Esta imagen de la enana marrón de baja masa GJ 504 B fue tomada por Bowler y su equipo utilizando óptica adaptativa con la cámara NIRC2 en el Observatorio Keck en Hawai. La imagen se ha procesado para eliminar la luz de la estrella anfitriona (cuya posición está marcada con una "x"). El compañero está ubicado a una separación de aproximadamente 40 veces la distancia Tierra-Sol y tiene un período orbital de aproximadamente 240 años. Volviendo a este y otros sistemas año tras año, el equipo es capaz de trazar lentamente parte de la órbita del compañero para restringir su forma, que proporciona pistas sobre su formación e historia. Crédito:Brendan Bowler (UT-Austin) / W. Observatorio M. Keck
Un equipo de astrónomos dirigido por Brendan Bowler de la Universidad de Texas en Austin ha investigado el proceso de formación de exoplanetas gigantes y enanas marrones. una clase de objetos que son más masivos que los planetas gigantes, pero no lo suficientemente masivo como para encender la fusión nuclear en sus núcleos para brillar como verdaderas estrellas.
Uso de imágenes directas con telescopios terrestres en Hawái — W. Observatorio M. Keck y Telescopio Subaru en Maunakea:el equipo estudió las órbitas de estos débiles compañeros que orbitan estrellas en 27 sistemas. Estos datos, combinado con el modelado de las órbitas, les permitió determinar que las enanas marrones en estos sistemas se formaron como estrellas, pero los gigantes gaseosos se formaron como planetas.
La investigación se publica en la edición actual de El diario astronómico .
En las últimas dos décadas, Los avances tecnológicos han permitido que los telescopios separen la luz de una estrella madre y un objeto en órbita mucho más tenue. En 1995, esta nueva capacidad produjo las primeras imágenes directas de una enana marrón orbitando una estrella. La primera imagen directa de planetas en órbita alrededor de otra estrella siguió en 2008.
"Durante los últimos 20 años, hemos estado saltando hacia abajo y hacia abajo en masa, "Bowler dijo sobre la capacidad de imágenes directas, teniendo en cuenta que el límite actual es de aproximadamente 1 masa de Júpiter. A medida que la tecnología ha mejorado, "Una de las grandes preguntas que ha surgido es '¿Cuál es la naturaleza de los compañeros que estamos encontrando?'"
Enanas marrones, según lo definido por los astrónomos, tienen masas entre 13 y 75 masas de Júpiter. Tienen características en común tanto con los planetas como con las estrellas, y Bowler y su equipo querían resolver la pregunta:¿son los planetas gigantes gaseosos en las fronteras exteriores de los sistemas planetarios la punta del iceberg planetario? ¿O el extremo de baja masa de las enanas marrones? Investigaciones anteriores han demostrado que las enanas marrones que orbitan estrellas probablemente se formaron como estrellas de baja masa, pero ha quedado menos claro cuál es el compañero de menor masa que puede producir este mecanismo de formación.
"Una forma de llegar a esto es estudiar la dinámica del sistema:observar las órbitas, "Dijo Bowler. Sus órbitas hoy tienen la clave para desbloquear su evolución.
Observando pacientemente planetas gigantes y enanas marrones orbitar alrededor de sus estrellas anfitrionas, Bowler y su equipo pudieron restringir las formas de la órbita a pesar de que solo se ha monitoreado una pequeña parte de la órbita. Cuanto mayor sea la línea de base de tiempo, cuanto menor sea el rango de posibles órbitas. Estos gráficos muestran nueve de los 27 sistemas de su estudio. Crédito:Brendan Bowler (UT-Austin)
Usando el sistema de óptica adaptativa (AO) del Observatorio Keck con la cámara de infrarrojo cercano, instrumento de segunda generación (NIRC2) en el telescopio Keck II, así como el telescopio Subaru, El equipo de Bowler tomó imágenes de planetas gigantes y enanas marrones mientras orbitan sus estrellas madres.
Es un proceso largo. Los gigantes gaseosos y las enanas marrones que estudiaron están tan lejos de sus estrellas madre que una órbita puede llevar cientos de años. Para determinar incluso un pequeño porcentaje de la órbita, "Tomas una imagen, esperas un año, "para que el compañero débil viaje un poco, Dijo Bowler. Luego "tomas otra imagen, espera otro año. "
Esta investigación se basó en la tecnología AO, lo que permite a los astrónomos corregir las distorsiones causadas por la atmósfera terrestre. Dado que los instrumentos de AO han mejorado continuamente durante las últimas tres décadas, se han fotografiado directamente más enanas marrones y planetas gigantes. Pero dado que la mayoría de estos descubrimientos se han realizado durante la última década o dos, el equipo solo tiene imágenes que corresponden a un pequeño porcentaje de la órbita total de cada objeto. Combinaron sus nuevas observaciones de 27 sistemas con todas las observaciones anteriores publicadas por otros astrónomos o disponibles en archivos de telescopios.
En este punto, entra en juego el modelado por computadora. Los coautores de este artículo han ayudado a crear un código de ajuste de órbita llamado "Orbitize!" que utiliza las leyes del movimiento planetario de Kepler para identificar qué tipos de órbitas son consistentes con las posiciones medidas, y cuales no lo son.
El código genera un conjunto de posibles órbitas para cada compañero. El ligero movimiento de cada planeta gigante o enana marrón forma una "nube" de posibles órbitas. Cuanto más pequeña es la nube, cuantos más astrónomos se acercan a la verdadera órbita del compañero. Y más puntos de datos, es decir, imágenes más directas de cada objeto mientras orbita — refinarán la forma de la órbita.
"En lugar de esperar décadas o siglos para que un planeta complete una órbita, podemos compensar la línea base de tiempo más corta de nuestros datos con mediciones de posición muy precisas, ", dijo el miembro del equipo Eric Nielsen de la Universidad de Stanford." ¡Una parte de Orbitize! que desarrollamos específicamente para adaptarse a órbitas parciales, OFTI [Órbitas para los impacientes], nos permitió encontrar órbitas incluso para los compañeros de período más largo ".
Encontrar la forma de la órbita es clave:los objetos que tienen órbitas más circulares probablemente se formaron como planetas. Es decir, cuando una nube de gas y polvo colapsó para formar una estrella, el compañero distante (y cualquier otro planeta) se formó a partir de un disco aplanado de gas y polvo que giraba alrededor de esa estrella.
Estas dos curvas muestran la distribución final de las formas de las órbitas de los planetas gigantes y las enanas marrones. La excentricidad orbital determina qué tan alargada es la elipse, con un valor de 0.0 correspondiente a una órbita circular y un valor alto cercano a 1.0 es una elipse aplanada. Los planetas gigantes gaseosos ubicados en amplias separaciones de sus estrellas anfitrionas tienen excentricidades bajas, pero las enanas marrones tienen una amplia gama de excentricidades similares a los sistemas estelares binarios. Para referencia, los planetas gigantes de nuestro sistema solar tienen excentricidades inferiores a 0,1. Crédito:Brendan Bowler (UT-Austin)
Por otra parte, las que tienen órbitas más alargadas probablemente se formaron como estrellas. En este escenario, un grupo de gas y polvo colapsaba para formar una estrella, pero se fracturó en dos grupos. Cada grupo luego se derrumbó, uno formando una estrella, y el otro una enana marrón orbitando alrededor de esa estrella. Este es esencialmente un sistema estelar binario, aunque contiene una estrella real y una "estrella fallida".
"Even though these companions are millions of years old, the memory of how they formed is still encoded in their present-day eccentricity, " Nielsen added. Eccentricity is a measure of how circular or elongated an object's orbit is.
The results of the team's study of 27 distant companions was unambiguous.
"The punchline is, we found that when you divide these objects at this canonical boundary of more than about 15 Jupiter masses, the things that we've been calling planets do indeed have more circular orbits, as a population, compared to the rest, " Bowler said. "And the rest look like binary stars."
The future of this work involves both continuing to monitor these 27 objects, as well as identifying new ones to widen the study. "The sample size is still modest, en este momento, " Bowler said. His team is using the Gaia satellite to look for additional candidates to follow up using direct imaging with even greater sensitivity at the forthcoming Giant Magellan Telescope (GMT) and other facilities. UT-Austin is a founding member of the GMT collaboration.
Bowler's team's results reinforce similar conclusions recently reached by the GPIES direct imaging survey with the Gemini Planet Imager, which found evidence for a different formation channel for brown dwarfs and giant planets based on their statistical properties.
