Los planetas gigantes se definen por su tamaño masivo, atmósferas gaseosas densas y falta de superficies planetarias sólidas debido a las bajas cantidades de material rocoso. El modelo actual de “formación de núcleos” para la formación de planetas gigantes comienza con la acumulación de fragmentos rocosos sólidos y una envoltura gaseosa, seguida de una lenta contracción y enfriamiento durante cientos de millones de años.

Sin embargo, los modelos teóricos no se han comprobado hasta ahora porque la detección de planetas gigantes jóvenes es difícil debido a la intensa actividad estelar de sus estrellas anfitrionas. El tamaño de un exoplaneta se puede determinar usando el método de tránsito, mediante el cual un detector mide la cantidad de luz bloqueada por el planeta cuando pasa frente a su estrella. Alternativamente, el método de la velocidad radial se basa en el hecho de que una estrella no permanece estacionaria mientras está en órbita alrededor de un planeta, sino que se mueve de forma periódica debido a la atracción gravitacional del satélite. El desplazamiento Doppler periódico resultante en la luz de la estrella puede observarse mediante espectrógrafos de alta resolución y telescopios terrestres, y usarse después para calcular la masa de exoplanetas en órbita cercana.

La joven estrella de tipo solar V1298 Tau, que tiene una edad estimada de 20 millones de años, alberga cuatro exoplanetas gigantes que fueron detectados previamente mediante el método de tránsito. En un artículo reciente, Alejandro Suárez Mascareño y sus colegas del Instituto de Astrofísica de Canarias utilizaron múltiples formas para determinar la velocidad radial recolectada durante un período de un año para restringir las masas de estos planetas gigantes. El análisis de los datos reveló que los dos planetas más externos del sistema V1298 Tau son mucho más pequeños en relación con sus masas de lo que se predijo en base a modelos actuales de formación de núcleos para la formación de planetas gigantes. Dado que estos planetas tienen solo aproximadamente 20 millones de años, esto sugiere que la etapa de contracción de la formación planetaria podría ocurrir en escalas de tiempo más rápidas de lo que predicen los modelos. LEE MÁS