Para desvelar este misterio, varios equipos con habilidades diversas del Departamento de Astrofísica tuvieron que reunirse, ya que la arquitectura que une la estrella con su planeta es muy compleja. Se necesitaba fusionar un entendimiento detallado de la física estelar y planetaria, explorando sus interacciones, y tener un conocimiento profundo de las observaciones del satélite Kepler (NASA) para ser capaz de descifrar sus datos.
El estudio demuestra que la escasez observada parece derivar no de un sesgo observacional, sino más bien de causas físicas. Los efectos de marea y el magnetismo son suficientes para explicar cualitativa y cuantitativamente la migración de planetas cercanos alrededor de estrellas de rotación rápida. Además, esta migración parece depender del tipo espectral (que depende fundamentalmente de la masa) de la estrella. Aunque estos resultados son prometedores, aún es necesario ampliar el tamaño de la muestra para restringir mejor la escasez y entender mejor los mecanismos en juego. En particular, este estudio subraya la importancia de considerar el tipo espectral de las estrellas (sus masas) si queremos modelar correctamente las interacciones estrella-planeta.
Este trabajo ha sido publicado en la revista
Astronomy & Astrophysics.
Una brecha en los datos: ¿sesgo observacional o realidad física?
Lanzado en 2009, el satélite Kepler ha observado la misma porción del cielo durante más de 4 años en busca de exoplanetas mediante el método de tránsitos. Con el descubrimiento de más de 3000 exoplanetas en su haber, contribuyendo así a más de la mitad de los descubrimientos confirmados hasta la fecha, Kepler ha revolucionado nuestra comprensión de los planetas y sus estrellas anfitrionas.
Figura 1 - Modelización de la interacción magnética estrella-planeta.
Crédito: CEA/A. Strugarek La ciencia está hecha de descubrimientos, pero siempre bajo la sombra de incertidumbres y sesgos, relacionados con varios factores, conocidos o no. En particular están los sesgos observacionales que pueden llevar a conclusiones erróneas simplemente porque la muestra que se estudia no es representativa. Los investigadores, por tanto, buscan estos sesgos, utilizando tests estadísticos, entre otros métodos.
En el caso de las observaciones de Kepler, se observó a partir de 2013 (McQuillan et al. 2013) una escasez de planetas a medida que estos se encuentran más cerca de las estrellas, pero no de cualquier estrella: aquellas que giran rápidamente sobre sí mismas, llamadas "de rotación rápida" (es decir, hasta 10 veces más rápido que nuestro Sol). En la figura 2, esta escasez es claramente visible bajo la línea magenta. ¿Es este hueco debido simplemente a un sesgo observacional, relacionado por ejemplo con un número demasiado pequeño de observaciones, o hay una razón física subyacente?
Datos meticulosamente seleccionados
Con el objetivo de comprender esta escasez en los datos, los investigadores compararán estos sistemas observados con una población sintética calculada con el código de evolución estrella-planeta ESPEM (Evolución de Sistemas Planetarios y del Magnetismo). Este último calcula las interacciones de mareas y magnéticas en un sistema compuesto por una sola estrella y un solo planeta, desde la fase de disipación del disco de gas en el que se forma el sistema exoplanetario hasta el final de la secuencia principal.
Así, al igual que un buen cocinero selecciona cuidadosamente sus ingredientes antes de preparar un plato, los investigadores comienzan por seleccionar la muestra de estudio de manera estricta para no introducir un sesgo observacional que podría tergiversar los resultados.
Figura 2 - El diagrama representa el período de rotación de la estrella (Prot) en función del período orbital de los planetas (Porb) detectados por el satélite Kepler. Los puntos azules representan un sistema compuesto por un solo planeta y una sola estrella. Cuanto más bajo es este punto en el diagrama, más rápido gira la estrella anfitriona sobre sí misma. Cuanto más a la izquierda está el punto, más rápido gira el planeta alrededor de su estrella, lo que significa que está más cerca de ella.
Así, observamos una escasez de planetas cercanos a estrellas de rotación rápida (abajo a la izquierda), representada por la línea de puntos magenta. La línea punteada gris corresponde a la sincronización 1:1, es decir, el planeta gira a la misma velocidad alrededor de su estrella que la estrella sobre sí misma.
Crédito: Garcia et al. 2023 Para ello, los datos de observaciones deben seguir dos criterios:
- Utilizar únicamente las observaciones de Kepler cuyas características son muy bien conocidas y dominadas. Una mezcla de datos provenientes de diferentes telescopios podría introducir sesgos observacionales.
- Sistemas que puedan ser modelados por el código ESPEM. A saber: Los sistemas deben contener solo un planeta y una estrella. Esta última debe estar en la secuencia principal (es decir, estrellas que queman Hidrógeno en su núcleo), y poseer suficientes manchas de origen magnético en su superficie para poder medir precisamente su período de rotación (Prot).
Al final, son 576 sistemas exoplanetarios observados por Kepler los que cumplen estos criterios.
Una escasez confirmada por los modelos estelares
Los sistemas exoplanetarios sintéticos generados por el código de modelos ESPEM también prevén una escasez de planetas en órbita cerrada alrededor de estrellas de rotación rápida, predicción en acuerdo con la muestra de datos de Kepler como muestra la Figura 2. Además, parece emerger una correlación con el tipo espectral de las estrellas, en otras palabras, con su masa: Habría más planetas cercanos a estrellas frías de rotación rápida de tipo K, por lo tanto, poco masivas (0,436 ≤ M ≤ 0,896 M☉), que alrededor de estrellas calientes de tipo F, por lo tanto, masivas (M >= 1.015 M☉).
Esta tendencia se explica por la compleja interacción entre la estrella y el planeta, gobernada principalmente por la fuerza de gravedad y las fuerzas magnéticas.
La interacción gravitacional entre dos cuerpos celestes genera efectos de marea, induciendo deformaciones en su estructura. Estas deformaciones disipan energía (inicialmente en forma gravitacional) en forma de calor, provocando un intercambio de momento angular que puede ralentizar o acelerar la rotación de la estrella central y haciendo migrar al planeta hacia el exterior o hacia la estrella. Es por esta razón que la Luna se aleja de la Tierra 3,8 cm por año: las mareas terrestres, principalmente causadas por la Luna, inducen un ralentización de la rotación de la Tierra, contribuyendo al alejamiento de la Luna. De la misma manera, un planeta puede migrar debido a los efectos de marea que genera sobre su estrella, con efectos tanto más marcados cuanto más masivo es el planeta.
Luego, de menor intensidad en general (pero no siempre), el magnetismo juega un papel. De la misma manera que un gran barco perturba la velocidad de uno más pequeño que entra en su estela, la huella magnética de una estrella en su entorno aplica un efecto de arrastre magnético sobre los planetas en órbita. Cuanto más cerca está el planeta de la estrella, más intenso es este arrastre, y puede hacer migrar al planeta en escalas de tiempo típicas de cientos de millones de años.
Figura 3 - Misma leyenda que la figura 2, separada esta vez por el tipo espectral de la estrella, las más frías arriba, a la que se ha superpuesto la distribución estrella-planeta posible calculada por el código ESPEM, con en rojo la mayor densidad. A notar que hay un factor de 100 de diferencia entre los colores rojos y verdes en la escala de densidad. La zona gris corresponde al espacio de parámetros que no puede ser calculado por ESPEM.
Crédito: Garcia et al. 2023 Las órbitas de los planetas masivos están principalmente influenciadas por las mareas, mientras que las planetas menos masivos son principalmente afectados por el magnetismo. Para las estrellas calientes de tipo F, la influencia predominante es magnética, mientras que para las otras estrellas más frías, son principalmente las mareas las que juegan un papel determinante. Así, dependiendo del tipo espectral de la estrella y de la masa del planeta, un planeta puede migrar más o menos lejos de su estrella, explicando la distribución planetaria en órbita alrededor de las estrellas de rotación rápida observada.
Sin embargo, aunque estos resultados son prometedores, es necesario aumentar el tamaño de la muestra para restringir mejor la escasez y comprender los mecanismos en juego. Estas conclusiones preliminares demuestran, sin embargo, la importancia de considerar en el futuro el tipo espectral de las estrellas cuando se modelan las interacciones que unen una estrella a su planeta.
Fuente: CEA IRFU