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La mayoría de las estrellas, incluido el Sol, generan una actividad magnética que impulsa un viento ionizado de rápido movimiento y también produce emisiones de rayos X y ultravioleta (a menudo denominadas radiación XUV). La radiación XUV de una estrella puede ser absorbida en la atmósfera superior de un planeta en órbita, donde es capaz de calentar el gas lo suficiente como para escapar de la atmósfera del planeta.
Las estrellas enanas M, el tipo de estrella más común con diferencia, son más pequeñas y frías que el Sol, y pueden tener campos magnéticos muy activos. Sus frías temperaturas superficiales hacen que sus zonas habitables (HZ) estén cerca de la estrella (la HZ es el rango de distancias dentro del cual el agua de la superficie de un planeta en órbita puede permanecer líquida).
Los exoplanetas rocosos que orbitan en torno a una enana M en su HZ, al estar cerca de la estrella, son especialmente vulnerables a los efectos de la fotoevaporación, que puede provocar la eliminación parcial o incluso total de la atmósfera. Algunos teóricos sostienen que los planetas con envolturas de hidrógeno o helio considerables podrían ser más habitables si la fotoevaporación elimina una parte suficiente del manto de gas.
Los efectos de la radiación XUV en las atmósferas de los exoplanetas se han estudiado durante casi veinte años, pero los efectos del viento estelar en las atmósferas de los exoplanetas se conocen muy poco. Los astrónomos del CfA Laura Harbach, Sofía Moschou, Jeremy Drake, Julián Alvarado-Gómez y Federico Frascetti y sus colegas han completado simulaciones que modelan los efectos de un viento estelar en un exoplaneta con una atmósfera rica en hidrógeno que orbita cerca de una estrella enana M. Como ejemplo, utilizan la configuración de exoplanetas de TRAPPIST-1, una estrella enana M fría con un sistema de siete planetas, seis de los cuales están lo suficientemente cerca de la estrella como para estar en su HZ.
Las simulaciones muestran que, dependiendo de los detalles, el viento estelar puede generar flujos de salida de la atmósfera de un planeta. El equipo descubre que tanto el campo magnético de la estrella como el del planeta desempeñan un papel importante en la definición de muchos de los detalles del flujo de salida, que podría observarse y estudiarse a través de las líneas de hidrógeno atómico en el ultravioleta.
Los complejos resultados de la simulación indican que es probable que los planetas que rodean a las estrellas enanas M presenten una amplia gama de propiedades atmosféricas, y que algunas de las condiciones físicas pueden variar en escalas de tiempo cortas, lo que hace más complejas las interpretaciones observacionales de los tránsitos secuenciales de exoplanetas. Los resultados de la simulación ponen de manifiesto la necesidad de utilizar simulaciones tridimensionales que incluyan efectos magnéticos para interpretar los resultados observacionales de los planetas alrededor de estrellas enanas M.
Fuentes, créditos y referencias:
“Stellar Winds Drive Strong Variations in Exoplanet Evaporative Outflow
Patterns and Transit Absorption Signatures” by Laura M. Harbach, Sofia
P. Moschou, Cecilia Garraffo, Jeremy J. Drake, Julián D. Alvarado-Gómez,
Ofer Cohen and Federico Fraschetti, 3 June 2021, The Astrophysical Journal.
DOI: 10.3847/1538-4357/abf63a
Imagen: Ilustración del sistema TRAPPIST-1 de siete planetas alrededor de una estrella enana M. La estrella tiene una fuerte emisión de rayos UV y X, así como un viento ionizado que puede evaporar la atmósfera de un planeta que orbite cerca. Los astrónomos han completado simulaciones utilizando los parámetros del sistema TRAPPIST-1 que revelan las complejas consecuencias posibles de un viento estelar en la atmósfera de un planeta. Crédito: NASA/JPL-Caltech