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Representación artística de la exoluna candidata Kepler-1625b I orbitando su planeta. [ 1 ] Una exoluna o luna extrasolar es un satélite natural que orbita un exoplaneta u otro ...

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Representación artística de la exoluna candidata Kepler-1625b I orbitando su planeta. [ 1 ]

Una exoluna o luna extrasolar es un satélite natural que orbita un exoplaneta u otro cuerpo extrasolar no estelar . [ 2 ]

Las exolunas son difíciles de detectar y confirmar utilizando las técnicas actuales, [ 3 ] y hasta la fecha no se han confirmado detecciones de exolunas. [ 4 ] Sin embargo, las observaciones de misiones como Kepler han observado varios candidatos. [ 5 ] [ 6 ] Dos posibles exolunas que podrían orbitar planetas errantes también se han detectado mediante microlentes . [ 7 ] [ 8 ] En septiembre de 2019, los astrónomos informaron que los oscurecimientos observados de la estrella de Tabby podrían haber sido producidos por fragmentos resultantes de la disrupción de una exoluna huérfana . [ 9 ] [ 10 ] [ 11 ] Algunas exolunas podrían ser hábitats potenciales para vida extraterrestre . [ 2 ] Se ha descubierto una posible exoluna, que, de ser real, podría ser habitable, alrededor de uno de los componentes del planeta errante binario 2MASS J11193254−1137466 AB. [ 12 ]

Definición y designación

Aunque el uso tradicional implica que las lunas orbitan un planeta , el descubrimiento de enanas marrones con satélites del tamaño de planetas difumina la distinción entre planetas y lunas, debido a la baja masa de las enanas marrones. Esta confusión se resuelve con la declaración de la Unión Astronómica Internacional (IAU) que establece que "Los objetos con masas reales inferiores a la masa límite para la fusión termonuclear del deuterio que orbitan estrellas, enanas marrones o remanentes estelares y que tienen una relación de masas con el objeto central inferior a la inestabilidad L4/L5 (M/M central < 2/(25+ √ 621 ) son planetas". [ 13 ]

La definición de la IAU no aborda la convención de nomenclatura para los satélites de objetos errantes que son menos masivos que las enanas marrones y están por debajo del límite de deuterio (estos objetos se denominan típicamente planetas errantes, planetas errantes , enanas marrones de baja masa u objetos aislados de masa planetaria). En la literatura, los satélites de estos objetos se denominan típicamente exolunas. [ 7 ] [ 8 ] [ 12 ]

Las exolunas toman su designación de la de su cuerpo progenitor más un número romano en mayúscula ; así, Kepler-1625b orbita alrededor de Kepler-1625 (sinónimo de Kepler-1625a) y a su vez puede ser orbitado por Kepler-1625b I (no se conoce ningún Kepler-1625b II, ni se sabe que I tenga una subluna ).

Características

Se espera que las características de los satélites extrasolares varíen ampliamente, de manera similar a la diversidad observada entre las lunas del Sistema Solar. En particular, los planetas gigantes extrasolares que orbitan dentro de la zona habitable de su estrella podrían albergar grandes satélites naturales. En condiciones favorables, un satélite suficientemente masivo, potencialmente comparable en tamaño a un planeta terrestre, podría conservar una atmósfera y agua líquida, lo que lo convertiría en un posible candidato para albergar vida. [ 14 ] [ 15 ]

En agosto de 2019, los astrónomos informaron que una exoluna en el sistema exoplanetario WASP-49b podría tener actividad volcánica. [ 16 ]

Inclinación orbital

Para las lunas generadas por impacto de planetas terrestres no muy alejados de su estrella, con una gran distancia planeta-luna, se espera que los planos orbitales de las lunas tiendan a alinearse con la órbita del planeta alrededor de la estrella debido a las mareas estelares, pero si la distancia planeta-luna es pequeña, pueden estar inclinados. Para los gigantes gaseosos , las órbitas de las lunas tenderán a alinearse con el ecuador del planeta gigante porque se formaron en discos circumplanetarios. [ 17 ]

Ausencia de lunas alrededor de planetas cercanos a sus estrellas.

Los planetas cercanos a sus estrellas en órbitas circulares tienden a desacelerar su rotación y a quedar en rotación síncrona . A medida que la rotación del planeta disminuye, el radio de su órbita síncrona se aleja del planeta. Para los planetas en rotación síncrona con sus estrellas, la distancia a la que la luna se encuentra en órbita síncrona alrededor del planeta está fuera de la esfera de Hill . La esfera de Hill es la región donde la gravedad del planeta predomina sobre la de la estrella, lo que le permite retener a sus lunas. Las lunas dentro del radio de la órbita síncrona de un planeta se precipitarán en espiral hacia él. Por lo tanto, si la órbita síncrona está fuera de la esfera de Hill, todas las lunas se precipitarán en espiral hacia el planeta. Si la órbita síncrona no es estable en tres cuerpos , las lunas fuera de este radio escaparán de la órbita antes de alcanzarla. [ 17 ]

Un estudio sobre la migración inducida por las mareas ofreció una explicación plausible para esta falta de exolunas. Demostró que la evolución física de los planetas anfitriones (es decir, su estructura interna y tamaño) juega un papel fundamental en su destino final: las órbitas síncronas pueden convertirse en estados transitorios y las lunas son propensas a estancarse en semiejes mayores semiasintóticos, o incluso a ser expulsadas del sistema, donde pueden aparecer otros efectos. A su vez, esto tendría un gran impacto en la detección de satélites extrasolares. [ 18 ]

Métodos de detección

Se teoriza sobre la existencia de exolunas alrededor de muchos exoplanetas . [ 14 ] A pesar de los grandes éxitos de los cazadores de planetas con la espectroscopia Doppler de la estrella anfitriona, [ 19 ] no se pueden encontrar exolunas con esta técnica. Esto se debe a que el espectro estelar desplazado resultante debido a la presencia de un planeta más satélites adicionales se comportaría de forma idéntica a una masa puntual única moviéndose en órbita alrededor de la estrella anfitriona. En reconocimiento de esto, se han propuesto varios otros métodos para detectar exolunas, entre ellos:

Imágenes directas

La obtención de imágenes directas de un exoplaneta es extremadamente difícil debido a la gran diferencia de brillo entre la estrella y el exoplaneta, así como al pequeño tamaño e irradiancia del planeta. Estos problemas son mayores en el caso de las exolunas en la mayoría de los casos. Sin embargo, se ha teorizado que las exolunas calentadas por mareas podrían brillar con la misma intensidad que algunos exoplanetas. Las fuerzas de marea pueden calentar una exoluna porque la energía se disipa por fuerzas diferenciales que actúan sobre ella. Io , una luna calentada por mareas que orbita Júpiter , tiene volcanes alimentados por fuerzas de marea. Si una exoluna calentada por mareas recibe suficiente calor y se encuentra lo suficientemente lejos de su estrella como para que su luz no se vea opacada, sería posible que un telescopio como el Telescopio Espacial James Webb la fotografiara. [ 20 ]

Espectroscopia Doppler del planeta anfitrión

La espectroscopia Doppler es un método de detección indirecta que mide el cambio de velocidad y el consiguiente cambio del espectro estelar asociado a un planeta en órbita. [ 21 ] Este método también se conoce como método de velocidad radial. Es más exitoso para estrellas de la secuencia principal. Los espectros de exoplanetas se han recuperado parcialmente con éxito en varios casos, incluidos HD 189733 b y HD 209458 b . La calidad de los espectros recuperados se ve significativamente más afectada por el ruido que el espectro estelar. Como resultado, la resolución espectral y el número de características espectrales recuperadas son mucho menores que el nivel requerido para realizar la espectroscopia Doppler del exoplaneta.

Emisiones de ondas de radio procedentes de la magnetosfera del planeta anfitrión.

Durante su órbita, la ionosfera de Io interactúa con la magnetosfera de Júpiter , creando una corriente de fricción que produce emisiones de ondas de radio. Estas se denominan "emisiones decamétricas controladas por Io" y los investigadores creen que encontrar emisiones similares cerca de exoplanetas conocidos podría ser clave para predecir la ubicación de otras lunas. [ 22 ]

Microlente

En 2002, Cheongho Han y Wonyong Han propusieron usar el microlente para detectar exolunas. [ 23 ] Los autores encontraron que detectar señales de satélites en las curvas de luz de lente sería muy difícil porque las señales se difuminan seriamente por el severo efecto de fuente finita incluso para eventos que involucran estrellas fuente con radios angulares pequeños.

Sincronización del Pulsar

En 2008, Lewis, Sackett y Mardling [ 24 ] de la Universidad de Monash , Australia, propusieron utilizar la cronometría de púlsares para detectar las lunas de los planetas púlsares . Los autores aplicaron su método al caso de PSR B1620-26 b y encontraron que una luna estable que orbita este planeta podría detectarse si la luna tenía una separación de aproximadamente una quincuagésima parte de la órbita del planeta alrededor del púlsar y una relación de masa con el planeta del 5% o más.

Efectos de sincronización del tránsito

En 2007, los físicos A. Simon, K. Szatmáry y Gy. M. Szabó publicaron una nota de investigación titulada 'Determinación del tamaño, la masa y la densidad de las "exolunas" a partir de variaciones en el tiempo de tránsito fotométrico'. [ 25 ]

En 2009, David Kipping publicó un artículo [ 3 ] [ 26 ] que describía cómo, al combinar múltiples observaciones de variaciones en el tiempo de tránsito medio (TTV, causado por el planeta que precede o sigue al baricentro del sistema planeta-luna cuando el par está orientado aproximadamente perpendicular a la línea de visión) con variaciones en la duración del tránsito (TDV, causado por el planeta que se mueve a lo largo de la trayectoria del tránsito en relación con el baricentro del sistema planeta-luna cuando el eje luna-planeta se encuentra aproximadamente sobre la línea de visión), se produce una firma única de exoluna. Además, el trabajo demostró cómo se podía determinar tanto la masa de la exoluna como su distancia orbital al planeta utilizando estos dos efectos.

En un estudio posterior, Kipping concluyó que las exolunas de la zona habitable podrían ser detectadas por el Telescopio Espacial Kepler [ 27 ] utilizando los efectos TTV y TDV.

Método de tránsito (sistemas estrella-planeta-luna)

Cuando un exoplaneta pasa frente a su estrella anfitriona, se puede observar una pequeña disminución en la luz recibida de la estrella. El método de tránsito es actualmente el más exitoso y sensible para detectar exoplanetas. Este efecto, también conocido como ocultación, es proporcional al cuadrado del radio del planeta. Si un planeta y una luna pasan frente a una estrella anfitriona, ambos objetos deberían producir una disminución en la luz observada. [ 28 ] También puede ocurrir un eclipse planeta-luna [ 29 ] durante el tránsito, pero tales eventos tienen una probabilidad inherentemente baja.

Método de tránsito (sistemas planeta-luna)

Si el planeta anfitrión se observa directamente, entonces los tránsitos de una exoluna pueden ser observables. Cuando una exoluna pasa frente al planeta anfitrión, se puede detectar una pequeña disminución en la luz recibida del planeta observado directamente. [ 29 ] Se predice que las exolunas de exoplanetas observados directamente y planetas errantes tienen una alta probabilidad y tasa de ocurrencia de tránsito. Lunas tan pequeñas como Io o Titán deberían ser detectables con el Telescopio Espacial James Webb usando este método, pero este método de búsqueda requiere una cantidad sustancial de tiempo de observación. [ 12 ]

Efectos del muestreo orbital

Si se sostiene una botella de vidrio a contraluz, es más fácil ver a través del centro que cerca de los bordes. De manera similar, una secuencia de muestras de la posición de una luna estará más agrupada en los bordes de su órbita alrededor de un planeta que en el centro. Si una luna orbita un planeta que transita su estrella, la luna también transitará la estrella, y este agrupamiento en los bordes puede detectarse en las curvas de luz del tránsito si se realiza un número suficiente de mediciones. Cuanto mayor sea la estrella, mayor será el número de mediciones necesarias para crear un agrupamiento observable. Los datos del telescopio Kepler pueden contener datos suficientes para detectar lunas alrededor de enanas rojas mediante efectos de muestreo orbital, pero no tendrán datos suficientes para estrellas similares al Sol. [ 30 ] [ 31 ]

Detección indirecta alrededor de Júpiter calientes

Por analogía con la luna Io de Júpiter, se teoriza que las exolunas calentadas por las mareas alrededor de Júpiteres calientes están cubiertas por una envoltura distintiva de sodio o potasio que puede detectarse mediante espectrógrafos terrestres y que podría indicar la existencia de estas exolunas. [ 32 ] [ 33 ]

Detección indirecta alrededor de enanas blancas

La atmósfera de las enanas blancas puede estar contaminada con metales y, en algunos casos, las enanas blancas están rodeadas por un disco de escombros . Por lo general, esta contaminación es causada por asteroides o cometas , pero también se propuso en el pasado que las exolunas perturbadas por las mareas fueran una fuente de contaminación de las enanas blancas. [ 34 ] En 2021, Klein y colaboradores descubrieron que las enanas blancas GD 378 y GALEXJ2339 tenían una contaminación inusualmente alta con berilio . Los investigadores concluyen que los átomos de oxígeno , carbono o nitrógeno deben haber sido sometidos a colisiones de MeV con protones para crear este exceso de berilio. [ 35 ] En un escenario propuesto, el exceso de berilio es causado por una exoluna perturbada por las mareas. En este escenario, existe un disco helado formador de lunas alrededor de un planeta gigante , que orbita la enana blanca. El fuerte campo magnético de un planeta gigante de este tipo acelera las partículas del viento estelar , como los protones, y las dirige hacia el disco. El protón acelerado colisiona con el hielo de agua en el disco, creando elementos como berilio, boro y litio en una reacción de espalación . Estos tres elementos son relativamente raros en el universo, ya que se destruyen en el proceso de fusión estelar. Una luna que se formara en este tipo de disco tendría una mayor abundancia de berilio, boro y litio. El estudio también predijo que las lunas de tamaño mediano de Saturno , por ejemplo, Mimas , deberían estar enriquecidas en Be, B y Li. [ 36 ]

Candidatos

Existen algunos candidatos a exolunas que se han reportado mediante diversos métodos. Por ejemplo, los candidatos a exolunas Kepler-1625b y Kepler-1708b se han reportado a través de tránsitos secundarios y variaciones en el tiempo de tránsito . [ 6 ] Los candidatos a exolunas WASP-12 b y WASP-49 Ab se han reportado con base en detecciones espectroscópicas de concentraciones inusualmente altas de sodio, que potencialmente podrían provenir de una luna volcánicamente activa similar a Io . [ 37 ] [ 38 ]

Proyectos de detección

Actualmente hay varias misiones en marcha que utilizan algunos de los métodos descritos anteriormente, las cuales encontrarán muchas más exolunas candidatas y podrán confirmar o descartar algunas de ellas. Se espera que PLATO , por ejemplo, se lance a principios de 2027.

Como parte de la misión Kepler , el proyecto Caza de exolunas con Kepler (HEK) tenía como objetivo detectar exolunas y generó algunos de los candidatos que aún se discuten hoy en día. [ 39 ] [ 40 ]

Habitabilidad

Representación artística de una hipotética luna similar a la Tierra orbitando un exoplaneta similar a Saturno.

La habitabilidad de las exolunas se ha considerado en al menos dos estudios publicados en revistas revisadas por pares. René Heller y Rory Barnes [ 41 ] consideraron la iluminación estelar y planetaria en las lunas, así como el efecto de los eclipses en su iluminación superficial promedio orbital. También consideraron el calentamiento por mareas como una amenaza para su habitabilidad. En la Sección 4 de su artículo, introducen un nuevo concepto para definir las órbitas habitables de las lunas. Refiriéndose al concepto de la zona habitable circunestelar para planetas, definen un límite interior para que una luna sea habitable alrededor de un planeta determinado y lo llaman el "borde habitable" circunplanetario. Las lunas más cercanas a su planeta que el borde habitable son inhabitables. En un segundo estudio, René Heller [ 42 ] incluyó el efecto de los eclipses en este concepto, así como las limitaciones derivadas de la estabilidad orbital de un satélite. Descubrió que, dependiendo de la excentricidad orbital de una luna, existe una masa mínima para que las estrellas alberguen lunas habitables, de alrededor de 0,2 masas solares.

Tomando como ejemplo la pequeña Europa , con menos del 1 % de la masa de la Tierra, Lehmer et al. descubrieron que si terminara cerca de la órbita terrestre, solo podría conservar su atmósfera durante unos pocos millones de años. Sin embargo, para cualquier luna más grande, del tamaño de Ganímedes , que se aventure en la zona habitable de su sistema solar, se podría retener una atmósfera y agua superficial indefinidamente. Los modelos de formación lunar sugieren que la formación de lunas aún más masivas que Ganímedes es común alrededor de muchos de los exoplanetas superjovianos. [ 43 ]

Los exoplanetas del tamaño de la Tierra en la zona habitable alrededor de enanas M suelen estar en rotación síncrona con la estrella anfitriona. Esto provoca que un hemisferio siempre mire hacia la estrella, mientras que el otro permanece en la oscuridad. Una exoluna en un sistema de enana M no se enfrenta a este problema, ya que está en rotación síncrona con el planeta y recibiría luz en ambos hemisferios. Martínez-Rodríguez et al. estudiaron la posibilidad de exolunas alrededor de planetas que orbitan enanas M en la zona habitable. Si bien encontraron 33 exoplanetas de estudios anteriores que se encuentran en la zona habitable, solo cuatro podrían albergar exolunas con masas entre la Luna y Titán durante escalas de tiempo superiores a 0,8 Gyr ( HIP 12961 b, HIP 57050 b, Gliese 876 b y c). Para este rango de masas, las exolunas probablemente no podrían retener su atmósfera. Los investigadores aumentaron la masa de las exolunas y descubrieron que las exolunas con la masa de Marte alrededor de IL Aquarii b y c podrían ser estables en escalas de tiempo superiores al tiempo del Hubble . La misión CHEOPS podría detectar exolunas alrededor de las enanas M más brillantes, o ESPRESSO podría detectar el efecto Rossiter-McLaughlin causado por las exolunas. Ambos métodos requieren un exoplaneta en tránsito, lo cual no es el caso de estos cuatro candidatos. [ 44 ]

Al igual que un exoplaneta, una exoluna puede quedar en rotación síncrona con su estrella principal. Sin embargo, dado que la estrella principal de la exoluna es un exoplaneta, continuaría girando con respecto a su estrella después de quedar en rotación síncrona y, por lo tanto, seguiría experimentando un ciclo de día y noche indefinidamente.

El posible candidato a exoluna que transita por 2MASS J1119-1137AB se encuentra en la zona habitable de su planeta anfitrión (al menos inicialmente, hasta que el planeta se enfríe), pero es improbable que se haya formado vida compleja, ya que el sistema tiene solo 10 millones de años. De confirmarse, la exoluna podría ser similar a la Tierra primitiva y la caracterización de su atmósfera con el Telescopio Espacial James Webb podría establecer límites a la escala temporal para la formación de vida. [ 12 ]

Véase también

Referencias

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