Exoplaneta do tamanho de Saturno não está perdendo massa rápido o suficiente
A espaçonave Voyager 2 da NASA capturou essas imagens de Urano (à esquerda) e Netuno (à direita) durante seus sobrevoos pelos planetas na década de 1980. Crédito:NASA Descobrimos mais de 5.000 planetas em torno de outros sistemas estelares. Entre a verdadeira coleção cósmica de exoplanetas, parece haver uma escassez real de planetas do tamanho de Netuno próximos de sua estrela.
Um novo artigo acabou de ser postado no arXiv O servidor de pré-impressão discute um planeta do tamanho de Saturno próximo de sua estrela hospedeira que deveria estar sofrendo perda de massa, mas não está. Estudar este mundo oferece uma nova visão sobre a formação de exoplanetas em todo o universo.
Os exoplanetas são realmente fascinantes. Desde a sua descoberta, a corrida começou para descobri-los e catalogá-los. Isso nos dá uma grande oportunidade de explorar um conjunto de dados estatisticamente mais significativo para compreender a formação de sistemas planetários, em vez de apenas estudar seu próprio sistema.
A ausência de exoplanetas com a massa de Netuno mais próximos das estrelas hospedeiras em sistemas exoplanetários tem sido um mistério. A sua falta tem sido atribuída a uma de duas coisas:a fotoevaporação, na qual a massa é perdida através da ionização do gás por radiação, que depois se dispersa para longe da fonte ionizante; ou migração de alta excentricidade, na qual os planetas migram através do sistema planetário, como vimos com alguns dos planetas gigantes do nosso sistema solar.
Para distinguir entre estas duas possibilidades, uma equipa de astrónomos liderada por Morgan Saidel, do Instituto de Tecnologia da Califórnia, investigou as origens do TOI-1259 A b, que é um exoplaneta com a massa de Saturno. Está em uma órbita de 3,48 dias em torno de uma estrela do tipo K, a uma distância que a coloca na borda do chamado deserto de Netuno. Uma região ao redor de uma estrela onde não existem planetas do tamanho de Netuno.
No caso do TOI-1259 A b, pensa-se que a sua baixa densidade significa que é especialmente vulnerável à fotoevaporação. Foram utilizados métodos de trânsito, observando com o Telescópio Hale no Observatório Palomar na linha de hélio de 1083 nm para sondar os níveis superiores da atmosfera.
O espectrógrafo de infravermelho próximo do Keck II mostrou que havia de facto atmosfera a escapar, mas a uma taxa inferior à esperada. A taxa de perda de gás por fotoevaporação (10
10,325
gs
-1
) é demasiado baixo para ter alterado significativamente a massa do planeta, mesmo que este tenha se formado na sua localização atual.
Em vez disso, a equipa acredita que a presença de uma companheira anã branca (TOI-1259 B) pode ter causado a migração do planeta para dentro após a formação. A análise dos parâmetros orbitais do planeta e do sistema estelar binário revela que a migração de alta excentricidade é uma explicação muito mais provável.
As migrações planetárias deste tipo podem deixar vestígios através da acumulação de elementos na atmosfera planetária. Quantidades de H2 O, CO, CO2 ,SO2 e CH4 deve estar em níveis detectáveis na atmosfera de TOI-1259 A b. Se forem observados através de estudos espectroscópicos de transmissão, revelarão onde no disco protoplanetário o planeta se formou. Mais estudos serão necessários para finalmente responder a esta questão.
