TRAPPIST-1 - TRAPPIST-1

TRAPPIST-1

TRAPPIST-1 está dentro del círculo rojo en la constelación de Acuario.
Datos de observación Epoch J2000       Equinox J2000
Constelación	Acuario
Ascensión recta	23 h 06 m 29.283 s
Declinación	−05 ° 02 ′ 28,59 ″
Caracteristicas
Etapa evolutiva	Secuencia principal
Tipo espectral	M8V
Magnitud aparente  (V)	18,798 ± 0,082
Magnitud aparente  (R)	16,466 ± 0,065
Magnitud aparente  (I)	14,024 ± 0,115
Magnitud aparente  (J)	11,354 ± 0,022
Magnitud aparente  (H)	10,718 ± 0,021
Magnitud aparente  (K)	10,296 ± 0,023
Índice de color V-R	2.332
Índice de color R − I	2.442
Índice de color J − H	0,636
Índice de color J − K	1.058
Astrometria
Velocidad radial (R v )	−54 ± 2  km / s
Movimiento adecuado (μ)	REAL ACADEMIA DE BELLAS ARTES: 922.1 ± 1.8  mas / año Dic .: −471,9 ± 1,8  mas / año
Paralaje (π)	80.451 ± 0.12  mas
Distancia	40,54 ± 0,06  ly (12,43 ± 0,02  pc )
Magnitud absoluta  (M V )	18,4 ± 0,1
Detalles
Masa	0.0898 ± 0.0023  M ☉
Radio	0,1192 ± 0,0013  R ☉
Luminosidad (bolométrica)	0,000553 ± 0,000018  L ☉
Luminosidad (visual, L V )	0,000 003 73  L ☉
Gravedad superficial (log  g )	≈5.227  cgs
Temperatura	2566 ± 26  K
Metalicidad [Fe / H]	0.04 ± 0.08  des
Rotación	3,295 ± 0,003 días
Velocidad de rotación ( v  sen  i )	6 km / s
La edad	7,6 ± 2,2  Gyr
Otras designaciones
2MASS J23062928-0502285, 2MASSI J2306292-050227, 2MASSW J2306292-050227, 2MUDC 12171
Referencias de la base de datos
SIMBAD	datos
Archivo de exoplanetas	datos
Los planetas extrasolares Encyclopaedia	datos

TRAPENSE-1 , también designado 2MASS J23062928-0502285 , es un ultra-fresca rojo estrella enana con un radio ligeramente mayor que el planeta Jupiter , mientras que tiene 94 veces la masa de Júpiter. Se encuentra a unos 40 años luz (12 pc) del Sol en la constelación de Acuario . Se han detectado siete planetas terrestres templados en su órbita, más que cualquier otro sistema planetario excepto Kepler-90 . Un estudio publicado en mayo de 2017 sugiere que la estabilidad del sistema no es particularmente sorprendente si se considera cómo los planetas migraron a sus órbitas actuales a través de un disco protoplanetario .

Un equipo de astrónomos descubrió por primera vez tres belgas Tierra -sized planetas que orbitan alrededor de la estrella en 2015. Un equipo dirigido por Michaël Gillon en la Universidad de Lieja en Bélgica detectado los planetas utilizando fotometría de tránsito con el planetas en tránsito y planetesimales pequeño telescopio (TRAPENSE) en el Observatorio La Silla en Chile y Observatoire de l'Oukaïmeden en Marruecos . El 22 de febrero de 2017, los astrónomos anunciaron cuatro exoplanetas adicionales de este tipo. Este trabajo utilizó el Telescopio Espacial Spitzer y el Very Large Telescope en Paranal , entre otros, y elevó el total de planetas a siete, de los cuales al menos tres ( e , f y g ) se consideran dentro de su zona habitable . Todos podrían ser habitables, ya que pueden tener agua líquida en algún lugar de su superficie. Dependiendo de definición, hasta seis podría estar en la zona habitable optimista ( c , d , e , f , g , y h ), con temperaturas de equilibrio estimadas de 170 a 330 K (-103 a 57 ° C; -154-134 ° F). En noviembre de 2018, los investigadores determinaron que el planeta e es el mundo oceánico más parecido a la Tierra y "sería una excelente opción para realizar más estudios teniendo en cuenta la habitabilidad".

Descubrimiento y nomenclatura

Imagen de Kepler de TRAPPIST-1

La estrella en el centro del sistema fue descubierta en 1999 durante el estudio Two Micron All-Sky Survey (2MASS). Se introdujo en el catálogo posterior con la designación "2MASS J23062928-0502285". Los números se refieren a la ascensión recta y la declinación de la posición de la estrella en el cielo y la "J" se refiere a la época juliana .

Posteriormente, el sistema fue estudiado por un equipo de la Universidad de Lieja , que realizó sus observaciones iniciales utilizando el telescopio TRAPPIST-South de septiembre a diciembre de 2015 y publicó sus hallazgos en la edición de mayo de 2016 de la revista Nature . El backronym rinde homenaje a la orden religiosa cristiana católica de trapenses y a la cerveza trapense que produce (principalmente en Bélgica), que los astrónomos utilizaron para brindar por su descubrimiento. Dado que la estrella albergaba los primeros exoplanetas descubiertos por este telescopio, los descubridores la designaron en consecuencia como "TRAPPIST-1".

Los planetas se designan en el orden de su descubrimiento, comenzando con b para el primer planeta descubierto, c para el segundo y así sucesivamente. Tres planetas alrededor del TRAPPIST-1 fueron descubiertos primero y designados b , c y d en orden creciente de períodos orbitales, y el segundo lote de descubrimientos se designó de manera similar e a h .

Características estelares

TRAPPIST-1 en comparación con el tamaño del Sol .

TRAPPIST-1 es una estrella enana ultrarrápida de clase espectralM8.0 ± 0.5 que es aproximadamente el 9% de la masa y el 12% del radio del Sol . Aunque es solo un poco más grande que Júpiter , es aproximadamente 94 veces más masivo. La espectroscopía óptica de alta resolución no pudo revelar la presencia de litio , lo que sugiere que es una estrella de secuencia principal de muy baja masa , que está fusionando hidrógeno y ha agotado su litio, es decir, una enana roja en lugar de una enana marrón muy joven . Tiene una temperatura de 2.511  K (2.238 ° C; 4.060 ° F), y su edad se ha estimado en aproximadamente7,6 ± 2,2  Gyr . En comparación, el Sol tiene una temperatura de 5.778 K (5.505 ° C; 9.941 ° F) y una edad de aproximadamente 4,6 Gyr. Las observaciones con la extensión Kepler K2 durante un total de 79 días revelaron manchas estelares y destellos ópticos débiles poco frecuentes a una tasa de 0,38 por día (30 veces menos frecuente que para las enanas activas M6-M9); una sola llamarada fuerte apareció cerca del final del período de observación. La actividad de llamarada observada posiblemente cambie las atmósferas de los planetas en órbita de forma regular, haciéndolos menos aptos para la vida. La estrella tiene un período de rotación de 3,3 días.

Se obtuvieron imágenes de motas de alta resolución de TRAPPIST-1 y revelaron que la estrella M8 no tiene compañeras con una luminosidad igual o más brillante que una enana marrón. Esta determinación de que la estrella anfitriona es única confirma que las profundidades de tránsito medidas para los planetas en órbita proporcionan un valor real para sus radios, lo que demuestra que los planetas tienen el tamaño de la Tierra.

Debido a su baja luminosidad, la estrella tiene la capacidad de vivir hasta 12 billones de años. Es rico en metales, con una metalicidad ([Fe / H]) de 0.04, o 109% de la cantidad solar. Su luminosidad es 0,05% de la del Sol ( L _☉ ), la mayor parte de la cual se emite en el espectro infrarrojo , y con una magnitud aparente de 18,80 no es visible con telescopios de aficionados básicos desde la Tierra.

Sistema planetario

Tamaños relativos, densidades e iluminación del sistema TRAPPIST-1 en comparación con los planetas internos del Sistema Solar .

Datos de tránsito del telescopio espacial Spitzer de TRAPPIST-1. Los planetas más grandes producen una mayor atenuación, mientras que los planetas más distantes de la estrella producen una atenuación más prolongada.

El 22 de febrero de 2017, los astrónomos anunciaron que el sistema planetario de esta estrella está compuesto por siete planetas terrestres templados , de los cuales cinco ( b , c , e , f y g ) son similares en tamaño a la Tierra, y dos ( d y h ) son de tamaño intermedio entre Marte y la Tierra. Al menos tres de los planetas ( e , f y g ) orbitan dentro de la zona habitable .

Las órbitas del sistema planetario TRAPPIST-1 son muy planas y compactas. Los siete planetas de TRAPPIST-1 orbitan mucho más cerca de lo que Mercurio orbita al Sol. A excepción de b , orbitan más lejos que los satélites galileanos alrededor de Júpiter, pero más cerca que la mayoría de las otras lunas de Júpiter . La distancia entre las órbitas de b y c es de sólo 1,6 veces la distancia entre la tierra y la luna. Los planetas deberían aparecer de manera prominente en los cielos de los demás, en algunos casos apareciendo varias veces más grandes de lo que parece la Luna desde la Tierra. Un año en el planeta más cercano pasa en solo 1,5 días terrestres, mientras que el año del séptimo planeta pasa en solo 18,8 días.

Los planetas pasan tan cerca unos de otros que las interacciones gravitacionales son significativas y sus períodos orbitales son casi resonantes. En el momento en que el planeta más interno completa ocho órbitas, el segundo, tercer y cuarto planetas completan cinco, tres y dos. El tirón gravitacional también da como resultado variaciones de tiempo de tránsito (TTV), que van desde menos de un minuto hasta más de 30 minutos, lo que permitió a los investigadores calcular las masas de todos los planetas excepto el más externo. La masa total de los seis planetas interiores es aproximadamente 0,02% de la masa de TRAPPIST-1, una fracción similar a la de los satélites galileanos a Júpiter, y una observación que sugiere una historia de formación similar . Las densidades de los planetas oscilan entre ~ 0,60 y ~ 1,17 veces la de la Tierra ( ρ _⊕ , 5,51 g / cm ³ ), lo que indica composiciones predominantemente rocosas. Las incertidumbres son demasiado grandes para indicar si también se incluye un componente sustancial de volátiles, excepto en el caso de f , donde el valor (0,60 ± 0,17  ρ _⊕ ) "favorece" la presencia de una capa de hielo y / o una atmósfera extendida. Las imágenes de moteado excluyen a todos los posibles compañeros estelares y enanos marrones.

El 31 de agosto de 2017, los astrónomos que utilizaron el telescopio espacial Hubble informaron la primera evidencia de un posible contenido de agua en los exoplanetas TRAPPIST-1.

Entre el 18 de febrero y el 27 de marzo de 2017, un equipo de astrónomos utilizó el Telescopio Espacial Spitzer para observar TRAPPIST-1 para refinar los parámetros orbitales y físicos de los siete planetas utilizando parámetros actualizados para la estrella. Sus resultados se publicaron el 9 de enero de 2018. Aunque no se dieron nuevas estimaciones de masa, el equipo logró refinar los parámetros orbitales y los radios de los planetas dentro de un margen de error muy pequeño. Además de los parámetros planetarios actualizados, el equipo también encontró evidencia de una atmósfera grande y caliente alrededor del planeta más interno.

El 5 de febrero de 2018, un estudio colaborativo de un grupo internacional de científicos que utilizó el telescopio espacial Hubble, el telescopio espacial Kepler, el telescopio espacial Spitzer y el telescopio SPECULOOS de ESO dio a conocer los parámetros más precisos para el sistema TRAPPIST-1 hasta el momento. Pudieron refinar las masas de los siete planetas a un margen de error muy pequeño, lo que permitió determinar con precisión la densidad, la gravedad de la superficie y la composición de los planetas. Los planetas varían en masa desde aproximadamente 0,3  M _🜨 a 1,16  M _🜨 , con densidades de 0,62 ρ _⊕ (3,4 g / cm ³ ) a 1,02 ρ _⊕ (5,6 g / cm ³ ). Los planetas c y e son casi en su totalidad rocoso, mientras que b , d , f , g , y h tienen una capa de volátiles en la forma de una concha de agua, una capa de hielo, o una atmósfera de espesor. Los planetas c , d , e y f carecen de atmósferas de hidrógeno-helio. También se observó el planeta g , pero no había suficientes datos para descartar firmemente una atmósfera de hidrógeno. El planeta d podría tener un océano de agua líquida que comprenda aproximadamente el 5% de su masa; en comparación, el contenido de agua de la Tierra es <0,1%, mientras que si f y g tienen capas de agua, es probable que estén congeladas. El planeta e tiene una densidad ligeramente más alta que la Tierra, lo que indica una composición terrestre de roca y hierro. El modelado atmosférico sugiere que es probable que la atmósfera de b esté por encima del límite de efecto invernadero descontrolado con un estimado de 10 ¹ a 10 ⁴ bar de vapor de agua.

El estudio del espectro estelar, realizado a principios de 2020, ha revelado que el eje de rotación de la estrella TRAPPIST-1 está bien alineado con el plano de las órbitas planetarias. La oblicuidad estelar resultó ser19+
13-15 grados.

Gráfico de datos

El sistema TRAPPIST-1 con tamaños y distancias a escala, en comparación con la Luna y la Tierra

Cerca de resonancia orbital

Tránsitos planetarios de TRAPPIST-1 durante un período de 20 días de septiembre a octubre, registrados por el Telescopio Espacial Spitzer en 2016.

Los movimientos orbitales de los planetas TRAPPIST-1 forman una cadena compleja con resonancias de tipo Laplace de tres cuerpos que unen cada miembro. Los períodos orbitales relativos (avanzando hacia afuera) se aproximan a las relaciones enteras enteras de 24/24, 24/15, 24/9, 24/6, 24/4, 24/3 y 24/2, respectivamente, o las proporciones del período del vecino más cercano de aproximadamente 8/5, 5/3, 3/2, 3/2, 4/3 y 3/2 (1.603, 1.672, 1.506, 1.509, 1.342 y 1.519). Esto representa la cadena más larga conocida de exoplanetas casi resonantes, y se cree que es el resultado de interacciones entre los planetas a medida que migraban hacia adentro dentro del disco protoplanetario residual después de formarse a mayores distancias iniciales.

La mayoría de los conjuntos de órbitas similares al conjunto encontrado en TRAPPIST-1 son inestables, lo que hace que un planeta entre en la esfera Hill de otro o sea arrojado. Pero se ha descubierto que existe una forma de que un sistema migre a un estado bastante estable mediante interacciones de amortiguación con, por ejemplo, un disco protoplanetario . Después de esto, las fuerzas de las mareas pueden dar al sistema una estabilidad a largo plazo.

La estrecha correspondencia entre las proporciones de números enteros en las resonancias orbitales y en la teoría musical ha hecho posible convertir el movimiento del sistema en música.

Formación del sistema planetario

Según Ormel et al., Los modelos previos de formación planetaria no explican la formación del sistema TRAPPIST-1 altamente compacto. La formación en su lugar requeriría un disco inusualmente denso y no explicaría fácilmente las resonancias orbitales. La formación fuera de la línea de congelación no explica la naturaleza terrestre de los planetas ni las masas similares a la Tierra. Los autores propusieron un nuevo escenario en el que la formación de planetas comienza en la línea de escarcha donde las partículas del tamaño de un guijarro desencadenan inestabilidades de flujo , luego los protoplanetas maduran rápidamente por acreción de guijarros . Cuando los planetas alcanzan la masa terrestre, crean perturbaciones en el disco de gas que detienen la deriva hacia el interior de los guijarros, lo que hace que su crecimiento se detenga. Los planetas son transportados por migración de Tipo I al disco interno, donde se detienen en la cavidad magnetosférica y terminan en resonancias de movimiento medio. Este escenario predice los planetas formados con fracciones significativas de agua, alrededor del 10%, con las fracciones iniciales más grandes de agua en los planetas más internos y externos.

Bloqueo de marea

Se sugiere que es probable que los siete planetas estén bloqueados por mareas en un llamado estado de giro sincrónico (un lado de cada planeta permanentemente frente a la estrella), lo que hace que el desarrollo de la vida allí sea mucho más desafiante. Una posibilidad menos probable es que algunos puedan quedar atrapados en una resonancia de órbita de giro de orden superior . Los planetas bloqueados por mareas normalmente tendrían diferencias de temperatura muy grandes entre sus lados diurnos permanentemente iluminados y sus lados nocturnos permanentemente oscuros, lo que podría producir vientos muy fuertes alrededor de los planetas. Los mejores lugares para la vida pueden estar cerca de las regiones crepusculares suaves entre los dos lados, llamadas línea de terminación . Otra posibilidad es que los planetas puedan ser empujados a estados de giro efectivamente no sincrónicos debido a fuertes interacciones mutuas entre los siete planetas, dando como resultado una cobertura estelar más completa sobre la superficie de los planetas.

Calentamiento de mareas

Se predice que el calentamiento de las mareas será significativo: se espera que todos los planetas, excepto f y h, tengan un flujo de calor de las mareas mayor que el flujo de calor total de la Tierra. Con la excepción del planeta c , todos los planetas tienen densidades lo suficientemente bajas como para indicar la presencia de H significativo
2O de alguna forma. Planetas b y c experiencia de calentamiento suficiente de las mareas planetarios para mantener los océanos de magma en sus mantos de roca; El planeta c puede tener erupciones de magma de silicato en su superficie. Flujos de calor de marea en planetas d , e y f son más bajos, pero siguen siendo veinte veces mayor que el flujo de calor media de la Tierra. Planetas d y e son los más propensos a ser habitable. El planeta d evita el estado de invernadero fuera de control si su albedo es ≳ 0,3 .

Posibles efectos de rayos X fuertes e irradiación ultravioleta extrema del sistema

Bolmont y col. modelado de los efectos de predicho ultravioleta lejano (FUV) y ultravioleta extrema (/ XUV EUV) irradiación de planetas b y c por TRAPENSE-1. Sus resultados sugieren que los dos planetas pueden haber perdido hasta 15 océanos terrestres de agua (aunque la pérdida real probablemente sería menor), dependiendo de su contenido inicial de agua. No obstante, es posible que hayan retenido suficiente agua para permanecer habitables, y se predijo que un planeta que orbita más lejos perderá mucha menos agua.

Sin embargo, un estudio de rayos X XMM-Newton posterior realizado por Wheatley et al. descubrió que la estrella emite rayos X a un nivel comparable al de nuestro propio Sol, mucho más grande, y radiación ultravioleta extrema a un nivel 50 veces más fuerte que lo asumido por Bolmont et al. Los autores predijeron que esto alteraría significativamente las atmósferas primarias y quizás secundarias de planetas cercanos del tamaño de la Tierra que abarcan la zona habitable de la estrella. La publicación señaló que estos niveles "descuidaron la física de la radiación y la hidrodinámica de la atmósfera planetaria" y podrían ser una sobreestimación significativa. De hecho, la extracción XUV de una atmósfera primaria muy espesa de hidrógeno y helio podría ser necesaria para la habitabilidad. También se esperaría que los altos niveles de XUV hagan que la retención de agua en el planeta d sea menos probable de lo que predijeron Bolmont et al., Aunque incluso en planetas altamente irradiados podría permanecer en trampas frías en los polos o en los lados nocturnos de planetas bloqueados por mareas. .

Si existe una atmósfera densa como la de la Tierra, con una capa protectora de ozono, en los planetas de la zona habitable de TRAPPIST-1, los entornos de superficie ultravioleta serían similares a los de la Tierra actual. Sin embargo, una atmósfera anóxica permitiría que llegara más UV a la superficie, lo que haría que los entornos superficiales fueran hostiles incluso para los extremófilos terrestres altamente tolerantes a los rayos UV . Si las observaciones futuras detectan ozono en uno de los planetas TRAPPIST-1, sería un candidato principal para buscar vida en la superficie.

Espectroscopía de atmósferas planetarias.

Representación artística de los planetas TRAPPIST-1 en tránsito por su estrella anfitriona. La luz que pasa a través de atmósferas de exoplanetas en tránsito podría revelar composiciones atmosféricas mediante espectroscopia .

Debido a la relativa proximidad del sistema, el pequeño tamaño de las alineaciones primarias y orbitales que producen tránsitos diarios, las atmósferas de los planetas de TRAPPIST-1 son objetivos favorables para la investigación de espectroscopía de transmisión .

El espectro de transmisión combinado de los planetas b y c , obtenida por el telescopio espacial Hubble , descarta una atmósfera de hidrógeno-dominado libre de nubes para cada planeta, por lo que es poco probable que albergar una envoltura de gas extendida, a menos que sea a cabo nublado a altas altitudes . Otras estructuras atmosféricas, desde una atmósfera de vapor de agua sin nubes hasta una atmósfera similar a Venus, siguen siendo consistentes con el espectro sin rasgos distintivos.

Otro estudio insinuó la presencia de exosferas de hidrógeno alrededor de los dos planetas interiores con discos exosféricos que se extienden hasta siete veces el radio de los planetas.

En un artículo de una colaboración internacional con datos de espacio y los telescopios en tierra, se encontró que los planetas C y E probabilidades tienen interiores en gran medida rocosas, y que b es el único planeta por encima del límite invernadero fuera de control, con presiones de agua vapor del orden de 10 ¹ a 10 ⁴ bar.

Las observaciones de futuros telescopios, como el telescopio espacial James Webb o el telescopio europeo extremadamente grande , podrán evaluar el contenido de gases de efecto invernadero de las atmósferas, lo que permitirá una mejor estimación de las condiciones de la superficie. También pueden detectar biofirmas como ozono o metano en las atmósferas de estos planetas, si hay vida allí. A partir de 2020, el sistema TRAPPIST-1 se considera un objetivo muy prometedor para la espectroscopia de transmisión utilizando el telescopio espacial James Webb .

Habitabilidad y posibilidad de vida

Impacto de la actividad estelar en la habitabilidad

Las observaciones de K2 de Kepler revelaron varias llamaradas en la estrella anfitriona. La energía del evento más fuerte fue comparable al evento de Carrington , una de las llamaradas más fuertes vistas en el Sol. Como los planetas del sistema TRAPPIST-1 orbitan mucho más cerca de su estrella anfitriona que la Tierra, tales erupciones podrían causar tormentas magnéticas de 10 a 10000 veces más fuertes que las tormentas geomagnéticas más poderosas de la Tierra. Además del daño directo causado por la radiación asociada con las erupciones, también pueden plantear amenazas adicionales: la composición química de las atmósferas planetarias probablemente se vea alterada por las erupciones de forma regular, y las atmósferas también pueden erosionarse a largo plazo. Un campo magnético suficientemente fuerte de los exoplanetas podría proteger su atmósfera de los efectos dañinos de tales erupciones, pero un exoplaneta similar a la Tierra necesitaría un campo magnético del orden de 10 a 1000 Gauss para protegerse de tales erupciones (como comparación, el campo magnético de la Tierra es ≈0,5 Gauss). Los estudios en 2020 han encontrado que la tasa de superbrote (definido como un brote que libera al menos 10 ²⁶  J, el doble del evento de Carrington ) de TRAPPIST-1 es 4.2^+1,9
_−0,2año ^-1 , que es insuficiente para agotar permanentemente el ozono en la atmósfera de los planetas de la zona habitable. Además, la emisión de rayos ultravioleta de TRAPPIST-1 es extremadamente insuficiente para compensar la falta de emisión de rayos ultravioleta en reposo y para potenciar la química prebiótica .

Probabilidad de panspermia interplanetaria

Hipotéticamente, si las condiciones del sistema planetario TRAPPIST-1 fueran capaces de sustentar la vida, cualquier posible vida que se hubiera desarrollado a través de la abiogénesis en uno de los planetas probablemente se esparciría a otros planetas en el sistema TRAPPIST-1 a través de la panspermia , el transferencia de vida de un planeta a otro. Debido a la gran proximidad de los planetas en la zona habitable con una separación de al menos ~ 0.01 UA entre sí, la probabilidad de que la vida se transfiera de un planeta a otro aumenta enormemente. En comparación con la probabilidad de panspermia desde la Tierra a Marte, se cree que la probabilidad de panspermia interplanetaria en el sistema TRAPPIST-1 es unas 10.000 veces mayor.

Búsquedas de señales de radio

En febrero de 2017, Seth Shostak , astrónomo senior del Instituto SETI , señaló: "[E] l Instituto SETI usó su Allen Telescope Array [en 2016] para observar los alrededores de TRAPPIST-1, escaneando 10 mil millones de canales de radio en busca de señales. No se detectaron transmisiones ". Observaciones adicionales con el telescopio Green Bank más sensible no mostraron evidencia de transmisiones.

Otras observaciones

Existencia de planetas por descubrir

Un estudio que utilizó la cámara astrométrica CAPSCam concluyó que el sistema TRAPPIST-1 no tiene planetas con una masa de al menos 4,6  M _J con órbitas de un año ni planetas con una masa de al menos 1,6  M _J con órbitas de cinco años. Los autores del estudio señalaron, sin embargo, que sus hallazgos dejaron áreas del sistema TRAPPIST-1, más notablemente la zona en la que los planetas tendrían órbitas de período intermedio, sin analizar.

Posibilidad de lunas

Stephen R. Kane , escribiendo en The Astrophysical Journal Letters , señala que es poco probable que los planetas TRAPPIST-1 tengan grandes lunas. La Luna de la Tierra tiene un radio del 27% del de la Tierra, por lo que su área (y su profundidad de tránsito) es el 7.4% de la de la Tierra, lo que probablemente se habría notado en el estudio de tránsito si estuviera presente. Es probable que no se hubieran detectado lunas más pequeñas de 200 a 300 km (120 a 190 millas) de radio.

A un nivel teórico, Kane descubrió que las lunas alrededor de los planetas TRAPPIST-1 internos necesitarían ser extraordinariamente densas para ser incluso teóricamente posibles. Esto se basa en una comparación de la esfera de Hill , que marca el límite exterior de la posible órbita de una luna al definir la región del espacio en la que la gravedad de un planeta es más fuerte que la fuerza de marea de su estrella, y el límite de Roche , que representa la la distancia más pequeña a la que una luna puede orbitar antes de que las mareas del planeta excedan su propia gravedad y la separen. Estas restricciones no descartan la presencia de sistemas de anillos (donde las partículas se mantienen unidas por fuerzas químicas en lugar de gravitacionales). La derivación matemática es la siguiente:

${\ Displaystyle R_ {H} = a_ {p} {\ sqrt [{3}] {\ frac {M_ {p}} {3M_ {s}}}}}$

${\ Displaystyle R_ {H}}$es el radio de Hill del planeta, calculado a partir del semieje mayor planetario , la masa del planeta y la masa de la estrella . Tenga en cuenta que la masa de la estrella TRAPPIST-1 es de aproximadamente 30.000  M _🜨 (consulte la tabla de datos anterior); las cifras restantes se proporcionan en la tabla siguiente. ${\ Displaystyle a_ {p}}$${\ Displaystyle M_ {p}}$${\ Displaystyle M_ {s}}$

${\ Displaystyle R_ {R} \ approx 2.44R_ {p} {\ sqrt [{3}] {\ frac {\ rho _ {p}} {\ rho _ {m}}}}}$

${\ Displaystyle R_ {R}}$es el límite de Roche del planeta, calculado a partir del radio del planeta y la densidad del planeta . La siguiente tabla se calculó utilizando una aproximación de la luna de la Tierra. ${\ Displaystyle R_ {p}}$${\ Displaystyle \ rho _ {p}}$${\ Displaystyle \ rho _ {m} =. 606}$

Planeta	${\ Displaystyle M_ {p}}$ (Masas terrestres)	${\ Displaystyle R_ {p}}$ (Radios terrestres)	${\ Displaystyle \ rho _ {p}}$ (Densidad de la Tierra)	${\ Displaystyle a_ {p}}$ ( AU )	${\ Displaystyle R_ {H}}$ (miliAU)	${\ Displaystyle R_ {R}}$ (miliAU)	${\ Displaystyle R_ {H} / R_ {R}}$
TRAPPIST-1b	1.374	1,116	0,987	0.0115	0,285	0,137	2.080
TRAPPIST-1c	1.308	1.097	0,991	0.0158	0.386	0,134	2.880
TRAPPIST-1d	0.388	0,788	0,792	0.0223	0.363	0.090	4.034
TRAPPIST-1e	0,692	0,920	0,889	0.0293	0.578	0.109	5.303
TRAPPIST-1f	1.039	1.045	0,911	0.0385	0,870	0,125	6,960
TRAPPIST-1g	1.321	1.129	0,917	0.0468	1,146	0,135	8.489
TRAPPIST-1h	0.326	0,775	0,755	0.0619	0,951	0.087	10.931

Kane señala que las lunas cercanas al borde del radio de Hill pueden estar sujetas a eliminación de resonancia durante la migración planetaria, lo que lleva a un factor de reducción de Hill (eliminación de luna) estimado aproximadamente como 1 ⁄ 3 para sistemas típicos y 1 ⁄ 4 para el sistema TRAPPIST-1 ; por lo tanto, no se esperan lunas para los planetas byc (por lo que es menos de cuatro). Además, las interacciones de las mareas con el planeta pueden resultar en una transferencia de energía desde la rotación del planeta a la órbita de la luna, lo que hace que la luna abandone la región estable con el tiempo. Por estas razones, se cree que es poco probable que incluso los planetas exteriores de TRAPPIST-1 tengan lunas. ${\ Displaystyle R_ {H} / R_ {R}}$

Galería

• 

  Concepto artístico del sistema planetario TRAPPIST-1.

• 

  El sistema TRAPPIST-1 comparado con el Sistema Solar ; las órbitas de sus siete planetas encajarían fácilmente dentro de la órbita de Mercurio

Videos

• Reproducir medios

  Video (01:32) - Representación artística de exoplanetas TRAPPIST-1 en tránsito por su estrella anfitriona.

• Reproducir medios

  Video (01:10) - Animación de vuelo alrededor de los planetas del sistema TRAPPIST-1.

Ver también

• HD 10180 , una estrella con al menos siete planetas conocidos
• Kepler-90 , una estrella con ocho planetas conocidos
• KIC 8462852 , otra estrella con datos de tránsito notables
• LHS 1140 , otra estrella con un sistema planetario apto para estudios atmosféricos
• Active SETI , el intento de transmitir mensajes a la vida extraterrestre inteligente
• Habitabilidad de los sistemas de enanas rojas
• Lista de exoplanetas potencialmente habitables
• Nikole Lewis

Notas

Referencias

Otras lecturas

• Levenson, Thomas (2 de mayo de 2016). "Los astrónomos han encontrado planetas en la zona habitable de una estrella cercana" . El Atlántico . Consultado el 31 de julio de 2016 .

enlaces externos

• TRAPPIST.one , el sitio web oficial del equipo de descubrimiento
• "El Spitzer de la NASA revela el lote más grande de planetas de zonas habitables del tamaño de la Tierra alrededor de una sola estrella" en YouTube de la NASA
• "NASA & TRAPPIST-1: Un tesoro de planetas encontrado" en YouTube por el Laboratorio de Propulsión a Chorro de la NASA
• ESOcast 83: "Ultracool Dwarf with Planets" por el Observatorio Europeo Austral
• Visualización interactiva del sistema TRAPPIST-1

Coordenadas : 23 ^h 06 ^m 29,383 ^s , −05 ° 02 ′ 28,59 ″