Mini-Neptuno

Na Galipedia, a Wikipedia en galego.
A concepción do artista dun mini-Neptuno ou "anano gasoso"

Un Mini-Neptuno (ás veces llamado anano gasoso ou planeta de transición) é un planeta menos masivo que Neptuno mais asemellándose en que ten unha atmosfera grosa de hidróxeno e helio, probabelmente con capas profundas de xeo, rocha ou oceanos líquidos (feitos de auga, amoníaco, unha mestura de ambos, ou volátiles máis densos).[1]

Teñen un interior rochoso e unha grosa capa de hidróxeno, helio e outros compostos volátiles, cun radio total entre 1,7 e 3,9 radios terrestres (1,7–3,9 RT). A clasificación abrangue a exoplanetas de período curto, o que inclúe planetas rochosos semellantes á Terra con radio menor que 1,7 RT e planetas con raio maior que 3,9 RT, xigantes de xeo ou de gas.[2]

Propiedades[editar | editar a fonte]

Os estudos teóricos deste tipo de planetas baséanse no coñecemento sobre Urano e Neptuno. Sen unha atmosfera espesa, seríam clasificados como un planeta oceánico.[3]

De xeito aproximado, unha liña divisoria estimada entre un planeta rochoso e un planeta gasoso é de arredor de 1,6–2,0 radios terrestres.[4][5] Os planetas con radios e masas máis grandes son na súa maioría de baixa densidade e requiren unha atmosfera estendida para explicar tanto as súas masas como os seus raios, e as observacións mostran que os planetas de máis de 1,6 de radio terrestre (e máis masivos que aproximadamente 6 masas terrestres) conteñen cantidades significativas de volátiles ou gas H–He, probablemente adquiridas durante a formación.[6][1] Tales planetas parecen ter unha composición diversa que non está ben explicada por unha única relación masa-raio como a atopada para os planetas máis densos e rochosos.[7][8][9][10][11][12]

O límite inferior de masa pode variar moito para diferentes planetas dependendo da súa composición; a masa divisoria pode variar desde un mínimo ata un máximo de 20 MT. Os planetas gasosos máis pequenos e os planetas máis próximos á súa estrela perden masa atmosférica máis rapidamente mediante a fuga hidrodinámica que os planetas máis grandes e os máis afastados.[13][14][15]

Un planeta gasoso de pouca masa aínda pode ter un raio semellante ao dun xigante gaseoso se ten unha temperatura adecuada.[16] Os planetas parecidos a Neptuno son considerablemente máis raros, a pesar de ser só un pouco máis grandes.[17][18] Este "precipicio de radio" separa os Mini-Neptunos (raio < 3 radios terrestres) dos Neptunos (raio > 3 radios terrestres).[17] Pénsase que isto ocorre porque, durante a formación, cando se acumula gas, as atmosferas de planetas dese tamaño alcanzan as presións necesarias para forzar o hidróxeno ao océano de magma, evitando o crecemento do radio. Entón, unha vez que o océano de magma se sature, o crecemento do radio pode continuar. Porén, os planetas que teñen gas suficiente para alcanzar a saturación son moito máis raros, porque requiren moito máis gas.[17]

Exemplos[editar | editar a fonte]

O planeta extrasolar máis pequeno coñecido que podería ser un anano gasoso é Kepler-138d, o cal é menos masivo que a Terra mais ten un 60% máis de volume, e por tanto ten unha densidade 2,1(+2,1-1,2 g/cm3) que indica ou un contido de auga substancial[19] ou posibelmente unha atmosfera de grosa de gas.[20] Con todo, evidencia máis recente suxire que pode ser máis denso que o anteriormente pensado, e podería ser un planeta de océano.[21]

No 2023, CHEOPS descubriu catro novos Mini-Neptuno:

- Arredor de HD 15906, de período orbital 21 días e temperatura 257 °C

- Arredor de HD 22946. de período 46 días e temp. 247 °C

- Arredor de HIP 9618, de período 52 días e temp. 217 °C.

Asemade, descubriu un planeta máis semellante a Neptuno arredor de TOI 5678, cun período 46 días e temp. 273 °C[22]

Notas[editar | editar a fonte]

  1. ↑ 1,0 1,1 D'Angelo, Gennaro; Bodenheimer, Peter (2016). "In Situ and Ex Situ Formation Models of Kepler 11 Planets". The Astrophysical Journal 828: id. 33. Bibcode:2016ApJ...828...33D. arXiv:1606.08088. doi:10.3847/0004-637X/828/1/33. 
  2. ↑ https://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1405/1405.7695.pdf
  3. ↑ de Mooij, E. J. W.; Brogi, M.; de Kok, R. J.; Koppenhoefer, J.; Nefs, S. V.; Snellen, I. A. G.; Greiner, J.; Hanse, J.; Heinsbroek, R. C. (2012-02). "Optical to near-infrared transit observations of super-Earth GJ1214b: water-world or mini-Neptune?". Astronomy & Astrophysics 538: A46. ISSN 0004-6361. doi:10.1051/0004-6361/201117205. 
  4. ↑ Fabrycky, Daniel C.; Lissauer, Jack J.; Ragozzine, Darin; Rowe, Jason F.; Steffen, Jason H.; Agol, Eric; Barclay, Thomas; Batalha, Natalie; Borucki, William (2014-07-16). "Architecture of Kepler's Multi-transiting Systems: II. New investigations with twice as many candidates". The Astrophysical Journal 790 (2): 146. ISSN 0004-637X. doi:10.1088/0004-637X/790/2/146. 
  5. ↑ Matson, John. "When Does an Exoplanet's Surface Become Earth-Like?". Scientific American Blog Network (en inglés). Consultado o 2023-09-29. 
  6. ↑ D'Angelo, Gennaro; Bodenheimer, Peter (2013-11-06). "Three-Dimensional Radiation-Hydrodynamics Calculations of the Envelopes of Young Planets Embedded in Protoplanetary Disks". The Astrophysical Journal 778 (1): 77. ISSN 0004-637X. doi:10.1088/0004-637X/778/1/77. 
  7. ↑ Fulton, Benjamin J.; Petigura, Erik A.; Howard, Andrew W.; Isaacson, Howard; Marcy, Geoffrey W.; Cargile, Phillip A.; Hebb, Leslie; Weiss, Lauren M.; Johnson, John Asher (2017-08). "The California-Kepler Survey. III. A Gap in the Radius Distribution of Small Planets*". The Astronomical Journal (en inglés) 154 (3): 109. ISSN 1538-3881. doi:10.3847/1538-3881/aa80eb. 
  8. ↑ Dressing, Courtney D.; Charbonneau, David; Dumusque, Xavier; Gettel, Sara; Pepe, Francesco; Cameron, Andrew Collier; Latham, David W.; Molinari, Emilio; Udry, Stephane (2015-02-20). "The Mass of Kepler-93b and The Composition of Terrestrial Planets". The Astrophysical Journal 800 (2): 135. ISSN 1538-4357. doi:10.1088/0004-637X/800/2/135. 
  9. ↑ Rogers, Leslie A. (2015-03-02). "Most 1.6 Earth-Radius Planets are not Rocky". The Astrophysical Journal 801 (1): 41. ISSN 1538-4357. doi:10.1088/0004-637X/801/1/41. 
  10. ↑ Weiss, Lauren M.; Marcy, Geoffrey W. (2014-02-13). "The Mass-Radius Relation for 65 Exoplanets Smaller than 4 Earth Radii". The Astrophysical Journal 783 (1): L6. ISSN 2041-8205. doi:10.1088/2041-8205/783/1/L6. 
  11. ↑ Marcy, Geoffrey W.; Weiss, Lauren M.; Petigura, Erik A.; Isaacson, Howard; Howard, Andrew W.; Buchhave, Lars A. (2014-09-02). "Occurrence and core-envelope structure of 1--4x Earth-size planets around Sun-like stars". Proceedings of the National Academy of Sciences 111 (35): 12655–12660. ISSN 0027-8424. doi:10.1073/pnas.1304197111. 
  12. ↑ Marcy, Geoffrey W.; Isaacson, Howard; Howard, Andrew W.; Rowe, Jason F.; Jenkins, Jon M.; Bryson, Stephen T.; Latham, David W.; Howell, Steve B.; Gautier III, Thomas N. (2014-01-13). "Masses, Radii, and Orbits of Small Kepler Planets: The Transition from Gaseous to Rocky Planets". The Astrophysical Journal Supplement Series 210 (2): 20. ISSN 0067-0049. doi:10.1088/0067-0049/210/2/20. 
  13. ↑ Tian, Feng; Toon, Owen B.; Pavlov, Alexander A.; De Sterck, H. (2005-03-10). "Transonic Hydrodynamic Escape of Hydrogen from Extrasolar Planetary Atmospheres". The Astrophysical Journal 621 (2): 1049–1060. ISSN 0004-637X. doi:10.1086/427204. 
  14. ↑ Swift, Damian; Eggert, Jon; Hicks, Damien; Hamel, Sebastien; Caspersen, Kyle; Schwegler, Eric; Collins, Gilbert; Nettelmann, Nadine; Ackland, Graeme (2012-01-01). "Mass-radius relationships for exoplanets". The Astrophysical Journal 744 (1): 59. ISSN 0004-637X. doi:10.1088/0004-637X/744/1/59. 
  15. ↑ Martinez, Cintia F.; Cunha, Katia; Ghezzi, Luan; Smith, Verne V. (2019-04-10). "A Spectroscopic Analysis of the California-Kepler Survey Sample. I. Stellar Parameters, Planetary Radii, and a Slope in the Radius Gap". The Astrophysical Journal 875 (1): 29. ISSN 1538-4357. doi:10.3847/1538-4357/ab0d93. 
  16. ↑ Batygin, Konstantin; Stevenson, David J. (2013-05-03). "Mass-Radius Relationships for Very Low Mass Gaseous Planets". The Astrophysical Journal 769 (1): L9. ISSN 2041-8205. doi:10.1088/2041-8205/769/1/L9. 
  17. ↑ 17,0 17,1 17,2 "Why are there so many sub-Neptune exoplanets?". Consultado o 29 de setembro de 2023. 
  18. ↑ Kite, Edwin S.; Fegley Jr., Bruce; Schaefer, Laura; Ford, Eric B. (2019-12-17). "Superabundance of Exoplanet Sub-Neptunes Explained by Fugacity Crisis". The Astrophysical Journal 887 (2): L33. ISSN 2041-8213. doi:10.3847/2041-8213/ab59d9. 
  19. ↑ Jontof-Hutter, Daniel; Rowe, Jason F.; Lissauer, Jack J.; Fabrycky, Daniel C.; Ford, Eric B. (2015-06). "The mass of the Mars-sized exoplanet Kepler-138 b from transit timing". Nature 522 (7556): 321–323. ISSN 0028-0836. doi:10.1038/nature14494. 
  20. ↑ Cowen, Ron (2014-01-06). "Earth-mass exoplanet is no Earth twin". Nature (en inglés). ISSN 1476-4687. doi:10.1038/nature.2014.14477. 
  21. ↑ "Scientists may have found the first water worlds". Ars Technica. 
  22. ↑ "Cheops explores mysterious warm mini-Neptunes". www.esa.int (en inglés). Consultado o 2023-09-29. 
Traído desde «https://gl.wikipedia.org/w/index.php?title=Mini-Neptuno&oldid=6512547»