Planetas masivos alrededor de una vieja estrella azul

Recientemente leí que los sistemas planetarios ricos en metales alrededor de estrellas grandes (>5 masas solares) de tipo O y B pueden formar planetas sólidos enormes (potencialmente más grandes que Júpiter) con relativa rapidez, fotoevaporando sus atmósferas para asegurarse de que no se conviertan en gas. gigantes Desafortunadamente, este tipo de estrellas tienden a tener vidas de 50 millones de años o menos ; no hay tiempo suficiente para que surjan planetas realmente interesantes antes de la inevitable supernova.

¿Cómo puedo tener un sistema de alta metalicidad de más de 50 millones de años que tiene una estrella de tipo O o B con al menos 5 masas solares y se espera que dure al menos otros 10 millones de años?

Me gustaría obtener la mayor vida útil posible mientras mantengo la estrella lo suficientemente masiva como para tener la radiación ultravioleta y los vientos solares para formar planetas sólidos masivos en un período de tiempo razonable. La habitabilidad no es una preocupación, pero me gustaría que al menos un par de planetas sólidos del sistema interno pudieran mantener una atmósfera de al menos un par de barras con temperaturas superficiales promedio por debajo de los 1000 °K.

A menos que haya formas de hacer que una estrella como esta dure un poco más de lo que se indica en el cuadro de vida útil, mi mejor apuesta probablemente sea tener una transición de estrella que no sea azul a una estrella azul.

Un par de teorías basadas en mi investigación:

  • Los rezagados azules pueden formarse en cúmulos estelares mediante colisión estelar o transferencia de masa desde un compañero binario. Esto da como resultado una estrella que tiene 2-3 veces más masa que otras estrellas en su cúmulo, lo que potencialmente permite que una estrella forme planetas normalmente y luego crezca (con suerte) a más de 5 masas solares, convirtiendo sus gigantes gaseosos internos en planetas ctónicos. .
  • Las gigantes azules de rama horizontal pueden pasar de una fase de gigante roja a una fase de gigante azul antes de pasar a la rama gigante asintótica (que limita a la estrella con 10 masas solares, lo que impide que sea de tipo O). Dado que las gigantes azules tienden a tener más de 7 masas solares, esto definitivamente cumple con mi requisito de tamaño, pero no he podido averiguar cuánto tiempo transcurriría entre la formación de la estrella y el final de la fase de gigante azul.
Cuando vi el título de la pregunta, mi pensamiento inicial fue "las estrellas azules no envejecen", pero resulta que ya investigaste un poco sobre esto. No tengo una respuesta para ti, ¡pero felicitaciones por eso! Necesitamos que más personas investiguen antes de lanzar preguntas aleatorias a la comunidad de Worldbuilding SE.

Respuestas (2)

¿Por qué no hacer que se forme un gran planeta rocoso alrededor de una gigante azul, luego ser expulsado del sistema y hacer que atienda a otra estrella en el mismo cúmulo de nacimiento por un tiempo? La ventaja de la corta vida es que la estrella seguirá estando en una densa región de formación estelar donde cientos o miles de estrellas se están formando a partir de una nube de años luz de diámetro, todas aproximadamente al mismo tiempo.

Sabemos que muchos protoplanetas se pierden, son expulsados ​​o caen en la estrella.

Ahora, un objeto sólido masivo como esta superroca podría tener un efecto significativo en la dinámica de formación a medida que llega justo cuando los planetas in situ comienzan a formarse.

Otro efecto interesante que podría obtener de esto es que la órbita de este planeta alrededor de la estrella probablemente estaría en un plano completamente diferente al del disco protoplanetario restante. Esto tiene dos implicaciones significativas: (1) pasará a través del disco protoplanetario dos veces en cada órbita, mientras que el material en el disco orbita alrededor de la estrella (así que al principio, obtienes "agujeros" más que un barrido limpio), y (2) si se forma algún planeta alrededor de la estrella, orbitarán en un plano potencialmente muy diferente (piense en nuestro sistema solar frente a Plutón, pero posiblemente incluso más extremo).
No creo que pueda competir con el momento angular total del disco. Pero barrer el material en un plano diferente podría tener efectos muy duraderos en los pasos posteriores.
No quise decir que lo haría. (Desafortunadamente, me quedé sin espacio para comentarios). Más bien, las probabilidades de que un planeta rebelde capturado esté en el mismo plano, tal vez dentro de unos pocos grados, como el disco protoplanetario (suponiendo que exista uno) alrededor de la estrella parecen pequeñas (pero por supuesto no despreciable). De esto se deduce que un planeta rebelde capturado estaría atravesando, no orbitando en el plano del disco. Las implicaciones que mencioné anteriormente se derivan lógicamente de eso. Estoy de acuerdo en que una órbita significativamente fuera del plano probablemente no tendría mucho efecto directo, excepto donde el planeta pasa a través del disco.
Creo que es una buena idea y puede explicar algunos sistemas bastante exóticos. Mirando los seminarios del Coloquio SETI durante el último año o dos que detallan los últimos hallazgos sobre la formación del sistema planetario, lanza una llave inglesa en los trabajos con esta gran roca. Si no son "súper rocas", pero los planetas considerables y las enanas marrones deberían estar presentes en los sistemas vecinos de vez en cuando en formación estelar. Así que me pregunto si ya hemos visto cosas así en la vida real.
¿Sería del todo plausible que hubiera un par de planetas capturados (posiblemente incluso en diferentes planos orbitales entre sí)? Como mencioné en la pregunta, me gustaría tener al menos un par de planetas no primordiales en el sistema. Además, ¿podría dirigirme a alguna fuente sobre qué harían los cuerpos rebeldes capturados para la formación de un nuevo sistema?
@emobob "Una pareja" parecería disminuir la probabilidad de manera exponencial. Puede preguntar en Astronomy SE sobre las partes de la astronomía del mundo real.
Un poco de agitación manual y un mecanismo propuesto para explicarlos en masa en lugar de eventos raros separados. Creo que esto podría ser una nueva pregunta.

Cerrar baricentro

Por el momento no tengo tiempo para hacer la investigación completa, pero recuerdo algo que podría valer la pena echarle un vistazo: cerrar sistemas binarios.

¿Como funciona esto? Se dice que algunas estrellas giran alrededor de su baricentro bastante cerca... lo suficientemente cerca como para que la más grande de las dos absorba el material de la más pequeña.

Entonces, si ambas estrellas comienzan su vida en el rango de masas de dos a cuatro masas solares, obtienes el tiempo que necesitas para desarrollar "algo" en ese sistema. Lamentablemente, no puedo ofrecer ningún tipo de fórmula o incluso una extrapolación que diga cuánto tiempo le tomaría a la estrella un poco más grande "drenar" a su estrella binaria compañera.

Es como... tener 5 masas solares (¿le da qué? ¿500 millones a mil millones de años de vida?) y uno más pequeño con... digamos... dos o tres masas. Creo que esto irá mucho antes de que se haya transferido toda la masa, pero mientras tanto, su inicio de 5 masas podría crecer hasta 6 o 7 masas.

Para ser honesto, esa es una lluvia de ideas bastante rápida que está sucediendo a mi lado. Las posibilidades son bajas (pero las hay) de que mi conocimiento de esto esté desactualizado y las estrellas no giren lo suficientemente cerca como para que esto suceda después de todo.

Esto suena como la configuración para un Tipo II a Supernova. La estrella tarda tanto en absorber la masa de la otra que muere, se convierte en una enana blanca y entra en degeneración electrónica. No creo que eso sea lo que quieres.
@Aron Así no es como funcionan las supernovas de Tipo Ia (que es lo que supongo que quiso decir; no hay Tipo IIa). El otro cuerpo necesita ser ya un cuerpo degenerado, como una enana blanca; la transferencia de masa entre dos estrellas de 2-4 masas solares solo conducirá a una subgigante y una estrella aún en la secuencia principal (ver la paradoja de Algol ). (La razón por la que la degeneración es importante es que la ecuación de estado de una enana blanca no depende de la temperatura, por lo que no se expandirá si se calienta, a diferencia de una estrella normal, sino que detonará).
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