos solares más fuertes. Cuánto afecta eso a los planetas, no estoy seguro.

Durante la etapa de la secuencia principal, las estrellas tienden a empujar los planetas hacia afuera (a menos que giren muy lentamente, en cuyo caso se invierte el efecto de marea), pero este efecto de marea es muy pequeño y muy gradual.

Durante la etapa de gigante roja, las estrellas tienden a arrastrar a los planetas hacia los barrios, y supongo que también durante la etapa de nebulosa planetaria. Este efecto es mayor para los planetas más cercanos.

También preguntó sobre el deterioro orbital: si hace clic en el enlace, hay ejemplos de eso. Eso probablemente da una mejor explicación que yo. En general, la descomposición orbital ocurre muy lentamente, a menos que esté hablando de una estrella de neutrones o un agujero negro, en cuyo caso los efectos relativistas pueden causar que la descomposición orbital ocurra bastante rápido. No hay nada acerca de una estrella enana blanca que cause una descomposición orbital más rápida de lo normal, pero una estrella enana blanca perdería cualquier tirón de abultamiento de marea que tiene una estrella de secuencia principal, por lo que esencialmente no habría presión de marea hacia afuera tampoco, lo que en teoría podría acelerar la descomposición. porque ha perdido una pequeña presión hacia el exterior, pero aún tendría escombros o nubes de polvo espacial que causan una pequeña presión hacia el interior. (¿Si eso tiene sentido?)

Esa es la explicación de mi laico de todos modos.

¿Por qué no el arrastre de Poynting Robertson y el decaimiento orbital afectan al planetoide cuando la enana blanca era una estrella o incluso una gigante roja? ¿Hay algún "efecto orbital interesante" cuando una estrella se somete a una gigante roja? ¿Puede actualizar su respuesta para resumir las fuerzas y su efecto en el planetoide en cada fase de la estrella?
y también ¿qué quiere decir con decaimiento orbital? ¿Tiene algo que ver con el límite de Roche.
@ r2_d2 El límite de Roche es, en cierto sentido, solo un límite generalmente bastante cerca del objeto que se orbita. El decaimiento orbital (o lo contrario, el escape orbital) puede ocurrir en cualquier órbita, lejos del límite de Roche o cerca de él. En cuanto a los efectos en las diferentes etapas de la estrella, puedo dar un resumen, pero no esta noche. Probablemente también necesite actualizar lo que dije sobre Poynting-Robertson. Necesito arreglar eso un poco.

Supongamos que la enana blanca tiene una masa de 0.6 METRO ⊙ (Probablemente haya un valor más preciso, pero la mayoría de las enanas blancas están cerca de este...). Con un período de 4,5 horas podemos usar la tercera ley de Kepler , asumiendo que la masa planetaria es insignificante en comparación con la enana blanca, para inferir un radio orbital de 0,0054 au ( 8.1 × 10 8 metro).

Las fuerzas de marea tan cercanas a una enana blanca son muy grandes. El límite de Roche para la desintegración total por marea de un satélite, en rotación síncrona, que se mantiene unido únicamente por su propia gravedad es aproximadamente

d = 1.44 R W D ( ρ W D ρ pag ) 1 / 3 ,
dónde R W D es el radio de la enana blanca (similar al radio de la Tierra), ρ W D es la densidad media de la enana blanca (algunas veces 10 9 kg/m2 3 ) y ρ pag la densidad del planeta (supongamos 5000 kg/m 3 ).

Por lo tanto d ≃ 6 × 10 8 my es muy similar al radio orbital real del planeta. es decir, se desintegrará marealmente.

Supongo que será un efecto de selección observacional que dichos objetos se detecten en el radio de ruptura de la marea, ya que si estuvieran más lejos no se estarían desintegrando y no serían detectados, y si estuvieran más cerca ya se habrían desintegrado y ¡No se vea!

EDITAR: Al leer el artículo, los autores afirman que estos objetos no se están desintegrando por marea. De hecho, argumentan que deben ser desechos de un planeta rocoso precisamente porque la densidad debe ser lo suficientemente grande como para evitar la desintegración de las mareas de acuerdo con la fórmula anterior. Sin embargo, encuentro toda la discusión bastante incoherente. Hablan específicamente de "planetesimales en desintegración" (nótese el tiempo verbal) que se están evaporando en un viento tipo Parker debido al calentamiento por la radiación de la enana blanca. No veo donde explican entonces como se desintegran los planetesimales.

¿Por qué no se desintegró este cuerpo en órbita cuando la enana blanca era una estrella normal? si consideramos la distancia (límite de Roche que se aplica a todos los cuerpos celestes)
@ r2_d2 Creo que tiene razón en que el límite de Roche para el progenitor (por ejemplo, una estrella de secuencia principal de 2 masas solares con un radio de ∼ 10 9 m sería bastante similar). Por lo tanto, debemos concluir que el planeta no estuvo tan cerca durante el ciclo de vida de la secuencia principal del progenitor. Eso no es sorprendente, ya que antes de convertirse en una enana blanca, el progenitor habría engullido un planeta tan cercano durante sus etapas de gigante roja. de hecho en 10 9 m, tal planeta habría estado dentro de la estrella de secuencia principal.
Entonces, ¿cuál podría ser la posible explicación para esto?
@r2_d2 Arrastrar el viento del progenitor durante la fase AGB quizás.
@ r2_d2 El artículo de Nature sugiere que la pérdida de masa de la estrella AGB provoca la migración del planeta hacia el exterior que luego puede conducir a una inestabilidad e interacción entre los planetas que proyecta un planeta hacia el interior, hacia la estrella anfitriona. Luego, la órbita se circulariza debido a la resistencia del viento.
@ r2_d2 Aquí hay una explicación. space.com/5016-earth-final-sunset-predicted.html Cuando el sol se vuelva gigante rojo, se espera que se trague a Mercurio y Venus, pero no a la Tierra, sin embargo, la gran estrella gigante roja tendrá un bulto de marea que seguirá a la Tierra ( la rotación del Sol se ralentizará significativamente a medida que se expanda), y que Tidal Bulge podría atraer lentamente a la Tierra. Para los planetas que sobreviven a la fase de gigante roja, las últimas etapas de la vida de la estrella de secuencia principal tienden a atraer planetas.
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