¿Qué tan "bloqueadas" se cree que están las cadenas resonantes de exoplanetas? (por ejemplo, K2-138 y TOI-178)

Respuesta corta: Las cadenas MMR (Mean Motion Resonance) parecen ser en su mayoría inestables durante la vida útil de un sistema planetario, ya que sospechamos que la mayoría de los sistemas planetarios comienzan en algún bloqueo de resonancia, pero observamos muy pocos de ellos. También parecen ser algo inestables en frecuencia, ya que la mayoría de las cadenas que observamos tienen diferencias de tiempo del orden de 10^-2 con respecto a la resonancia perfecta. Las cadenas de resonancia prístinas (diferencias de tiempo del orden de 10^-4) son aún más raras, especialmente alrededor de estrellas maduras.

Respuesta larga: durante la formación planetaria típica en un disco de acreción, se sospecha que las órbitas de los planetas se mueven hacia adentro debido a un intercambio de momento con gas y desechos en el disco. Los modelos numéricos muestran que, a medida que las órbitas de los planetas migran, pasan por resonancias mutuas y, a menudo, quedan atrapados en cadenas MMR. Algunos modeladores creen que esto es tan omnipresente que se sorprenden de que no sea el caso mayoritario para los sistemas estelares/planetarios. Si las cadenas MMR fueran estables a largo plazo, esperaríamos que la mayoría de los sistemas estelares que observamos las tuvieran. Específicamente, de Dai et al.

Este proceso de captura resonante se considera tan efectivo y robusto que es difícil entender por qué solo un pequeño porcentaje de los sistemas multiplanetarios de Kepler están cerca de MMR de primer orden.

En cambio, observamos muy pocos sistemas estelares con MMR, y no tenemos MMR planetarios en nuestro propio Sistema Solar (desde que Plutón fue degradado). Solo un pequeño porcentaje tiene MMR, y solo alrededor del uno por ciento de ellos están muy cerca de la MMR perfecta. Si el modelo de creación del sistema estelar es correcto, entonces la mayor parte del sistema estelar tuvo MMR planetarios al principio de su formación, pero ya no los tiene. Dai et al. tenga un buen diagrama que muestre la formación temprana de estas resonancias y cómo la mayoría se rompe cuando maduran (como nuestro Sistema Solar cerca de 5Gyr).

Si la hipótesis de The Grand Tack es correcta, nuestro propio Sistema Solar tenía al menos un MMR entre Júpiter y Saturno, que ya no existe.

Las MMR se pueden descomponer mediante varios mecanismos. Dai et al. lista (como algunos de los mecanismos que rompen las cadenas MMR):

Dispersión planetesimal (Chatterjee & Ford 2015), disipación de mareas (Lithwick & Wu 2012; Batygin & Morbidelli 2013a), caos secular (Petrovich et al. 2018) e inestabilidad orbital (Pu & Wu 2015; Izidoro et al. 2017; Goldberg & Batyguin 2022)

Algunas resonancias se rompen más fácilmente en simulaciones numéricas que otras. Dai et al. realizó simulaciones orbitales Monte-Carlo de TOI-1136 con relaciones de período de 3:2, 2:1, 3:2, 7:5 y 3:2. En la mayoría de las simulaciones, la resonancia 7:5 fue la primera en interrumpirse. Según los autores, esto se debe a que la resonancia de segundo orden es más débil.

El alejamiento gradual de los MMR es probablemente la razón por la que vemos muchas cadenas de exoplanetas con MMR levemente degradados (desviaciones de 10 ^ -2 MMR). En uno de los artículos vinculados en la pregunta original, El sistema K2-138: una cadena casi resonante de cinco planetas subNeptuno descubierta por científicos ciudadanos, Christiansen et al. tener proporciones para los períodos orbitales de los planetas b a f como:

1,513, 1,518, 1,528 y 1,544 para los pares bc, cd, de y ef respectivamente, justo fuera de la resonancia 3:2

Entonces, K2-138 se ubicaría en la parte media inferior del diagrama anterior, ya que una resonancia perfecta de 3: 2 es 1.5, por lo que están en el orden de 10 ^ -2 lejos de la resonancia perfecta. Por supuesto, se estima que K2-138 solo tiene alrededor de 2.3 Gyr de edad, según wikipedia , por lo que podemos esperar una desviación adicional de la resonancia perfecta a medida que el sistema envejece. Christiansen et al. Parafraseando otro artículo sobre la supuesta migración de la resonancia perfecta en este sistema:

Ofrecen varias explicaciones posibles para esto, incluida la dispersión gravitatoria ligeramente fuera de resonancia por los cuerpos adicionales en el sistema, o la disipación de marea que actúa preferentemente para arrastrar los planetas internos hacia adentro desde la resonancia.

La disipación de las mareas que actúa para atraer a los planetas internos hacia adentro, supongo, implicaría que los planetas están en una dirección de rotación retrógrada. Si estuvieran en giro progresivo, la disipación de las mareas actuaría para empujar los planetas interiores hacia afuera. Entonces, las proporciones del período serían inferiores a 1,5, en lugar de superiores.

Resumen: Las cadenas resonantes de exoplanetas se forman naturalmente en algunos sistemas estelares jóvenes a medida que sus órbitas planetarias migran gradualmente debido al intercambio de momento angular con el disco de acreción original. La mayoría de estas cadenas resonantes son inestables del orden de miles de millones de años, por lo que son muy raras alrededor de estrellas maduras. De los que están cerca de la resonancia, la mayoría de ellos varían del orden de 10^-2 de la resonancia perfecta. Muy pocos están dentro de 10^-4 de resonancia perfecta.

¿Se sabe todavía cuán duraderas (dominio del tiempo) o cuán estrechas (dominio de la frecuencia) son estas resonancias, o es probable que sean? En otras palabras, ¿se cree que están realmente "bloqueados" en estas proporciones fijas para, digamos, decenas o incluso cientos de millones de órbitas, o las órbitas están realmente cerca, pero con eventos de "deslizamiento" ocasionales e irregulares?

TL;RD

¡Sí! Bueno... más o menos.

Este increíblemente poderoso y completo artículo sobre Cadenas Resonantes de Exoplanetas: Centros de Libración para Ángulos de Tres Cuerpos responde todas las posibles preguntas que tenga sobre estas resonancias. Estudia ángulos de tres cuerpos como diagnóstico de cadenas resonantes a través de$N$-integraciones corporales.

Respuesta larga

Definiciones

Ahora, ¿qué es un ángulo de tres cuerpos?

En los sistemas resonantes, las resonancias de tres cuerpos pueden participar y vincular la dinámica de los planetas. Tales resonancias se caracterizan por el ángulo general de tres cuerpos, que se encuentra a través de una combinación lineal de las longitudes medias de los planetas. Estos ángulos se detectan fácilmente en los datos de tránsito porque se basan en gran medida en la fase de tránsito observada (con una débil dependencia de la excentricidad) y son un poderoso diagnóstico de la arquitectura del sistema.

Una cadena resonante general de tres planetas obedece$\tfrac{{P}_{2}}{{P}_{1}}\approx \tfrac{j+1}{j}$y$\tfrac{{P}_{3}}{{P}_{2}}\approx \tfrac{k+1}{k}$, dónde$j$y$k$son enteros y$P_i$son los periodos de los planetas posteriores$(i = 1, 2, 3)$; nos referimos a tales cadenas por$(j + 1: j, k + 1: k)$. Para una cadena dada, el sistema se puede caracterizar por los dos ángulos críticos:

$$\phi_{12}=(j+1)\lambda_2-j\lambda_1-\varpi_2$$

$$\phi_{23}=(k+1)\lambda_3-k\lambda_2-\varpi_2$$

Simulaciones

De nuestras integraciones numéricas, encontramos que 180° es el centro de libración preferido para casi todos los ángulos de tres cuerpos. Las excepciones notables son las configuraciones (3:2, 4:3), (4:3, 3:2) y (5:4, 4:3), donde el ángulo de tres cuerpos admite equilibrios fuera de 180°; discutimos estas tres configuraciones en detalle en la Sección 3.3.

Para ilustrar este comportamiento, en la Figura 1 presentamos la evolución de los equilibrios angulares de tres cuerpos para$S_1$(ver la Tabla 1 para los parámetros del modelo). También reportamos el centro de libración y la amplitud para cada equilibrio en la Tabla 2, nuevamente para$S_1$. Los valores informados se toman de una ventana de 1 kyr que comienza cuando la relación del período interno se ha separado un 0,5 % de la conmensurabilidad asignada. Con la excepción de la cadena (5:4, 4:3), encontramos que el ángulo de tres cuerpos no evoluciona considerablemente con la expansión adicional. _{Evolución de los ángulos de tres cuerpos en ${{ \mathcal S }}_{1}$, donde τa = 108 días y K = 103; los ángulos de tres cuerpos dependen de las escalas de tiempo de migración adoptadas (ver Sección 3.2). Para cada configuración resonante, los 30 modelos se agrupan en función de su ángulo de tres cuerpos. El centro de libración medio de cada grupo se representa como una línea, la amplitud de libración media se muestra como una región sombreada y los colores corresponden a los diferentes grupos. La línea negra discontinua vertical marca el final del régimen de migración y el comienzo de las fuerzas de disipación de las mareas. Las configuraciones sin ninguna libración del ángulo de tres cuerpos están sombreadas en gris.}