Cuando en 1995 se descubrió el primer planeta extrasolar alrededor de una estrella similar a la nuestra, la sorpresa fue mayúscula. El planeta, denominado 51 Pegasi b, era enorme, con un tamaño casi la mitad del de Júpiter, pero orbitaba tan cerca de la estrella que tardaba poco más de cuatro días en circundarla. ¿Qué hace un planeta tan grande en un lugar tan cercano a la estrella? ¿Cómo llegó hasta allí? ¿Por qué no ha sido “tragado” por ella?

Para resolver este misterio, un equipo de investigadores encabezado por nuestros invitados, Ignacio Mendigutía y Jorge Lillo Box, investigadores del Centro de Astrobiología (CAB), ha analizado datos de las misiones TESS y Gaia, centrándose en estrellas de masa intermedia (entre 1.5 y 3 masas solares) con planetas gigantes de periodo corto. Compararon las órbitas de estos planetas con las posiciones estimadas de los discos internos de polvo y gas que rodean a las estrellas en sus primeras etapas de formación.

Anteriormente, se pensaba que los planetas gigantes migraban hacia el interior del sistema hasta llegar a la región donde el polvo es destruido por la intensa radiación de la estrella. Sin embargo, este nuevo estudio propone una alternativa: los planetas no están limitados por el disco de polvo, sino por el de gas.

Esta teoría sugiere que los planetas se forman en lugares más alejados de la estrella y, debido al rozamiento con la nube de polvo y gas que la rodea, van perdiendo energía y, como consecuencia, siguen una órbita en espiral hacia la estrella. Si el polvo y gas estuvieran presentes en todo su camino, el planeta sería engullido por la estrella. Sin embargo, como sucede en 51 Pegasi b y en otras estrellas que mantienen sus planetas gigantes a corta distancia en órbitas estables, no ocurre así.

Lo que sucede es que las regiones cercanas a la estrella van quedando poco a poco limpias de gas y polvo debido a la radiación de la estrella y a la acción de su campo magnético. En las estrellas de masa similar al Sol o inferior, es difícil establecer la frontera de la región limpia de gas o de polvo, porque ambas prácticamente coinciden; en cambio, el estudio de estrellas de masa mayor, como las observadas en el estudio, muestra que el polvo desaparece más lejos de la estrella, mientras que el gas se mantiene más cerca de ella.

El equipo encontró que las órbitas de los “Júpiter calientes” alrededor de estrellas de masa intermedia son consistentemente más cercanas a sus estrellas de lo que predicen los modelos basados en la destrucción del polvo. En cambio, estas órbitas coinciden más con los radios en los que el gas desaparece. Estos hallazgos respaldan la idea de que es el gas el que detiene la migración de los planetas hacia el interior.

Estos resultados tienen profundas implicaciones para nuestra comprensión de la formación planetaria. Sugieren que los “Júpiter calientes” podrían formarse a través de un proceso combinado de acreción de materia y migración, siendo el radio de truncamiento del gas el factor clave que detiene su viaje hacia la estrella.

El estudio reciente, que ha sido publicado en la revista Astronomy and Astrophysics, ofrece una nueva perspectiva sobre la migración planetaria. Estos hallazgos no solo contribuyen a resolver algunos de los misterios sobre los “Júpiter calientes”, sino que también abren nuevas vías de investigación en la formación y evolución de planetas en sistemas estelares diversos.

Os invitamos a escuchar a Ignacio Mendigutía y Jorge Lillo Box, investigadores del Centro de Astrobiología (CSIC – INTA).

Referencias:

Gas, not dust: Migration of TESS/Gaia hot Jupiters possibly halted by the magnetospheres of protoplanetary disks I. Mendigutía , J. Lillo-Box et al. https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2024/06/aa49368-24.pdf