Planeta degenerado

Dado que la Unión Astronómica Internacional define a un planeta como un objeto de masa subestelar, no fusor de deuterio, que tiene equilibrio hidrostático y dominancia orbital de su región, y dado que su origen no se considera como parte de la definición, estos objetos encajan perfectamente dentro de la definición de planeta, aclarando que este será un punto a abordar para una futura actualización de la definición de exoplaneta. ^[1]

El término "enana marrón" en este contexto se utiliza únicamente para definir el rango de masa y no representa ninguna característica particular de los objetos en sí. Los términos "enana marrón" y "planeta" en estos casos se definen tal como se utilizan en artículos científicos; no existe consenso ni una clasificación establecida sobre los límites ni sobre cómo deben dividirse estos tipos de objetos, por lo que el término más apropiado sería "objetos subestelares".

Los planetas degenerados no se forman por acreción en un disco protoplanetario, sino que suelen ser restos estelares o subestelares que han perdido la mayor parte de su masa a través de la interacción con una estrella compañera, ya sea por procesos erosivos como vientos inducidos por radiación, eyección de envoltura común o efectos de marea, desbordamiento del límite de Roche, transferencia de masa u otros procesos.^[2]

Estos fenómenos son comunes en sistemas binarios compactos, donde la estrella primaria es un objeto compacto, como una enana blanca, una estrella de neutrones o un agujero negro. Si el remanente cae por debajo del umbral de fusión nuclear sostenida, se le denomina planeta degenerado.^[3]

Dependiendo del grado de evolución del sistema y del objeto degenerado, estos pueden clasificarse por su fase de acreción como donantes activos (acrecientes) que continúan perdiendo masa hacia su estrella compañera y donantes apagados (no acrecientes) que no transfieren masa y han alcanzado la estabilidad (p. ej. PSR J1719-1438 b, WD 0032−317 b, 2S 0918−549, 4U 1543–624, ZTF J1406+1222 A).^[4]

También se clasifican correlativamente como objetos semidegenerados como YZ Leonis Minoris (tiene un 50% más de la masa esperada para la degeneración pura, lo que indica que la presión térmica es significativa), o objetos completamente degenerados como PSR J1719-1438 b.^[5][6]

Sus masas pueden variar desde unas pocas masas jovianas hasta ~80 MJ, que sería el límite superior teórico en el que un objeto subestelar comienza a sufrir fusión de hidrógeno, aunque su radio se mantiene constante entre el de Júpiter y Saturno o incluso menor en casos extremos (radios máximos de Roche ≤0.4 RJ: IGR J17062-6143 b, CR Bootis b, PSR J1953+1844E b), de forma similar a lo que ocurre con las típicas enanas marrones pero con mayor compacidad debido a la depleción gases fácilmente fotoevaporables como el hidrógeno y el helio.

Se ha propuesto que estos objetos, en particular los que orbitan púlsares, son masas de materia extraña compuestas por quarks extraños con masas y densidades extremas, condensados en radios de aproximadamente ~1 km, es decir, densidades del orden de ∼10¹³-10¹⁵ g·cm⁻³, mucho mayores que las de los modelos clásicos. Esta idea es especulativa, aunque las observaciones actuales la respaldan, pero no la exigen; se explica muy bien considerándolos como núcleos despojados de una antigua compañera estelar, sin el requerimiento de materia exótica.

Un caso particular como PSR J1719−1438 b revela cómo estos objetos pueden desarrollar estructuras internas cristalinas, resultado de la cristalización gradual del plasma de iones en el núcleo bajo condiciones de densidad y temperatura extremas. En este caso, se cree que el planeta está compuesto predominantemente de carbono y oxígeno, estructurado en una forma diamantina o cristalina, lo que le confiere una notable rigidez mecánica además de la presión de degeneración.^[7]