Ordenación de planetas (masa y tipo)

¿Puedo comenzar quejándome en broma de que elegiste un sistema bastante complejo? Hemos encontrado muchos exoplanetas, pero no hay muchos que residan en sistemas complejos como este. Esta va a ser una pregunta difícil. Como predijo Green , los datos de Kepler son útiles aquí: Fang & Margo (2012) encontraron que

75%–80% de los sistemas planetarios tienen uno o dos planetas con períodos orbitales de menos de 200 días

También pudieron trazar datos de una variedad de parámetros para generar algunos gráficos que podrían usarse para hacer curvas de distribución. Puede extrapolar a partir de eso, si lo desea.

De todos modos, estoy fuera de pista aquí. Las distribuciones masivas se cubrieron en Mazeh et al. (1998) (que es casi seguro que está desactualizado, pero no obstante es un buen análisis) y Malhotra (2015) . Usando algunos parámetros de espaciado orbital (que puede ajustar, si lo desea), Malhotra descubrió que el valor máximo de$\log m/M_{\oplus}$ocurre alrededor de 0.6-1.0, con una desviación estándar de 1.1-1.2. No es la mayor precisión, pero sigue siendo bastante buena.

Llanbay et al. (2011) pudieron llegar a una distribución de período de masa para exoplanetas cerca de la estrella, que luego puede usar para obtener una distribución decente de masas en un radio dado:

La mayoría de los planetas más pequeños tienen períodos orbitales superiores a P~2,5 días, mientras que las masas más altas se encuentran hasta P~1 día.

En resumen, los planetas más masivos están más cerca, mientras que los menos masivos están más lejos. Aún así, Llambay et al. solo consideró planetas extremadamente cercanos a sus estrellas madre. Para el resto del sistema (es decir, los planetas más alejados), lo remito a Jiang et al. (2007) . No puedo copiar los histogramas de masa y período que dieron (relacionando cada uno con el número total observado), ni puedo copiar los diagramas de dispersión, pero son increíblemente útiles, especialmente porque consideraron un tamaño de muestra de 233 exoplanetas.

Este gráfico, compilado en Wikipedia del Open Exoplanet Catalog , también es útil para una referencia rápida:

^{Imagen en el dominio público.}

Algo que debes considerar es la migración planetaria . He escrito varias respuestas al respecto a través de Stack Exchange (por ejemplo, la explosión del sistema solar en el modelo de Niza , ¿Júpiter realmente hizo que la Tierra (in) habitable , qué impacto gravitacional tendría el movimiento de Júpiter hacia el sistema solar interior en el exterior?, etc. - el primero se centró en una sola parte, porque Kyle Oman ya estaba familiarizado con él, de ahí la pregunta), y otros han escrito excelentes respuestas en otros lugares de Stack Exchange. A estas alturas, estoy harto y cansado de escribir lo mismo, así que lo remito a las últimas dos publicaciones que di, como un comienzo. Debe incluir la migración planetaria porque afectará severamente las órbitas de los tres gigantes gaseosos en el sistema. Tenga cuidado de tener suficiente: mi respuesta sobre Física analiza por qué se necesita un cierto número.

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Relación entre la masa del planeta y la estrella

No existe tal proporción. Puede tener prácticamente cualquier combinación (razonable) que desee. Todo depende de la nube molecular gigante a partir de la cual se formó la estrella y de la evolución del disco protoplanetario . Cualquier cosa puede suceder.

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Número de planetas

Fang y Margot son, una vez más, útiles. Weissbein et al. también son un excelente recurso para esta parte específica. Una vez más, desearía poder descubrir directamente cómo copiar gráficos e histogramas sin usar imgur, puede que lo use más tarde, pero puedo solucionarlo. Desafortunadamente, hacen tres suposiciones:

1. Todos los planetas de un sistema están exactamente alineados.
2. Todas las estrellas y planetas son idénticos.
3. La distribución de ocupación de un planeta existente a una distancia dada de su anfitrión estelar, f(r), es la misma para todas las estrellas que son capaces de producir planetas y viene dada por la ecuación (1).

El tercero no es un problema, pero los dos primeros sí lo son (ver mi sección sobre confinamiento en el plano de la eclíptica para una discusión sobre el primero). Afortunadamente, como muestro más adelante, ese criterio puede cumplirse fácilmente. El segundo es el problema.

De todos modos, Weissbein et al. encontrar la probabilidad,$P$, que alberga una estrella$m$planetas para ser

$$P(m)=\int_0^{\infty}\left[\frac{F(r)^m}{r^2m!}e^{-F(r)}\right]dr$$ dónde$r$es radio y $$F(r)\equiv \int_0^r f(r')dr'$$ dónde$f(r')$es una forma modificada de la función de probabilidad de ocupación general.

Luego usaron esto para crear una tabla de resultados, que no incluiré en este momento, ya que no soy bueno con las tablas en Stack Exchange. Sin embargo, como era de esperar, la cantidad de sistemas disminuyó a medida que aumentaba la cantidad de planetas.

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Confinamiento en el plano de la eclíptica

El "confinamiento en el plano de la eclíptica" se puede discutir en términos de inclinación orbital , generalmente denotada por$i$. En el caso de la mayoría de los sistemas, esto es cercano a los cero grados para la mayoría de los cuerpos involucrados (aunque Plutón tiene una gran inclinación ).

Los planetas del Sistema Solar orbitan en un plano , porque todo se formó a partir de un disco protoplanetario. Los planetas tienden a permanecer así debido a la conservación del momento angular. Esto puede cambiar en algunos casos, en particular, Kepler-452b tiene un alto ángulo de inclinación (¡90 grados!). Como escribí en mi respuesta allí, esto puede haber sucedido por varias razones:

• El eje de rotación de la estrella fue perturbado, al igual que el eje de rotación de Urano (aunque por diferentes objetos)
• El planeta fue perturbado por otro objeto, ya sea en el sistema (por ejemplo, un planetoide) o una estrella compañera. El Sol se formó con muchas otras estrellas en un cúmulo; esto sucede para muchas estrellas.

Los trabajos relevantes sobre este tema son Crida & Batygin (2014) y Xue et al. (2014) . Hay otras razones para el cambio en la inclinación orbital de un planeta, en particular el mecanismo de Lidov-Kozai (ver Lidov (1962) y Kozai (1962) ). El mecanismo de Lidov-Kozai básicamente establece que la excentricidad de la órbita de un objeto puede cambiar por interacciones con otro objeto (más masivo), lo que también cambia la excentricidad orbital del primer objeto. El momento angular en el$z$-eje debe conservarse aquí; es la cantidad

$$L_z=\sqrt{1-e^2}\cos i$$ Puede jugar un poco con esto para ver qué sucede cuando se cambian diferentes parámetros (debería poder aplicar las fórmulas orbitales que se dan aquí ). Sin embargo, el modelo asume que el perturbador es mucho más masivo que el objeto perturbado (¡el análisis original de Kozai aplicado a las perturbaciones de asteroides por Júpiter!). Para perturbar cuerpos más grandes, necesitarías un perturbador más grande. Esto hace que sea muy difícil para los planetas. Esto podría suceder en un sistema binario donde una estrella es más masiva que otra estrella y la segunda estrella perturba a un planeta que se mueve alrededor de la estrella más grande. Sin embargo, es poco probable y no se ajusta a su modelo de una estrella.

Tiene sentido que la mayoría de las órbitas tengan inclinaciones orbitales altas, como resultado de una perturbación del eje de rotación de la estrella o del disco protoplanetario, o inclinaciones orbitales bajas. El mecanismo de Lidov-Kozai no es bueno para sistemas grandes. También es importante tener en cuenta que es de naturaleza periódica. Una vez más citando a Fang y Margot,

Además, más del 85 % de los planetas tienen inclinaciones orbitales inferiores a 3◦ (en relación con un plano de referencia común).

Usaron una distribución de Rayleigh para describir esto:

$$P(k)=\frac{k}{\sigma^2}e^{-k^2/\sigma^2}$$ dónde$\sigma$es el parámetro que determina la distribución de$k$. Observe la diferencia entre una distribución de Rayleigh y una distribución normal . Se puede encontrar una distribución para la excentricidad orbital en Kane et al. (2012) .

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Juntándolo todo.

Ahí está la información en bruto que necesitamos. Aquí está la síntesis.

¿Es este el arreglo más probable, RxAxGx?

Bueno, es poco probable que se formen tantos planetas alrededor de una estrella, así que técnicamente no. Tres gigantes gaseosos implican migración orbital, lo que podría empujarlos hacia afuera, como en nuestro Sistema Solar, pero prepárate para tener un cuarto allí al principio, como lo requieren algunas variantes del Modelo de Niza (el "quinto gigante gaseoso").

¿Puede un gigante gaseoso masivo estar orbitando cerca de la estrella fuera del plano de la eclíptica?

Dije anteriormente que el perturbador generalmente necesita ser más masivo que el objeto perturbado, en los modelos clásicos del efecto Kozai. Esto significa que es poco probable que tal arreglo suceda. Un gigante gaseoso podría estar cerca de la estrella, seguro, pero no fuera de la eclíptica, si fuera con un sistema de otros planetas que permanecieran en la eclíptica.

¿Puede el habitable estar solo con algunos cometas y asteroides?

¿Asteroides? Por supuesto. Bueno, el habitable no podría estar en el cinturón de asteroides, porque entonces no habría despejado su órbita y sería propenso a las colisiones, ¡lo que rápidamente haría que el planeta no fuera tan habitable!

El arreglo, en general, podría suceder.

Configuraciones rocosas/de gas

Todo es posible, pero no es casualidad que el sistema solar tenga sus planetas más densos en las órbitas más cercanas al sol y los gigantes gaseosos mucho más alejados. Las mayores temperaturas y las presiones del viento solar más cerca de la estrella alejarán más fácilmente los elementos más livianos de las órbitas internas cuando el reactor de la estrella se encienda.

Para citar https://en.wikipedia.org/wiki/Formation_and_evolution_of_the_Solar_System :

El Sistema Solar interior, la región del Sistema Solar dentro de 4 UA, era demasiado cálida para que se condensaran moléculas volátiles como el agua y el metano, por lo que los planetesimales que se formaron allí solo podían formarse a partir de compuestos con puntos de fusión altos, como los metales (como el hierro). , níquel y aluminio) y silicatos rocosos.

Los planetas rocosos pesados ​​más cercanos a la estrella y los gigantes gaseosos más alejados son probablemente la configuración más probable, con solo eventos de formación peculiares que cambian eso.

Los planetas rocosos independientes en la zona de los gigantes gaseosos no existen en nuestro sistema solar, pero sí las lunas rocosas de esos gigantes gaseosos. Entonces, las cosas rocosas pueden existir y existen a cualquier distancia, pero los gigantes gaseosos tienden a estar más lejos y capturar o destruir cualquier cosa a su paso.

Que los gigantes gaseosos no existan más allá de cierto punto es probablemente simplemente una cuestión de que la nebulosa solar es demasiado delgada después de ciertas distancias.

Los sistemas binario a trinario quizás podrían producir diferentes situaciones. Si Júpiter hubiera sido lo suficientemente grande como para ser una enana roja, tendríamos un sistema binario complejo: probablemente todavía con planetas rocosos entre las dos estrellas, pero quizás un sistema rocoso aún más grande que orbita alrededor de Júpiter. Sin embargo, esperamos que los sistemas de estrellas múltiples sean generalmente menos propicios para órbitas estables tan cerca como la zona habitable.

Planos orbitales y direcciones

Todos los planetas formados dentro del sistema estarán orbitando en el mismo plano y en la misma dirección: serán construidos en esa órbita a partir de la misma masa primordial rotatoria.

Sin embargo, las colisiones o las interacciones gravitatorias con objetos extraestelares podrían llevar a un planeta a un plano de órbita ligeramente diferente. Tendría que ser de un objeto extraestelar, todo lo demás tiene los mismos vectores de velocidad angular, por lo que las colisiones entre los cuerpos del sistema simplemente hacen que las cosas tengan diferentes movimientos en el mismo plano.

Un sistema solar que se movió demasiado cerca de un vecino particularmente masivo podría terminar con planetas en planos orbitales que se inclinan y se vuelven más elípticos cuanto más lejos están. Eso es mucho más probable que un planeta extra estelar rebelde que choca contra uno de los planetas y produce un nuevo planeta que orbita en un plano y/o dirección diferente.

Planetas capturados

Capturar un objeto en órbita es extremadamente improbable: tienden a seguir trayectorias parabólicas o hiperbólicas y salen del encuentro con la misma energía cinética con la que llegaron. Solo las colisiones durante el proceso pueden cambiar eso y es muy poco probable que sucedan, y mucho menos que sucedan de la manera correcta para que el visitante comience a orbitar.

Sin embargo, es posible: Neptuno capturó a Tritón (lo sabemos porque Tritón orbita en sentido contrario a la rotación de Neptuno) por lo que podría capturar un planeta extra estelar y eso podría suceder en cualquier plano o en cualquier dirección. Tenía que involucrar una colisión para que el resultado pudiera ser otro planeta también orbitando en un plano y dirección peculiares.

La(s) estrella(s) misma(s)

Los gigantes azules y los supergigantes (clase O y B) deben descartarse casi con certeza: tienen una vida demasiado corta.

También es probable que se descarten otros gigantes, ya que tienden a ser estrellas moribundas: la zona habitable se habrá movido y eso causará problemas para la evolución. Sus vidas como gigantes también tienden a ser cortas.

Pero cualquier otra cosa excepto las estrellas muertas (enanas blancas, estrellas de neutrones y agujeros negros) es factible.

Solo las bonitas estrellas de secuencia principal de color naranja, amarillo o blanco parecen producir zonas habitables que son estables durante el tiempo suficiente para que evolucione la vida:

Descargo de responsabilidad

Vivimos en una de cientos de miles de millones de galaxias, cada una con cientos de miles de millones de estrellas. Espero que todas las configuraciones imaginables existan al menos alrededor de una de esas estrellas.