Si dos estrellas orbitan entre sí en una galaxia, ¿cómo se verán afectados los planetas circundantes?
El sistema del que estás hablando es un sistema estelar binario físico. La probabilidad de tener un planeta es muy pequeña, pero aún existe.
Los planetas también pueden existir cerca de sistemas estelares binarios físicos.
Planetas Diagrama esquemático de la órbita de una estrella binaria
En el pasado, la gente tendía a creer que los sistemas estelares binarios no tendrían planetas, porque en un sistema estelar binario, los planetas probablemente ser absorbido por una de las estrellas o arrojado al espacio. Sin embargo, en 1996, los astrónomos descubrieron un planeta en el sistema estelar binario Cygnus-π (π Cyg, llamado Tangshe 4 en la antigua China) en la constelación de Cygnus, rompiendo las conclusiones anteriores.
Cygnus-π es una estrella binaria compuesta por la estrella principal Azelfafage (π1 Cyg) y la estrella compañera π2 Cyg. Este planeta con una masa de 1,69 veces la de Júpiter gira alrededor de la estrella compañera con un período de 798,9. días, y la estrella compañera Luego la llevó a orbitar la estrella principal Azelfafage. Quizás debido a la influencia de la estrella principal, la excentricidad orbital de la órbita del planeta alrededor de la estrella compañera es muy grande, alcanzando 0,67. Es una órbita elíptica muy larga, y el semieje mayor de la órbita es de 1,67 unidades astronómicas.
Sin embargo, en general, la situación de este planeta es diferente a la de Tatooine, porque este planeta sólo está estrechamente relacionado con la estrella compañera de Cygnus-π, Azelfafage, y está a una distancia de 700 unidades astronómicas. Cuando Plutón está más lejos del sol, está a sólo 50 unidades astronómicas. Por tanto, este planeta es en realidad similar a nuestra Tierra, y no hay problema en entenderlo como un sistema estelar único. Mirando al cielo desde ese planeta, sólo hay un sol, es sólo un punto como otras estrellas, pero esta estrella es particularmente brillante.
Seis años después, los astrónomos descubrieron el primer planeta orbitando una estrella binaria cercana. En el sistema estelar binario Cepheus-γ, a 45 años luz de distancia, hay un planeta que orbita alrededor de la estrella más brillante. La masa de la estrella es aproximadamente 1,59 veces la del Sol y la masa del planeta es aproximadamente 1,76 veces la de Júpiter. El nuevo planeta está a unas 2 unidades astronómicas de la estrella anfitriona, un poco más lejos que la distancia entre Marte y el Sol. La otra estrella del sistema binario está a unas 25-30 unidades astronómicas de la estrella principal, que está aproximadamente a la misma distancia que Urano y el Sol. En un planeta así, de hecho hay dos soles que brillan como Tatooine. Si hubiera civilizaciones en este planeta, definitivamente no serían capaces de crear el dicho "no hay dos soles en el cielo".
Representación artística de los planetas y las dos estrellas que los acompañan en el sistema estelar binario Cefeida-γ. El planeta en primer plano orbita alrededor de la brillante estrella amarilla cada 2,5 años.
El nuevo planeta orbita a unas 2 AU de la estrella principal. La otra subestrella del sistema binario está a sólo 25-30 AU de la estrella principal. El tamaño de la órbita en la imagen de arriba está dibujado a escala, pero el tamaño del cuerpo celeste no está a escala real.
Sin embargo, los astrónomos sienten curiosidad por saber por qué existe este planeta, porque el disco de polvo en las primeras etapas de la formación de este sistema estelar binario debería ser difícil de condensar en un planeta. Es necesario profundizar más este aspecto. Pero también es posible que el planeta haya sido capturado en otro lugar.
Lo más interesante e importante para estudiar los planetas en el sistema binario es estudiar sus órbitas, porque básicamente se puede decir que la órbita determina todo en el planeta, incluso la cantidad de luz solar que recibe. el tamaño de sus fuerzas de marea, cambios estacionales, etc., si se quiere saber si un planeta tiene posibilidades de vida, estas son sin duda consideraciones importantes.
Permítanme presentarles los tipos de órbitas de los planetas
Para simplificar la situación durante el estudio inicial, primero establecemos cinco condiciones
1 Las masas de las dos estrellas son iguales
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2. Las dos estrellas comparten una órbita circular perfecta
3. La órbita planetaria y la órbita binaria están en el mismo plano
4. se puede ignorar por completo en comparación con la estrella binaria
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5 Sin efecto de marea
Dividimos las órbitas planetarias en dos tipos, una orbita dos estrellas al mismo tiempo. en la periferia, que se llama órbita periférica; en la otra se mueven sólo una de ellas, llamadas órbitas internas.
Órbita exterior grande
La más simple de las órbitas de un planeta alrededor de una estrella binaria es cuando el planeta está muy lejos de la estrella binaria, de modo que la atracción gravitacional de la estrella binaria La estrella será similar a la de un planeta con una masa igual o mayor que la masa de la estrella binaria y las estrellas, en cuyo caso el planeta orbitará ambas estrellas simultáneamente en una órbita generalmente elíptica. Aunque siempre hay dos soles brillando simultáneamente en el cielo, un planeta así sería sin duda tan frío como Plutón.
La órbita del planeta es coherente con la dirección en la que las dos estrellas giran una alrededor de la otra. Esto se llama progrado. En este sistema, la retrógrada no afecta a la estabilidad. Las dos estrellas tendrán masas iguales, la distancia del planeta al centro del sistema es 10 veces la distancia entre las dos estrellas y el período orbital es 31,6 veces el período orbital de las estrellas binarias. De hecho, siempre que la distancia alcance aproximadamente 8 veces, el rango de variación de la gravedad combinada de las dos estrellas ya es muy cercano al de una sola estrella. Cabe señalar que actualmente consideramos que la órbita del planeta es un círculo perfecto. La órbita en el mundo real debería ser una elipse redonda o plana. Esto lo consideraremos más adelante.
Cuando un planeta y dos estrellas están dispuestos en direcciones diferentes, la magnitud de la fuerza gravitacional que reciben es diferente. Cuando la distancia es superior a 8 veces, la diferencia entre el valor máximo y el valor mínimo es. Muy pequeño, pero a medida que pasa el tiempo, a medida que disminuye la distancia entre el planeta y el centro, el rango de fluctuación de la gravedad combinada aumentará. Por lo tanto, cuando el planeta está cerca del centro, las dos estrellas no pueden considerarse aproximadamente como una estrella grande igual a su suma, y su relación estable también cambiará.
La distancia del planeta al centro del sistema es el doble de la distancia entre las dos estrellas, y el período orbital es 2,77 veces el período orbital de las estrellas binarias. Debido al cambio de posición entre los tres, el efecto de la gravedad hará que la órbita del planeta no se aproxime al círculo de la imagen superior, pero la amplitud será menor y todo el sistema quedará completamente estable. En mi opinión, en este tipo de planeta hay desiertos. En un planeta así, los dos soles saldrán y se pondrán juntos al mismo tiempo.
Lo sorprendente es que si el planeta no está retrógrado sino directo, todo el sistema no podrá existir de manera estable y el planeta será tragado por la estrella o saldrá volando. ¿Por qué es retrógrado estable pero anterógrado inestable? Esto se debe a que las fluctuaciones de la intensidad del campo gravitacional que experimentan los planetas progrados son las mismas que las que experimentan los planetas retrógrados, pero con un período más largo debilitarán el efecto estabilizador y eventualmente conducirán a un desequilibrio.
Órbita periférica pequeña
Según lo que acabo de decir, solo la órbita retrógrada puede existir de manera estable en la órbita periférica pequeña, y el movimiento hacia adelante definitivamente no durará mucho.
La estrella está retrógrada y su período es 0,6 veces el período orbital de la estrella binaria, es decir, completa una revolución mucho más rápido de lo que la estrella binaria orbita una vez. Planeta que está dos veces más lejos de lo mencionado anteriormente, su órbita ya tiene fluctuaciones obvias. La distancia desde el centro es entre 0,84 y 0,74 veces la distancia entre las dos estrellas, y la distancia de cada estrella al centro es naturalmente. 0,5 veces. El patrón de cambio de la distancia entre el planeta y el centro es el siguiente: cuando el planeta y las estrellas binarias están en la misma línea recta, el planeta está más alejado del centro del sistema cuando la distancia entre el planeta y el centro; dos estrellas son iguales (es decir, forma un triángulo isósceles con las dos estrellas), el planeta es el más cercano al centro del sistema.
Ahora, si el planeta está más cerca del centro del sistema, la fluctuación de la órbita aumentará aún más. La distancia más lejana es 0,70 veces la distancia entre las dos estrellas, y la distancia más cercana es 0,55 veces. . El período orbital del planeta es 0,42 veces el período orbital de la estrella binaria.
El período orbital retrógrado de un planeta es 1 vez el período orbital de la estrella binaria, y la forma orbital se convierte en este cuadrado redondeado. El planeta formará una línea recta con las dos estrellas 4 veces por revolución.
Ahora, el período de revolución del planeta es 0,5 veces el período de la estrella binaria. Aparece este triángulo redondeado. El planeta formará una línea recta con las dos estrellas tres veces en cada revolución.
El período de revolución se convierte en 1/3 de veces. En este caso, a veces los planetas se encuentran dentro de la órbita de la estrella binaria.
Hasta este punto, en realidad todo es teórico, porque a medida que acercamos el planeta cada vez más, este desafortunado planeta siempre será destrozado por las fuerzas de marea. Específicamente, cuándo se romperán depende del tamaño. de las estrellas.
Órbita exterior excéntrica
Hasta ahora hemos estado hablando de órbitas exteriores que son muy cercanas a la circular. ¿Qué pasaría si la órbita de un planeta fuera excéntrica?
Un planeta que orbita una estrella binaria en una órbita elíptica retrógrada con alta excentricidad tiene un período de revolución de aproximadamente 12,5 veces el período de la estrella binaria, y la distancia más larga es 10 veces la distancia entre las estrellas binarias. Una órbita elíptica se desplazará alrededor del núcleo de la estrella binaria en la misma dirección de la revolución del planeta.
Órbita exterior compleja
Hemos pasado de un círculo perfecto a una elipse, un paso más hacia el mundo real, y ahora hagamos una transición más profunda. Eliminamos el primero de los supuestos, porque en el mundo real no habrá ninguna situación en la que dos estrellas tengan masas iguales, y cuando no lo sean, también se eliminará el segundo, porque las órbitas entre ellas ya no serán iguales. Un círculo perfecto, pero giran unos alrededor de otros en sus propias órbitas elípticas.
El planeta tiene una órbita exterior retrógrada y tiene una masa considerable. La relación de masa entre el planeta y las dos estrellas es de 1:10:20. En esta situación, que se acerca mucho a la realidad, la órbita será mucho más complicada debido a la complejidad del campo gravitacional, pero la órbita seguirá siendo estable.
La perturbación orbital del planeta sobre la estrella tendrá varios efectos: el centro de masa de la estrella binaria girará alrededor del centro de masa de todo el sistema de tres cuerpos en la órbita de las dos estrellas; uno alrededor del otro no será una elipse estándar y la órbita se desplazará.
La órbita elíptica más pequeña pertenece a la estrella más masiva, la órbita elíptica media pertenece a la estrella menos masiva y la órbita elíptica más grande pertenece al planeta.
Debido al efecto de marea, si el planeta está demasiado cerca de la estrella de modo que el efecto de marea es demasiado grande, la órbita no será estable.
Hasta el momento se han eliminado 4 de los 5 requisitos previos. Sin embargo, si se tiene en cuenta la inclinación orbital, este modelo bidimensional no puede resolverlo y su complejidad aumentará considerablemente. Este artículo no considerará continuar profundizándolo. Sin embargo, lo que se puede decir es que incluso añadir la inclinación orbital no reducirá la estabilidad del sistema.
Órbita interior
Hasta ahora, no hemos descubierto planetas con órbitas exteriores. Los dos planetas que presenté al principio son planetas que orbitan en órbitas interiores.
Cuando presenté los planetas en el sistema estelar binario Cepheus-γ anteriormente, el diagrama de órbita dado parecía ser que una estrella estaba estacionaria y la otra estrella estaba orbitando alrededor de ella. De hecho, el diagrama de órbita real debería ser: las dos estrellas giran entre sí, y la órbita del planeta no será tan simple como cuando presenté King-γ anteriormente.
Los dos planetas presentados al principio están ambos cerca de una de las estrellas y bastante lejos de la otra. En este caso, el campo gravitacional de los planetas en realidad no se ve muy afectado por la influencia de una. diferencia del sistema estelar separado. El período de la órbita de un planeta alrededor de su estrella es igual a 0,042 veces el período de la órbita mutua de las estrellas binarias. Si se trata de una órbita retrógrada, cuando está cerca de una estrella y bastante lejos de otra estrella, el movimiento progrado también es estable. Sin embargo, si la órbita del planeta se expande hasta estar muy cerca de otra estrella, el movimiento directo será imposible. Sólo son posibles órbitas retrógradas. La distancia entre un planeta y la estrella que orbita es igual a la mitad de la distancia entre las dos estrellas. Si se acerca a otra estrella, la distancia entre el planeta y la estrella que orbita es igual a 0,67 veces la distancia entre las dos estrellas.
El modelo de órbita anterior se llama órbita de cuchara de helado porque la órbita del planeta se parece a la cuchara de madera que usamos para comer helado.
El período de revolución del planeta es completamente igual al período de revolución de la estrella binaria. En realidad, el planeta sólo gira alrededor del movimiento constante marcado como ESTRELLA PADRE. Sin embargo, debido a la influencia de otra estrella, esta relación ya no es visible. Al mismo tiempo, el planeta está más cerca de otra estrella que de la estrella que realmente orbita.
Este modelo es muy interesante, pero es difícil decir si existe tal coincidencia en la realidad. Además, la distancia entre las dos estrellas no puede ser demasiado corta, porque si las estrellas están demasiado cerca, se producirá un intercambio de material entre las estrellas. Cuando el planeta se mueva entre las dos estrellas, el material intercambiado se convertirá en cenizas.
Simplifica el anterior y mantén las posiciones de las dos estrellas sin cambios, para que la órbita planetaria no se desvíe y se pueda ver claramente el impacto en la órbita planetaria.
Finalmente, también habrá situaciones en las que dos estrellas y tres planetas formen un triángulo equilátero. Según la prueba de Lagrange en el "Problema de los tres cuerpos", siempre mantendrán la forma de un triángulo equilátero. La posición permanece sin cambios, al igual que la relación entre el grupo troyano y Júpiter y el Sol. Por supuesto, solo habrá movimiento directo y no retrógrado; de lo contrario, el planeta chocará directamente contra la estrella.
Lo que estamos considerando actualmente es la relación entre un planeta y una estrella binaria. Si hay más, la relación entre un planeta en los puntos de Lagrange delantero y trasero de la estrella auxiliar en la estrella binaria es definitivamente. ningún problema. Otras situaciones son más complicadas y las perturbaciones mutuas entre planetas excederán el alcance presentado aquí. Pero lo que se puede esperar es que este tipo de sistema planetario sea completamente posible. A menudo decimos que si Júpiter es más grande, el sistema solar puede convertirse en un sistema estelar binario. Si esto es cierto, ¿no es nuestro sistema solar un ejemplo de esto? ? Si no consideramos el impacto del viento estelar de Júpiter en los primeros discos de nubes que forman los planetas, y permitimos que otros planetas se formen como de costumbre, entonces nuestra Tierra, Mercurio, Venus y Marte son planetas en órbitas internas, es decir, solo orbitan alrededor del sol, no orbitan a Júpiter y, como está cerca del sol, no importa si va directo. Neptuno y los planetas exteriores se encuentran en grandes órbitas exteriores, girando alrededor del Sol y Júpiter simultáneamente. En cuanto a Saturno, es un poco más complicado. La distancia entre las dos estrellas es de 5,2 AU. El centro de masa de la estrella debe estar cerca del sol, pero pase lo que pase, la distancia entre Saturno y el centro del sistema. no será más del doble de las 5,2 AU, que es una órbita periférica pequeña. Como planeta, Júpiter no tendrá ningún impacto, pero como estrella, Júpiter es mucho más masivo (al menos 80 veces más grande de lo que es ahora), lo que tendrá un efecto adverso en el movimiento directo de Saturno, y Saturno no puede existir. establemente. Urano, que se encuentra entre Saturno y Neptuno, depende de la masa de Júpiter para determinar sus posibilidades de supervivencia.
En cuanto a si la Tierra con un sol más de Júpiter puede producir vida, es discutible. Sin embargo, es concebible que si hay civilización en la Tierra, me temo que su astronomía y física se desarrollarán. será más lento. Debido a que los días allí son largos y las noches cortas, es posible que Tycho no haya podido acumular muchos datos de observación y, por lo tanto, Kepler carecía de datos para analizar. Además, debido a que la masa de Júpiter es mucho mayor que la actual, la rotación del planeta. Los planetas en ese tipo de sistema planetario binario son demasiado grandes. Es tan complicado que Kepler probablemente no pudo analizar las tres leyes de Kepler durante su vida. Sin las tres leyes de Kepler como base, Newton no podría establecer la ley de la gravitación universal, incluso si la suya. La cabeza le fue rota por mil manzanas.
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Etiqueta: Exploración/conocimientos varios de Cultural Earth
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