Planeta circumbinário - Circumbinary planet

Configuração típica de sistemas planetários circumbinários (fora da escala), em que A e B são as estrelas primária e secundária, enquanto ABb denota o planeta circumbinário.
Impressão artística do planeta gigante orbitando o sistema binário PSR B1620-26 , que contém um pulsar e uma estrela anã branca e está localizado no aglomerado globular M4 .

Um planeta circumbinário é um planeta que orbita duas estrelas em vez de uma. Os planetas em órbitas estáveis ​​em torno de uma das duas estrelas em um binário são conhecidos. Novos estudos mostraram que há uma forte indicação de que o planeta e as estrelas se originam de um único disco.

Observações e descobertas

Planetas confirmados

PSR B1620-26

O primeiro planeta circumbinário confirmado foi encontrado orbitando o sistema PSR B1620-26 , que contém um pulsar de milissegundo e uma anã branca e está localizado no aglomerado globular M4 . A existência do terceiro corpo foi relatada pela primeira vez em 1993, e foi sugerido ser um planeta com base em 5 anos de dados observacionais. Em 2003, o planeta foi caracterizado como 2,5 vezes a massa de Júpiter em uma órbita de baixa excentricidade com um semieixo maior de 23 UA .

HD 202206

O primeiro planeta circumbinário em torno de uma estrela da sequência principal foi encontrado em 2005 no sistema HD 202206 : um planeta do tamanho de Júpiter orbitando um sistema composto por uma estrela semelhante ao Sol e uma anã marrom .

HW Virginis

Anunciado em 2008, o binário eclipsando sistema HW Virginis , que compreende uma estrela Estrela Subanã B e uma anã vermelha , foi reivindicado também hospedar um sistema planetário. Os planetas reivindicados têm massas de pelo menos 8,47 e 19,23 vezes a de Júpiter, respectivamente, e foram propostos períodos orbitais de 9 e 16 anos. O planeta externo proposto é suficientemente massivo que pode ser considerado uma anã marrom sob algumas definições do termo, mas os descobridores afirmaram que a configuração orbital implica que ele teria se formado como um planeta a partir de um disco circumbinário. Ambos os planetas podem ter agregado massa adicional quando a estrela primária perdeu material durante sua fase de gigante vermelha .

Trabalhos posteriores no sistema mostraram que as órbitas propostas para os planetas candidatos eram catastroficamente instáveis ​​em escalas de tempo muito mais curtas do que a idade do sistema. Na verdade, os autores descobriram que o sistema era tão instável que simplesmente não pode existir, com vidas médias de menos de mil anos em toda a gama de soluções orbitais plausíveis. Como outros sistemas planetários propostos em torno de sistemas estelares binários evoluídos semelhantes, parece provável que algum mecanismo além dos planetas alegados seja responsável pelo comportamento observado das estrelas binárias - e que os planetas alegados simplesmente não existem.

Kepler-16

Em 15 de setembro de 2011, os astrônomos, usando dados do telescópio espacial Kepler da NASA , anunciaram a primeira descoberta baseada em um eclipse parcial de um planeta circumbinário. O planeta, chamado Kepler-16b , está a cerca de 200 anos-luz da Terra, na constelação de Cygnus, e acredita-se que seja um mundo congelado de rocha e gás, próximo à massa de Saturno. Ele orbita duas estrelas que também estão circulando uma à outra, uma com cerca de dois terços do tamanho do nosso sol, a outra com cerca de um quinto do tamanho do nosso sol. Cada órbita das estrelas pelo planeta leva 229 dias, enquanto o planeta orbita o centro de massa do sistema a cada 225 dias; as estrelas eclipsam umas às outras a cada três semanas ou mais.

PH1 (Kepler-64)

Em 2012, voluntários do projeto Planet Hunters descobriram PH1b (Planet Hunters 1 b), um planeta circumbinário em um sistema estelar quádruplo .

Kepler-453

Em 2015, astrônomos confirmaram a existência do Kepler-453b , um planeta circumbinário com período orbital de 240,5 dias.

Kepler-1647

Um novo planeta, chamado Kepler-1647b , foi anunciado em 13 de junho de 2016. Foi descoberto usando o telescópio Kepler. O planeta é um gigante gasoso, semelhante em tamanho a Júpiter, o que o torna o segundo maior planeta circumbinário já descoberto, ao lado do PSR B1620-26 . Ele está localizado na zona habitável das estrelas e orbita o sistema estelar em 1107 dias, o que o torna o período mais longo de qualquer exoplaneta em trânsito confirmado até agora.

MXB 1658-298

Um planeta massivo em torno deste sistema Binário de Raios-X de Baixa Massa (LMXB) foi encontrado pelo método de atraso periódico em eclipses de raios-X.

TOI 1338 b

Um grande planeta chamado TOI 1338 b , cerca de 6,9 ​​vezes maior que a Terra e 1.300 anos-luz de distância, foi anunciado em 6 de janeiro de 2020.

Outras observações

O disco circumbinário em torno de AK Scorpii , um jovem sistema da constelação de Scorpius. A imagem do disco foi obtida com ALMA .

Reivindicações de um planeta descoberto por microlente , orbitando o par binário MACHO-1997-BLG-41 , foram anunciadas em 1999. O planeta estava em uma ampla órbita ao redor dos dois companheiros anões vermelhos , mas as reivindicações foram posteriormente retiradas, como se viu, a detecção poderia ser melhor explicada pelo movimento orbital das próprias estrelas binárias.

Várias tentativas foram feitas para detectar planetas em torno do sistema binário eclipsante CM Draconis , ele próprio parte do sistema triplo GJ 630.1. O binário eclipsante foi pesquisado para planetas em trânsito, mas nenhuma detecção conclusiva foi feita e, eventualmente, a existência de todos os planetas candidatos foi descartada. Mais recentemente, esforços foram feitos para detectar variações no tempo dos eclipses das estrelas causados ​​pelo movimento reflexo associado a um planeta em órbita, mas no momento nenhuma descoberta foi confirmada. A órbita das estrelas binárias é excêntrica, o que é inesperado para um binário tão próximo, como as forças de maré deveriam ter circularizado a órbita. Isso pode indicar a presença de um planeta massivo ou anã marrom em órbita ao redor do par cujos efeitos gravitacionais mantêm a excentricidade do binário.

Discos circumbinários que podem indicar processos de formação de planetas foram encontrados ao redor de várias estrelas, e são de fato comuns em torno de binários com separações menores que 3 UA. Um exemplo notável é o sistema HD 98800 , que compreende dois pares de estrelas binárias separadas por cerca de 34 UA. O subsistema binário HD 98800 B, que consiste em duas estrelas de 0,70 e 0,58 massas solares em uma órbita altamente excêntrica com semi-eixo maior 0,983 UA, é cercado por um disco de poeira complexo que está sendo deformado pelos efeitos gravitacionais da inclinação mútua e órbitas estelares excêntricas. O outro subsistema binário, HD 98800 A, não está associado a quantidades significativas de poeira.

Características do sistema

Os resultados do Kepler indicam que os sistemas planetários circumbinários são relativamente comuns (em outubro de 2013, a espaçonave havia encontrado sete planetas entre cerca de 1000 binários eclipsados pesquisados).

Configuração estelar

Existe uma ampla gama de configurações estelares para as quais os planetas circumbinários podem existir. As massas estelares primárias variam de 0,69 a 1,53 massas solares ( Kepler-16 A e PH1 Aa), razões de massa estelar de 1,03 a 3,76 ( Kepler-34 e PH1 ) e excentricidade binária de 0,023 a 0,521 ( Kepler-47 e Kepler-34 ) A distribuição das excentricidades dos planetas varia de quase circular e = 0,007 a um significativo e = 0,182 ( Kepler-16 e Kepler-34 ). Nenhuma ressonância orbital com o binário foi encontrada.

Dinâmica orbital

As estrelas binárias Kepler-34 A e B têm uma órbita altamente excêntrica (e = 0,521) em torno uma da outra e sua interação com o planeta é forte o suficiente para que um desvio das leis de Kepler seja perceptível após apenas uma órbita.

Coplanaridade

Todos os planetas circumbinários do Kepler conhecidos em agosto de 2013 orbitam suas estrelas muito perto do plano do binário (em uma direção progressiva), o que sugere uma formação de disco único . No entanto, nem todos os planetas circumbinários são coplanares com o binário: o Kepler-413b está inclinado 2,5 graus, o que pode ser devido à influência gravitacional de outros planetas ou de uma terceira estrela. Levando em consideração os vieses de seleção, a inclinação mútua média entre as órbitas planetárias e os binários estelares está dentro de ~ 3 graus, consistente com as inclinações mútuas dos planetas em sistemas multiplanetários.

Precessão de inclinação axial

A inclinação axial do eixo de rotação do Kepler-413b pode variar em até 30 graus ao longo de 11 anos, levando a mudanças rápidas e erráticas nas estações.

Migração

Simulações mostram que é provável que todos os planetas circumbinários conhecidos antes de um estudo de 2014 tenham migrado significativamente de seu local de formação com a possível exceção de Kepler-47 (AB) c.

Eixos semi-principais próximos ao raio crítico

A separação mínima de estrela estável para planeta circumbinário é cerca de 2–4 vezes a separação de estrela binária, ou período orbital cerca de 3–8 vezes o período binário. Os planetas mais internos em todos os sistemas circumbinários Kepler foram encontrados orbitando perto deste raio. Os planetas têm semi-eixos maiores que ficam entre 1,09 e 1,46 vezes esse raio crítico. A razão pode ser que a migração pode se tornar ineficiente perto do raio crítico, deixando os planetas fora desse raio.

Recentemente, foi descoberto que a distribuição dos semi-eixos planetários mais internos é consistente com uma distribuição log-uniforme, levando em consideração os vieses de seleção, onde planetas mais próximos podem ser detectados mais facilmente. Isso questiona o acúmulo de planetas perto do limite de estabilidade, bem como o domínio da migração de planetas.

Ausência de planetas em torno de binários de período mais curto

A maioria dos binários eclipsantes do Kepler tem períodos menores que 1 dia, mas o período mais curto de um binário eclipsante do Kepler hospedando um planeta é de 7,4 dias ( Kepler-47 ). É improvável que os binários de curto período tenham se formado em uma órbita tão estreita e sua falta de planetas pode estar relacionada ao mecanismo que removeu o momento angular, permitindo que as estrelas orbitassem tão próximas. Uma exceção é o planeta em torno de um binário de raios-X MXB_1658-298, que tem um período orbital de 7,1 horas.

Limite de tamanho do planeta

Em junho de 2016, todos, exceto um dos planetas circumbinários confirmados do Kepler são menores do que Júpiter. Este não pode ser um efeito de seleção porque planetas maiores são mais fáceis de detectar. Simulações previram que esse seria o caso.

Habitabilidade

Todos os planetas circumbinários do Kepler estão próximos ou realmente na zona habitável . Nenhum deles são planetas terrestres , mas grandes luas de tais planetas podem ser habitáveis. Por causa da binaridade estelar, a insolação recebida pelo planeta provavelmente variará no tempo de uma forma bem diferente da luz solar regular que a Terra recebe.

Probabilidade de trânsito

Os planetas circumbinários são geralmente mais propensos a transitar do que os planetas ao redor de uma única estrela. A probabilidade de a órbita planetária se sobrepor à órbita binária estelar foi obtida. Para planetas orbitando binários estelares eclipsando (como os sistemas detectados), a expressão analítica da probabilidade de trânsito em um tempo de observação finito foi obtida.

Lista de planetas circumbinários

Planetas circumbinários confirmados

Não. Sistema estelar Planeta Massa
( M J )
Semieixo maior
( AU )
Período orbital
( dias )
Parâmetro

Ref.

Descoberto Método de descoberta Exoplaneta da NASA

Data de Descoberta

1 PSR B1620-26 b 2 ± 1 23 ~ 24.820 1993 Tempo de pulsar Julho de 2003
2 HD 202206 c 2,179 2,4832 1397,445 ± 19,056 2005 Velocidade radial Setembro de 2005
3 DP Leonis b 6,05 ± 0,47 8,19 ± 0,39 10.220 ± 730 2010 Tempo binário eclipsado Janeiro de 2010
4 NN Serpentis c 6,91 ± 0,54 5,38 ± 0,20 5.657,50 ± 164,25 2010 Tempo binário eclipsado Outubro de 2010
5 NN Serpentis b 2,28 ± 0,38 3,39 ± 0,10 2.828,75 ± 127,75 2010 Tempo binário eclipsado Outubro de 2010
6 Kepler-16 b 0,333 ± 0,016 0,7048 ± 0,0011 228,776+0,020
−0,037
2011 Transito Setembro de 2011
7 Kepler-34 b 0,220 ± 0,0011 1,0896 ± 0,0009 2012 Transito Janeiro de 2012
8 Kepler-35 b 0,127 ± 0,02 0,603 ± 0,001 2012 Transito Janeiro de 2012
9 NY Virginis b 2,85 3.457 3073,3 2012 Tempo binário eclipsado Fevereiro de 2012
10 RR Caeli b 4,2 ± 0,4 5,3 ± 0,6 4.343,5 ± 36,5 2012 Tempo binário eclipsado Maio de 2012
11 Kepler-38 b <0,384 0,4644 ± 0,0082 2012 Transito Outubro de 2012
12 Kepler-47 b 0,027 ± 0,005 0,2956 ± 0,0047 2012 Transito Setembro de 2012
13 Kepler-47 c 0,07 ± 0,061 0,989 ± 0,016 2012 Transito Setembro de 2012
14 PH1 b <0,532 0,634 ± 0,011 2013 Transito Maio de 2013
15 FW Tau AB b 10 ± 4 330 ± 30 ? 2014 Imaging Janeiro de 2014
16 ROXs 42B b 9 ± 3 140 ± 10 ? 2014 Imaging Janeiro de 2014
17 HD 106906 b 11 ± 2 650 ? 2014 Imaging Janeiro de 2014
18 Kepler-413 b 2014 Transito Março 2014
19 Kepler-453 b <0,05 0,7903 ± 0,0028 240,503 ± 0,053 2014 Transito Setembro de 2014
20 Kepler-1647 b 1,52 ± 0,65 2,7205 ± 0,0070 1107,5923 ± 0,0227 2016 Transito 2016
21 OGLE-2007-BLG-349 b 0,25 ± 0,041 2,59 ? 2016 Microlente Setembro 2016
22 MXB 1658-298 b 23,5 ± 3,0 1,6 ± 0,1 760 2017 Atraso periódico em eclipses de raios-X 2017
23 KIC 5095269 b 7,70 ± 0,08 0,795 - 0,805 237,7 ± 0,1 2017 Tempo binário eclipsado 2017

Um planeta foi descoberto em 2014, mas a binaridade da estrela hospedeira foi descoberta em 2016.

Não confirmado ou duvidoso

Sistema estelar Planeta Massa
( M J )
Semieixo maior
( AU )
Período orbital Parâmetro

Ref.

Descoberto Método de descoberta
MACHO-1997-BLG-41 b ~ 3 ~ 7 ? 1999 Microlente

Medição do período orbital em anos (a estimativa de Fermi calculada à mão mostrará isso).

Um par de planetas em torno de HD 202206 ou um planeta circumbinário?

HD 202206 é uma estrela semelhante ao Sol orbitada por dois objetos, um de 17 Mj e outro de 2,4 Mj . A classificação de HD 202206 b como uma anã marrom ou "superplaneta" agora está clara. HD 202206 b é na verdade uma anã vermelha com 0,089 massas solares. Os dois objetos podem ter se formado em um disco protoplanetário, com o interno se tornando um superplaneta, ou o planeta externo pode ter se formado em um disco circumbinário. Uma análise dinâmica do sistema mostra ainda uma ressonância de movimento média de 5: 1 entre o planeta e a anã marrom. Essas observações levantam a questão de como esse sistema foi formado, mas as simulações numéricas mostram que um planeta formado em um disco circumbinário pode migrar para dentro até ser capturado em ressonância.

Ficção

Planetas circumbinários são comuns em muitas histórias de ficção científica :

Veja também

Referências

Leitura adicional