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Detección de los escurridizos campos magnéticos de los exoplanetas mediante ondas de radio

Título: Exoplanet Radio pasa como una sonda de campos magnéticos de exoplanetas: simulación MHD dependiente del tiempo

Autores: Sumitra Hazra, Ofer Cohen, Igor F. Sokolov

Fundación Primer Autor: Centro Lowell de Ciencia y Tecnología Espaciales, Universidad de Massachusetts Lowell

condición: Aceptado en ApJ (acceso abierto)

El campo magnético de la Tierra protege nuestra capa de ozono de viento solar Y el rayos cósmicosPara evitar que nos alcancen los peligrosos rayos UV. En la teoría de los exoplanetas, los campos magnéticos pueden desempeñar un papel importante en la determinación de cómo se desarrolla un planeta y si retiene una atmósfera. Pero, ¿cómo podemos estudiar los campos magnéticos de planetas distantes? El artículo de hoy explora la transmisión inalámbrica como un método indirecto para medir estos campos.

Transmision de radio

Los astrónomos han observado emisiones de radio naturales de Júpiter y otros planetas del sistema solar, producidas por campos magnéticos«Las interacciones con el viento solar, el flujo constante de partículas del Sol. Sin embargo, este tipo de señal es generalmente demasiado débil para ser detectada por los telescopios actuales a distancias interestelares».

la mayoría Exoplanetas conocidos hoy fue descubierto con método de tránsitoque generalmente se realiza en frecuencias ópticas, donde los espectros de estrellas (por ejemplo, Kepler & macho cabrío). Este método detecta planetas cuando pasan frente a sus estrellas, provocando caídas periódicas en el brillo aparente de la estrella. El artículo de hoy explora un método similar para estudiar exoplanetas en frecuencias de radio, donde sus campos magnéticos influyen en la emisión radiotérmica de la estrella.

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La parte exterior de la estrella se llama auray se extiende más allá fotosfera, se vuelve menos denso (y menos caliente) a medida que aumenta la distancia. Este plasma emite ondas de radio a través del calor. bremsstrahlung Emisión, en la que partículas cargadas en campos eléctricos emiten parte de su energía cinética como ondas electromagnéticas. Un planeta muy cercano (p. ej. Júpiter caliente) y su campo magnético puede interactuar con la corona, cambiando esta salida de radio y posiblemente produciendo una señal que se puede observar en la radio curvas de luz.

Modelado de interacciones entre estrellas y planetas.

Uso de los autores BATS-R-US modelo y Modelo de atmósfera solar de onda de Alfvén para estudiar magnetohidrodinámico (MHD, una palabra larga para describir el comportamiento de los fluidos conductores en campos magnéticos y eléctricos) Interacciones entre un planeta y su estrella anfitriona. El modelo estelar se basa en observaciones reales de HD 189733, el más cercano de los cuales es el anfitrión del planeta caliente en tránsito Júpiter. A un radio de planeta típico (una versión perfecta del Júpiter caliente de la estrella) se le asigna un radio de 0.2Rel sol. Prueban 3 intensidades de campo magnético diferentes del planeta: sin campo magnético, campo magnético similar a la Tierra (0,3 j), y un campo magnético de mayor fuerza (3 g). Simulan cada uno de estos tres planetas con radios de órbita circular: 10 y 20 veces el radio de la estrella.

Tanto para escenarios de campo magnético como de órbita, los autores utilizaron un trazado de rayos Algoritmo para simular la trayectoria de emisión coronal a través del medio ambiente sometido refracción. Esto les permite crear imágenes de radio artificiales en varios puntos a lo largo de la órbita del planeta, que luego se convierten en curvas de luz simuladas. La figura 1 a continuación muestra un ejemplo de tales imágenes.

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Vemos 3 paneles, todos con ejes X e Y con unidades de distancia aleatorias.  Todos los paneles muestran la estrella brillante en el centro y las regiones coronales oscureciéndose gradualmente hacia el exterior.  Estas características de brillo coronal muestran una forma no circular distorsionada.  En el panel izquierdo, vemos el planeta del extremo izquierdo en su órbita, seguido de una cola brillante.  En el panel central, vemos el planeta en medio del tránsito, apareciendo como una mancha oscura en el centro de la estrella.  En el panel del extremo derecho, vemos el planeta en el extremo derecho de su órbita, y la cola detrás de él se extiende de manera más prominente.

Figura 1: Imágenes de radio del modelo a 1 GHz para 3G, 10R* Estado de la órbita. El panel central muestra el planeta en tránsito, y los paneles laterales muestran el planeta en su distancia visible más lejana de la estrella en ambos lados. (De la Figura 1 en el papel)

presión corona

Como muestran las imágenes de radio en la Figura 1, el planeta deforma el material de la corona a medida que se mueve en su órbita, formando un anillo de material comprimido con mayores emisiones a su alrededor, así como una cola que lo sigue en órbita. Cuando este aumento de densidad en el material circundante pasa por delante de la estrella, refracta la emisión de radio, provocando diferencias en el brillo aparente de la estrella más allá de la caída de los tránsitos ópticos estándar.

A medida que uno se aleja de la estrella, el material se enfría y la emisión coronal alcanza su punto máximo a frecuencias más cortas. Así, el tamaño de la órbita del planeta afecta lo que observamos en diferentes frecuencias. Para el caso de órbita corta (10R*), el planeta pasa a través de regiones de plasma caliente, mientras que la órbita más larga (20R*) El planeta pasa a través de regiones exteriores de menor densidad de la corona. La figura 2 a continuación muestra las curvas de luz de las magnetoformas en ambas órbitas.

En cada panel, el eje x muestra la fase de 0,4 a 0,6.  Los ejes y muestran intensidades de radio normales, con desviaciones de hasta decenas de porcentajes en cualquier dirección.  Las líneas de colores muestran curvas de luz para las siguientes frecuencias: 10 MHz, 30 MHz, 100 MHz, 250 MHz, 750 MHz, 1 GHz.  En ambos paneles, vemos curvas de luz de frecuencia media a alta que muestran depresiones de tránsito extendidas, centradas alrededor del punto de tránsito medio.  Las frecuencias más bajas muestran pendientes irregulares por encima de la intensidad de radio normal.  Las caídas son más dramáticas en el panel derecho y las formas de las líneas varían ampliamente entre las versiones y frecuencias del modelo.  Las diferencias sutiles no son necesarias para la cuantificación, pero el mensaje de la trama es que estos modelos producen curvas de luz interesantes y distintivas.

Figura 2: Curvas de luz de radio para simular el tránsito. El panel izquierdo muestra los resultados de la órbita corta, mientras que el panel derecho muestra los resultados de la órbita más larga. Las líneas continuas en ambos paneles representan su propio patrón de 0,3 G y las líneas discontinuas, el patrón de 3 G. Los colores de las líneas corresponden a las frecuencias de radio, como se muestra en la leyenda. A lo largo del eje x, la fase 0 comienza cuando el planeta está detrás de la estrella, y el punto de tránsito medio en la fase 0,5 está marcado con una línea discontinua negra. Están sucediendo muchas cosas aquí durante el tránsito y sus alrededores, pero ese es el hallazgo importante. Vemos curvas de luz muy diferentes para diferentes frecuencias y escenarios típicos, lo que sugiere que observar curvas de luz como esta de estrellas reales puede permitir a los investigadores limitar la fuerza del campo magnético de los planetas. (Figuras 3 y 6 en el papel)

Medición de campos magnéticos

En última instancia, el objetivo del método de tránsito de radio es traducir la señal de modulación de radio en la fuerza de un campo magnético planetario. Los autores calcularon la «modulación extrema», o la diferencia entre los puntos de flujo máximo y mínimo en las curvas de luz. Esta modulación varía en función de tres factores examinados: la separación orbital del planeta, la intensidad del campo magnético del planeta y la frecuencia observada.

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Los resultados sugieren que las observaciones de radio en un rango de frecuencias pueden revelar información sobre el campo magnético del planeta en tránsito y, por lo tanto, su interior. Los autores señalan que las emisiones de radio térmicas de las coronas estelares son difíciles de detectar con la tecnología actual y solo unas pocas estrellas cercanas pueden hacerlo en este momento. Si bien este estudio se centra en las modificaciones planetarias de las emisiones de radio térmicas de la corona estelar, las estrellas también emiten señales de radio transitorias más fuertes (por ejemplo, durante antorchas), lo que debería ser considerado en futuros estudios. En general, la detección de campos magnéticos de exoplanetas a través de transmisiones de radio es un método prometedor, y con la creación de radiotelescopios más potentes (por ejemplo, matriz de kilómetros cuadrados), se vuelve más significativo.

Editado por Lindsay Demarchy
Crédito de la foto de portada: Hazra et al. (2022)

Acerca de Macy’s Houston

Soy un estudiante graduado de quinto año en Penn State estudiando astronomía y astrofísica. Mis proyectos actuales se centran en firmas técnicas, también conocidas como Búsqueda de inteligencia extraterrestre (SETI), y en búsquedas de exoplanetas con lentes de precisión.