TRAPPIST-1

TRAPPIST-1, tamén coñecida como 2MASS J23062928-0502285, é unha estrela anana vermella ultra-fría que é un pouco máis grande, pero moito máis masiva có planeta Xúpiter; situada a 39 anos luz (12 parsecs) da Terra, na constelación de Acuario.Foron descubertos sete planetas terrestres temperados orbitando ó redor desta estrela, que era o número maior de exoplanetas detectados nun sistema planetario ata que a 14 de decembro do 2017, a NASA e Google anunciaron o descubrimento dun oitavo planeta (Kepler-90i) no sistema planetario de Kepler-90, este descubrimento foi feito usando un novo método de aprendizaxe automático desenrolado por Google e fai que o sistema planetario Kepler-90 teña 8 planetas, pasando esta estrela a se-la que posúe máis planetas extrasolares descubertos. Un estudo publicado en maio do 2017 suxire que a estabilidade do sistema non é particularmente sorprendente se se considera que os planetas migraron ás súas órbitas actuais dende un disco protoplanetario.

Un equipo de astrónomos belga descubriu os tres primeiros planetas de tamaño semellante ó da Terra orbitando ó redor desta estrela anana no 2015. Un equipo dirixido polo belga Michaël Gillon da Universidade de Liexa en Bélxica, detectou os planeta usando o método de tránsito co telescopio TRAPPIST (Transiting Planets and Planetesimals Small Telescope) no Observatorio de La Silla no deserto de Atacama en Chile e o Observatoire de l'Oukaïmeden en Marrocos. O 22 de febreiro do 2017, os astrónomos anunciaron catro exoplanetas adicionais ó redor do TRAPPIST-1. Neste traballo usouse o Telescopio Espacial Spitzer e o Very Large Telescope en Cerro Paranal, entre outros, e elevou o número total de planetas a sete, dos cales tres consideranse que están dentro da zona de  habitabilidade. Os demais tamén poden ser habitables xa que poden ter auga líquida nalgún lugar da súa superficie. Dependendo da definición, ata seis planetas poderían estar nunha optimista zona habitable (c, d, e, f, g, h), con temperaturas de equilibrio estimadas de -105 a 120 Celsius."Early 2017 observations of TRAPPIST-1 with Spitzer" Derez, L. et al. Available at https://arxiv.org/pdf/1801.02554.pdf. Data de acceso 04-02-2018

 Descubrimento e nomenclatura 
A estrela do sistema foi descuberta en 1999 durante a procura Two Micron All-Sky Survey (2MASS, Recoñecemento en 2 micrómetros de todo o ceo). Posteriormente a estrela ingresou no catálogo coa designación "2MASS J23062928-0502285". Os números refírense a ascensión recta e declinación da posición da estrela no ceo e a "J" refírese á época xuliana.

O equipo que a descubriu fixo as súas primeiras observacións dende setembro a decembro de 2015, usando telescopio TRAPPIST e publicou os seus achados no número de maio de 2016 na revista Nature. O acrónimo rende homenaxe á orde relixiosa católica trapista en Bélxica, coñecida por elaborar unhas das cervexas máis famosas do mundo. Dado que a estrela presentaba os primeiros exoplanetas descubertos por este telescopio, os descubridores designárono como "TRAPPIST-1".

O planetas son designados seguindo a orde pola que foron descubertos, comezando con b para o primeiro en atoparse, c para o segundo e así sucesivamente. Tres dos planetas ó redor de TRAPPIST-1 foron descubertos primeiro e designados b, c e d en orde crecente dos seus períodos orbitais, e o segundo grupo descuberto designouse do mesmo xeito de e a h.

 Elite Dangerous 
Pouco despois do descubrimento do sistema de estrelas, o estudo de desenvolvemento de xogos Frontier Developments atopou que un sistema case idéntico fora xerado de forma procedimental polo motor Stellar Forge de Elite Dangerous que utilizaba algoritmos e simulacións baseados na física para xerar un universo explorable.

O sistema estaba no mesmo lugar cunha estrela moi similar e 7 planetas semellantes nun arranxo moi parecido ó sistema na vida real. Frontier acabou por renomea-lo sistema, inicialmente "Core Sys Sector XU-P A5-0" e fixo algunhas alteracións menores para conmemora-lo descubrimento do sistema.

 Características estelares 

TRAPPIST-1 é unha estrela anana vermella ultra-fría, de clase espectral M8.0 ± 0.5, o que ten aproximadamente un 8% da masa e un 11% do radio do Sol. Aínda que é un só pouco máis grande cá Xúpiter, é case 84 veces máis masiva cá este. A espectroscopia óptica de alta resolución non puido revelar a presenza de litio, suxerindo que é unha estrela na secuencia principal de masa moi baixa, a cal está fusionando hidróxeno e que ten esgotado o seu litio, coma podería ser unha anana vermella no canto dunha anana marrón de pouca idade. Ten unha temperatura de 2.511 K (2.238 °C; 4.060 °F), e unha idade de aproximadamente 7,6 ±2,2 ano. En comparación, o Sol ten unha temperatura de  5.778 K (5.505 °C; 9.941 °F) e unha idade duns 4,6 Ga. Observacións feitas coa extensión Kepler K2 ó longo de 79 días revelaron manchas solares e chamas solares ópticas febles e pouco frecuentes, a un ritmo de 0,38 por día (30 veces menos frecuente cás ananas M6-M9 activas); unha única chama forte aparecía preto do final do período de observación. A actividade de combustión observada posiblemente cambia as atmosferas dos planetas de xeito regular, converténdose en menos axeitados para a vida. A estrela ten un período rotacional de 3,3 días.

Obtivéronse imaxes de alta resolución de TRAPPIST-1 e revelaron que a estrela M8 non ten compañeiras cunha luminosidade igual ou máis brillante cá unha anana marrón. O feito de que esta estrela nai estea soa, confirma que as marcas de tránsito medidas para os planetas proporcionan valores reais para os seus radios, probando así que os planetas son de tamaño semellante á Terra.

Debido á súa baixa luminosidade, a estrela ten a capacidade de vivir ata 12 billóns de anos. A estrela é rica en metais, cunha metalicidade ([Fe/H]) de 0,04, ou un 109% da cantidade do Sol. A súa luminosidade (L☉) é un 0,05% da do Sol, a meirande parte desta radiación é emitida no espectro infravermello, ten unha magnitude aparente de 18,80, o que fai que non sexa visible a simple vista dende a Terra.

 Sistema planetario 


O 22 de febreiro do 2017, os astrónomos anunciaron que o sistema planetario desta estrela estaba composto por sete planetas terrestres temperados, dos cales cinco (b), c, e, f e g ) son similares en tamaño á Terra, e dous deles (d e h) son dun tamaño intermedio entre Marte e Terra. 3 dos planetas (e, f e g) orbitan dentro da zona de habitabilidade.

O sistema é moi plano e compacto. Tódolos planetas de TRAPPIST-1 orbitan moito máis preto que Mercurio orbita ó redor do Sol, excepto TRAPPIST-1b, que orbita máis afastado do que o fan as lúas de Galileo ó redor de Xúpiter, pero máis preto do que o fan o resto de lúas de Xúpiter. A distancia entre as órbitas de TRAPPIST-1b e TRAPPIST-1c é só 1,6 veces a distancia entre a Terra e a Lúa. Os planetas deben aparecer prominentes no ceo doutro, nalgúns casos aparecen cun tamaño visual varias veces maior do que a Lúa aparece no ceo da Terra. Un ano no planeta máis próximo pasa só en 1,5 días da Terra, mentres có ano do sétimo planeta transcorre en só 18,8 días.

Trappist-1b foi observado polo Telescopio Espacial James Webb, determinándose a temperatura da beira diúrna nuns 500 K (uns 230 °C) e sen unha atmosfera significativa. Debido ás mareas, a mesma cara do planeta apunta sempre a Trappist1, tendo polo tanto unha cara día e outra cara noite. 

Os planetas pasan tan próximos uns ós outros que as interaccións gravitacionais son significativas e os seus períodos orbitais son case resoantes. No tempo en que o planeta máis interno completa oito órbitas, os planetas segundo, terceiro e cuarto completan cinco, tres e dous. 

As tensións gravitacionais tamén dan coma resultado variacións no tempo de tránsito, que van de menos dun minuto a máis de 30 minutos, o que permitiu ós investigadores calcula-las masas de tódolos planetas excepto o máis externo. A masa total dos seis planetas interiores é de aproximadamente 0,02% a masa de TRAPPIST-1, unha fracción similar a das lúas de Galileo respecto de Xúpiter, observación que suxire unha formación semellante. As densidades dos planetas varían de ~0,60 a ~1,17 veces a da Terra (ρ⊕, 5,51 g/cm3), indicando composicións predominantemente rochosas. As incertezas de medición son demasiado grandes para indicar se tamén se inclúe un compoñente substancial de volátiles, excepto no caso de f, onde o valor 0,60 ±0,17 (ρ⊕) "favorece" a presenza dunha capa de xeo e/ou dunha atmosfera significativa. Imaxes de alta resolución exclúen toda posibilidade de que a estrela teña compañeiras estelares.

O 31 de agosto do 2017, os astrónomos que utilizan o Telescopio Espacial Hubble informaron da primeira evidencia do posible contido de auga nos exoplanetas de TRAPPIST-1.

Entre o 18 de febreiro e o 27 de marzo do 2017, un equipo de astrónomos usou o Telescopio Espacial Spitzer para observar TRAPPIST-1 co fin de refina-los parámetros orbitais e físicos dos sete planetas usando parámetros actualizados para a estrela. Os seus resultados publicáronse o 9 de xaneiro de 2018. Aínda que non se deron novas estimacións de masa, o equipo logrou refina-los parámetros orbitais e os raios dos planetas dentro dunha marxe de erro moi pequena. Ademais dos parámetros planetarios actualizados, o equipo tamén atopou evidencias dunha atmosfera grande e quente en torno ó planeta máis interior.

O 5 de febreiro do 2018, un estudo colaborativo realizado por un grupo internacional de científicos que utilizan o telescopio espacial Hubble, o telescopio espacial Kepler, o telescopio espacial Spitzer e o telescopio SPECULOOS da ESO anunciaron os parámetros máis precisos do sistema TRAPPIST-1. Podían refina-las masas dos sete planetas a unha marxe de erro moi pequena, permitindo determinar con precisión a densidade, a gravidade superficial e a composición dos planetas. Os planetas varían en masa de aproximadamente 0,3 M⊕ a 1,16 M⊕, con densidades de 0,62 ρ⊕ (3,4 g/cm3) a 1,02 ρ⊕ (5,6 g/cm3). Os planetas c e e son case totalmente rochosos, mentres que b, d, f, g e h teñen unha capa de volátiles en forma dunha capa de auga, de xeo ou unha espesa atmosfera. Parece que TRAPPIST-1d ten un océano de auga líquida que comprende aproximadamente o 5% da súa masa, para comparación, o contido de auga da Terra é , mentres cás capas de auga de TRAPPIST-1f e g probablemente estean conxeladas. TRAPPIST-1e ten unha densidade lixeiramente maior cá Terra, indicando unha composición de ferro e rochas terrestres. Ademais, as atmosferas dos planetas foron máis analizadas. A atmosfera de TRAPPIST-1b atopouse por riba dun efecto invernadoiro fóra de control, cun límite de 101 a 104 bar de vapor de auga. Os planetas c, d, e e f carecen de ambientes de hidróxeno-helio. Tamén se observou o planeta g, pero non había datos suficientes para descartar firmemente unha atmosfera de hidróxeno.

Gráficos de datos do sistema planetario

+ Outras características Compañeiros  (en orde respecto da estrela) Fluxo estelar  (⊕) Temperatura  (en equilibro, asúmese un albedo de Bond nulo) Gravidade superficial  (⊕) b 3,88 ±0,22 391,8 ± 5,5 K (118,65 ± 5,50 °C; 245,57 ± 9,90 °F)
≥1,400 K (1,130 °C; 2,060 °F) (atmosfera)
750–1,500 K (477–1,227 °C; 890–2,240 °F) (superficie) 0,812 (+0,104/-0,102) c 2,07 ±0,12 334,8 ± 4,7 K (61,65 ± 4,70 °C; 142,97 ± 8,46 °F) 0,966 (+0,087/-0,092) d 1,043 ±0,06 282,1 ± 4,0 K (8,95 ± 4,00 °C; 48,11 ± 7,20 °F) 0,483 (+0,048/-0.052) e 0,604 ±0,034 246,1 ± 3,5 K (−27,05 ± 3,50 °C; −16,69 ± 6,30 °F) 0,930 (+0,063/-0,068) f 0,349 ±0,020}} 214,5 ± 3,0 K (-58,65 ± 3,0 °C; -73.57 ± 5,40 °F) 0,853 <small>(+0,039/-0,040)</small) g 0,236 ±0,014 194,5 ± 2,7 K (-78,65 ± 2,70 °C; -109,57 ± 4,86 °F) 0,871 (+0,039/-0,040) h 0,135 (+0,078/-0,074) 169,2 ± 2,4 K (-103,95 ± 2,40 °C; -155,11 ± 4,32 °F) 0,555 (+0,076/-0,088)

 Quasi-resonancias orbitais 
Os movementos orbitais dos planetas TRAPPIST-1 forman unha cadea complexa con resonancias de tres corpos que ligan con tódolos membros. Os períodos orbitais relativos (procedendo cara a fóra) relaciónanse en proporcións de enteiros de 24/24, 24/15, 24/9, 24/6, 24/4, 24/3 e 24/2, respectivamente, ou as proporcións de períodos máis próximos ó veciño de aproximadamente 8/5, 5/3, 3/2, 3/2, 4/3 e 3/2 (1.603, 1.672, 1.506, 1.509, 1.342 e 1.519). Isto representa a cadea máis longa de exoplanetas case resoantes e pénsase que foi resultado das interaccións entre os planetas mentres migraron dentro do disco protoplanetario residual para rematar de formarse a distancias máis grandes.

A maioría dos conxuntos de órbitas semellantes ó conxunto atopado en TRAPPIST-1 son inestables, o que provoca que un planeta entre na esfera de Hill doutro ou que sexa expulsado. Pero descubriuse que hai un xeito de que un sistema migre a un estado bastante estable por medio de interaccións de amortecemento coma por exemplo, un disco protoplanetario. Despois diso, as forzas de marea poden dar ó sistema unha estabilidade a longo prazo.

A apertada correspondencia entre as proporcións enteiras das resonancias orbitais e a teoría da música permitiu converte-lo movemento do sistema en música.

 Formación do sistema planetario 

Segundo Ormel e o seu equipo, os modelos previos de formación planetaria non explican a formación altamente compacta do sistema TRAPPIST-1. A formación no lugar requiriría un disco inusitadamente denso e non contaría con facilidade con resonancias orbitais. A formación fóra da liña de xeo non explica a natureza terrestre dos planetas ou as masas semellantes á terrestre. Os autores propuxeron un novo escenario no que a formación de planetas comeza na liña de xeo onde as partículas de gran tamaño desencadean inestabilidades de transmisión, entón os protoplanetas maduran rapidamente por unha gran acumulación deste tipo de partículas. Cando os planetas alcanzan a masa terrestre, crean disturbios no disco de gas que interrompen a deriva cara a dentro das partículas que causan o seu crecemento. Os planetas son transportados por migración planetaria do Tipo I cara ó disco interior, onde quedan atascados na cavidade magnetosférica e acadando resonancias de movemento medio. Tal migración interna aumenta as probabilidades de atopar nestes planetas cantidades substanciais de auga.

 Acoplamento de marea 

Os sete planetas son susceptibles de estar en acoplamento da marea (un cara de cada planeta mira permanentemente cara a súa estrela),  facendo que desenvolvemento da vida alí sexa algo "moito máis desafiante". Unha posibilidade menos probable é que algúns poidan estar atrapados nunha resonancia rotación-órbita. Os planetas con acoplamento de marea normalmente terían diferenzas de temperatura moi grandes entre os seus lados de día permanentemente iluminados e os seus lados nocturnos totalmente escuros, o que podería producir ventos moi fortes que circularían ó redor dos planetas. Os mellores lugares para a vida poden estar próximos ás rexións de crepúsculo leve, no linde entre os dous lados, chamada a liña terminador.

 Quecemento de marea 

Prevese que o quecemento de marea debe ser significativo: agardase que tódolos planetas excepto f e h teñan un fluxo de calor de marea maior có fluxo total de calor da Terra. Con excepción de TRAPPIST-1c, tódolos planetas teñen densidades suficientemente baixas para indicar unha presenza de significativa de H2O nalgún dos seus estados. Os planetas b e c experimentan suficiente quecemento a partir de mareas planetarias para manter océanos de magma nos seus mantos de rocha; o planeta c pode ter erupcións de magma de silicatos na súa superficie. Os fluxos de calor de marea nos planetas d, e, e f son menores, pero aínda son vinte veces superiores ó fluxo de calor medio da Terra. Os planetas d e e son máis propensos a ser habitables. O planeta d evita o efecto de invernadoiro descontrolado se o seu albedo é ≳ 0.3.https://arxiv.org/abs/1712.05641 Interior Structures and Tidal Heating in the TRAPPIST-1 Planets

 Posibles efectos de raios X intensos e irradiación UV extrema no sistema 

Bolmont e os seus colab. modelaron os efectos da prevista radiación ultravioleta profunda e extrema sobre os planetas b e c  emitida por TRAPPIST-1. Os seus resultados suxiren que os dous planetas puideron perder tanto coma 15 océanos de auga da Terra (aínda que a perda real probablemente sexa menor), dependendo dos seus contidos de auga inicial. Non obstante, poderían conservar bastante auga coma para permanecer habitables e un planeta orbitando máis lonxe do que está previsto, perdería moita menos auga.

Aínda que por outra banda, un estudo posterior de Rayos X realizado por Wheatley e os seus colab. usando o observatorio espacial XMM-Newton descubriron que a estrela emite raios X a un nivel comparable ó noso Sol moito que é moito grande e unha radiación ultravioleta extrema a un nivel 50 veces máis forte que o que supón Bolmont e os seus colaboradores. Os autores predixeron que isto alteraría significativamente a atmosfera primaria e, quizais, as atmosferas secundarias dos planetas de tamaños semellantes á Terra que atravesan a zona habitable da estrela. A publicación sinalou que estes niveis "descoidaron a física da radiación e a hidrodinámica da atmosfera planetaria" e poden estar sobreestimados de xeito significativo. De feito, a extracción por parte da radiación UV extrema dunha atmosfera primaria de hidróxeno e helio moi grosa podería ser necesaria para a habitabilidade dun planeta. Os altos niveis de UV extrema tamén deberían facer que a retención de auga en TRAPPIST-1d sexa menos probable do previsto por Bolmont e os seus colab., aínda que mesmo en planetas altamente irradiados, estes compostos poderían permanecer nas partes frías nos polos ou nos lados nocturnos de planetas con acoplamento de marea.

Se unha atmosfera densa como a da Terra, cunha capa de ozono protector, existe nos planetas da zona habitable de TRAPPIST-1, os niveis de radiación UV da superficie serían similares ós da Terra actual. Non obstante, unha hipoxia atmosférica permitiría que máis radiación UV alcanzase a superficie, facendo que os ambientes superficiais sexan hostís a extremófilos terrestres moi resistentes a UV. Se as futuras observacións detectan  ozono nun dos planetas TRAPPIST-1, sería un candidato primordial para buscar vida na súa superficie.

 Espectroscopia das atmosferas planetarias 
Debido á proximidade relativa dos planetas respecto da súa estrela nai, o pequeno tamaño da estrela nai e as aliñacións orbitais que producen tránsitos diarios, as atmosferas dos planetas TRAPPIST-1 son obxectivos favorables para a investigación de espectroscopia de absorción.

O espectro de absorción combinado de TRAPPIST-1b e c, obtido polo Telescopio Espacial Hubble, exclúe unha atmosfera que estea libre de nubes onde o hidróxeno sexa o composto dominante en cada un deses planeta, polo que é improbable que alberguen unha extensa capa de gas, a menos que estea nubrado a altas alturas. Outras estruturas atmosféricas, desde unha atmosfera libre de nubes de vapor de auga ata unha atmosfera parecida a Venus, permanecen consistentes co espectro característico.

Outro estudo deu a entender a presenza de exósferas de hidróxeno en torno ós dous planetas internos cun disco exosférico que terían ata 7 veces o tamaño dos raios dos planetas.

Nun documento dunha colaboración internacional utilizando datos de telescopios espaciais e terrestres, atopouse que TRAPPIST-1c e TRAPPIST-1e probablemente teñen núcleos interiores na súa meirande parte rochosos, e que TRAPPIST-1b é o único planeta por riba do límite do efecto invernadoiro, con presións de vapor de auga da orde de 101-104 bar.

As observacións de futuros telescopios, coma o Telescopio Espacial James Webb ou o Telescopio Europeo Extremadamente Grande, poderán avalía-lo contido de gases de efecto invernadoiro das atmosferas, permitindo unha mellor estimación das condicións de superficie. Tamén poderán ser capaces de detectar biosinaturas coma o ozono ou o metano nas atmosferas destes planetas, se a vida está presente alí.

 Impacto da actividade estelar na habitabilidade 

As observacións do telescopio Kepler nalgúns casos revelaron varios chamas solares na estrela nai. A enerxía do evento máis forte foi comparable ó evento Carrington, unha das chamas máis fortes vistas no Sol. Coma os planetas da órbita do sistema TRAPPIST-1 están moito máis preto da súa estrela nai cá Terra, tales erupcións poden causar tormentas magnéticas que son de 10 a 10.000 veces máis fortes cás tormentas xeomagnéticas máis potentes que ocorren na Terra. Ademais do dano directo causado pola radiación asociada ás erupcións, tamén poden supoñer novas ameazas: a composición química das atmosferas planetarias probablemente sexa alterada por erupcións de xeito regular e as atmosferas tamén poden ser erosionadas a longo prazo. Un campo magnético suficientemente forte dos exoplanetas podería protexe-la súa atmosfera dos efectos nocivos de tales erupcións, pero un exoplaneta semellante á Terra necesitaría un campo magnético na orde de 10-1000 Gauss para protexerse destas chamas (coma comparación, o campo magnético da Terra é ≈0.5>Gauss).

 Probabilidade de panspermia interplanetaria 

A panspermia é posible en proporcións moito máis grandes no sistema TRAPPIST-1 en comparación co caso de Terra e Marte e a probabilidade de abioxénese é moi superior, en parte debido á proximidade entre si dos planetas do sistema.

 Existencia de planetas non descubertos 

Un estudo que utilizaba a cámara astronómica CAPSCam concluíu que o sistema TRAPPIST-1 non ten planetas que xunten máis de 4,6 masas de Xúpiter con órbitas dun ano e sen planetas que xunte máis 1,6 masas de Xúpiter con órbitas de cinco anos. Os autores do estudo sinalaron, porén, que os seus descubrimentos deixaron áreas do sistema TRAPPIST-1, máis notablemente a zona na que os planetas terían órbitas de período intermedio, sen analizar.

 Procuras de sinais de radio 

En febreiro do 2017, Seth Shostak, astrónomo veterano do Instituto SETI, sinalou: "... o Instituto SETI utilizou o seu Allen Telescope Array (no 2016) para observar as inmediacións de TRAPPIST-1, explorando a través de 10.000 millóns de canles de radio en busca de sinais. Non se detectaron transmisións, aínda que novas observacións están en perspectiva ..."

 Lúas 
Stephen R. Kane, escribiu en The Astrophysical Journal Letters, que os planetas TRAPPIST-1 non son susceptibles de ter grandes lúas. A Lúa da Terra ten un radio do 27% có da Terra, polo que a súa área (e a súa profundidade de tránsito) é do 7,4% respecto da Terra, o que probabelmente sería observado no estudo de tránsito se está presente. As lúas máis pequenas con radio de 200–300 km probablemente non serían detectadas.

A nivel teórico, Kane descubriu que as lúas ó redor dos planetas internos de TRAPPIST-1 deberían ser extraordinariamente densas para que estas, teoricamente, puidesen existir. Isto baséase na comparación da esfera de Hill, que marca o límite exterior da posible órbita da lúa ó defini-la rexión do espazo na que a gravidade dun planeta é máis forte que a forza de marea da súa estrela, e o Límite de Roche, o que representa a menor distancia á que unha lúa pode orbitar antes das mareas do planeta superen á propia gravidade da lúa e a esnaquicen. Estas restricións non descartan a presenza de sistemas de aneis (onde as partículas están unidas entre si por forzas químicas e non por gravidade). A derivación matemática é a seguinte:

 é o radio de Hill do planeta, calculado a partir do eixe semi-maior planetario , a masa do planeta , e a masa da estrela . Teña en conta que a masa da estrela TRAPPIST-1 é aproximadamente 26,000M⊕ (ver a táboa de datos anterior); <! --- Nota: os datos que temos na información secundaria admiten un valor de 26.700 masas terrestres, pero calculando de volta as figuras da táboa suxire que 26.000 foron usados na referencia ---> as figuras restantes aparecen na táboa seguinte.

 é o límite de Roche do planeta, calculado a partir do raio do planeta R_p </ math>, e a densidade do planeta <\rho_p </ math>. 

Planeta  (Masas terrestres)  (Raios terrestre)  (UA)  (milliUA)  (milliUA)TRAPPIST-1b0.851.0860.0110.2440.1202.04TRAPPIST-1c1.381.0560.0150.3930.1412.79TRAPPIST-1d0.410.7720.0210.3700.0943.94TRAPPIST-1e0.620.9180.0280.5570.1085.17TRAPPIST-1f0.681.0450.0370.7560.1116.80TRAPPIST-1g1.341.1270.0451.1540.1398.28TRAPPIST-1h0.310.7150.0600.9360.08610.86

Kane sinala que as lúas próximas ó bordo do radio de Hill poden estar suxeitas a eliminación da resonancia durante a migración planetaria, o que supón un factor de redución de preto de aproximadamente 1/3 para os sistemas típicos e 1/4 para o sistema TRAPPIST-1; polo tanto, non se esperan lúas para os planetas onde  sexa inferior a catro. Ademais, as interaccións das mareas co planeta poden producir unha transferencia de enerxía dende a rotación do planeta ata a órbita da lúa, facendo que a lúa deixe a rexión estable ó longo do tempo. Por estes motivos, aínda se cre que os planetas exteriores de TRAPPIST-1 non teñen lúas.

 Galería 

 Vídeos 

 Notas 

 Véxase tamén 
 Outros artigos 
 HD 10180,  unha estrela con sete planetas
 Kepler-90, unha estrela con oito planetas
 KIC 8462852, outra estrela con datos notables de tránsitos
 Habitabilidade dos sistemas de ananas vermellas
 Lista de potenciais exoplanetas habitables

 Lecturas recomendadas 


 Ligazóns externas 

 TRAPPIST.one, o sitio web oficial do equipo dos descubrimentos.
  da NASA
  do Jet Propulsion Laboratory da NASA
 ESOcast 83: "Ultracool Dwarf with Planets" do European Southern Observatory

Categoría:Estrelas na secuencia principal tipo-M
Categoría:Ananas vermellas