Radio

Capítulo 9 de 15

Los planetas magnetizados brillan en longitudes de onda de radio: los electrones que descienden en espiral por las líneas de campo hacia las zonas aurorales emiten mediante el máser de ciclotrón, en un haz con forma de cono hueco, hasta la frecuencia de ciclotrón local (Zarka 1998; Treumann 2006). Un planeta cercano también puede inducir esa emisión en su estrella, como hace Ío en Júpiter (Zarka 2007). No se ha confirmado la emisión de radio propia de ningún exoplaneta. Todas las afirmaciones siguientes son tentativas o discutidas, y así lo indican.

Ilustración

Velocidad EscenaCampo en la fuente

Dos escenas. Aurora planetaria: las líneas del campo magnético de un planeta, con emisión dirigida en un cono hueco desde su polo; cuando el cono barre al observador, aparece una ráfaga en el espectro dinámico de abajo, que alcanza hasta la frecuencia de ciclotrón fijada por el campo. Interacción estrella–planeta: el planeta orbita dentro del campo magnético de su estrella, un tubo de flujo lo une a la estrella y la emisión procede del punto de anclaje en la estrella. El control deslizante del campo fija el corte de ciclotrón, calculado como 2,8 MHz por gauss.

La escala de frecuencias

El máser de ciclotrón emite en f_ce = eB/(2π m_e) ≈ 2,80 MHz por gauss de campo en la fuente, y justo por debajo, de modo que la frecuencia más alta observada da el campo allí. Un campo planetario débil emite por debajo de decenas de MHz, donde solo pueden escuchar redes de baja frecuencia como LOFAR (10–240 MHz; van Haarlem et al. 2013); el campo de kilogauss de una enana M alcanza los GHz.

Magnitud	Valor	Fuente
Frecuencia ciclotrónica por gauss	2.799 MHz	eB/(2π m_e) con 2019 e del SI y 2018 m_e de CODATA [calc]
τ Boötis, ráfagas tentativas a 14–21 MHz	≥ 5.0–7.5 G	campo mínimo en la fuente para esa banda, si es emisión ciclotrónica (banda de Turner et al. 2021) [calc]
Ráfagas de YZ Ceti a 2–4 GHz	≥ 0.71–1.43 kG	campo mínimo en la fuente, en la estrella (banda de Pineda & Villadsen 2023) [calc]
Banda de LOFAR	10–240 MHz	van Haarlem et al. 2013
τ Boo Ab, masa y período almacenados	4.5 MJ · 3.31 d	exoplanet.eu
YZ Cet b, m sin i y periodo almacenados	0.0022 MJ · 2.02087 d	exoplanet.eu

Las afirmaciones y en qué punto están

Tentativo, no confirmado

τ Boötis b · LOFAR

Emisión en ráfagas con polarización circular a 14–21 MHz, de unos 3σ, sin nada en los haces de control; también se informó de una señal de variación lenta a 21–30 MHz, con las propias dudas de los autores (Turner et al. 2021). Observaciones de seguimiento con LOFAR que cubrieron el 70% de la órbita, incluidas las fases orbitales anteriores, no mostraron emisión en ráfagas ni lenta (Turner et al. 2024).

Turner et al. 2021 · Turner et al. 2024

En disputa: ningún planeta lo explica aún

GJ 1151 · LOFAR

Emisión de baja frecuencia de una enana roja tranquila, con el carácter de una aurora planetaria, interpretada como la interacción de la estrella con un planeta del tamaño de la Tierra en una órbita de 1–5 días (Vedantham et al. 2020). Después, las velocidades radiales encontraron un planeta en una órbita de 390 días que es muy improbable que sea la fuente, y ningún planeta de periodo corto (masa mínima inferior a 1,2 masas terrestres) (Blanco-Pozo et al. 2023).

Vedantham et al. 2020 · Blanco-Pozo et al. 2023

Candidato

YZ Ceti · VLA

Ráfagas coherentes a 2–4 GHz, dos de ellas en fases orbitales similares de YZ Ceti b, que plausiblemente podría alimentarlas; no se descarta la actividad estelar, así que YZ Ceti es un sistema candidato de interacción estrella–planeta (Pineda & Villadsen 2023).

Pineda & Villadsen 2023

La radio encontró los primeros planetas, de otra manera

In 1992, Wolszczan and Frail found planets around the millisecond pulsar PSR B1257+12 from the regular wobble in its pulses' arrival times (Wolszczan & Frail 1992): the planets tug the pulsar, and the light-travel time changes by milliseconds. That is radio timing, not radio from a planet. Its card on the Galaxy tour ›

Magnitud	Valor	Fuente
PSR B1257+12 b: amplitud de temporización	0.00453 ms	(Mp/M_psr)·a/c con la masa de exoplanet.eu de 7e-05 MJ, a = 0,19 AU, sin i = 1 y un púlsar supuesto de 1,4 M☉ (su masa no está almacenada) [calc]
PSR B1257+12 c: amplitud de temporización	1.59 ms	(Mp/M_psr)·a/c con la masa de exoplanet.eu 0,013 MJ, a = 0,36 AU, sin i = 1, y un púlsar supuesto de 1,4 M☉ (su masa no está almacenada) [calc]
PSR B1257+12 d: amplitud de temporización	1.88 ms	(Mp/M_psr)·a/c con la masa de exoplanet.eu 0,012 MJ, a = 0,46 AU, sin i = 1, y un púlsar supuesto de 1,4 M☉ (su masa no está almacenada) [calc]

No es un método de detección de exoplanetas

Búsquedas de tecnofirmas (SETI)

Estas búsquedas buscan señales artificiales, no planetas ni sus auroras, y aquí se mantienen aparte. Breakthrough Listen observó 1327 estrellas cercanas a 1,10–3,45 GHz con Green Bank y Parkes y, tras excluir las interferencias terrestres, no encontró ningún candidato; los límites superiores de la potencia de un transmisor son 2×10¹² W y 9×10¹² W (Price et al. 2020; objetivos de Isaacson et al. 2017).

SetuHQ no observa en radio. La escena es una ilustración: las líneas de campo, el cono y la órbita no están a escala, y los momentos de las ráfagas son ilustrativos; solo se calcula la frecuencia de corte.

Planetas de este capítulotau Boo Ab ›GJ 1151 c ›YZ Cet b ›PSR B1257+12 b ›PSR B1257+12 c ›PSR B1257+12 d ›

Fuentes