Nu Octantis Ab (también conocido como ν Octantis Ab) es un exoplaneta gigante gaseoso. Orbita la estrella subgigante Nu Octantis, que forma parte de un sistema estelar binario. Nu Octantis Ab fue descubierto mediante el análisis de las oscilaciones periódicas en la velocidad radial de su estrella, denominado «método de velocidad radial». Este planeta destaca por su inusual órbita, que se encuentra a medio camino entre las órbitas de las dos estrellas del sistema Nu Octantis. Esta configuración orbital es inestable, ya que las perturbaciones gravitatorias con la estrella secundaria harían que su órbita fuese inestable, y los modelos actuales de formación planetaria impiden la formación de un planeta en una órbita de estas características.
Fue descubierto inicialmente en 2004, pero debido a las dificultades relacionadas con su estabilidad y formación, el planeta ha sido objeto de controversia en varios estudios. Sin embargo, las explicaciones alternativas para las variaciones observadas en la velocidad radial han sido descartadas o debilitadas, y en 2025 un estudio informó de la confirmación de la existencia del planeta.
A partir de 2025, se han encontrado órbitas estables, pero estas implican una órbita retrógrada con respecto al movimiento del sistema binario, lo que dificulta aún más explicar la formación de un planeta en una órbita tan estrecha. Se han propuesto dos hipótesis, basadas en que la estrella secundaria sea una enana blanca que perdió masa durante su evolución estelar, lo que habría provocado la inestabilidad de un antiguo sistema planetario en una órbita circumbinaria, o en la formación de un planeta mediante un disco de acreción compuesto por la masa perdida.
Características
Con una masa de 2,19 masas jovianas, Nu Octantis Ab está clasificado como un gigante gaseoso, una categoría de planetas como Júpiter o Saturno que están compuestos por gases como el hidrógeno y el helio alrededor de un núcleo sólido, y que no poseen una superficie como los planetas terrestres. Debido a que este planeta fue detectado únicamente mediante el método indirecto de espectroscopia Doppler, que se basa en la masa, se desconocen otras propiedades, como su tamaño y densidad.
Nu Octantis Ab tarda 404 días en completar una órbita,y tiene un semieje mayor de 1,24 UA o 1,24 veces la distancia entre la Tierra y el Sol, y equivalente al 47,5% del semieje mayor del sistema binario. Esta es la mayor proporción registrada hasta la fecha. Todos los demás planetas de tipo S, que orbitan uno de los componentes de un sistema estelar, tienen órbitas mucho menores en relación con la de la estrella exterior. Por ello, Nu Octantis Ab es excepcional debido a su estrecha configuración orbital.
Nu Octantis Ab orbita en sentido retrógrado con respecto a las órbitas de Nu Octantis A y B. Si fuera prógrada (es decir, en la misma dirección), la órbita sería altamente inestable debido a las fuertes perturbaciones gravitacionales de la estrella secundaria, que expulsarían al planeta de su posición actual. La inclinación orbital con respecto a la Tierra es de 108,2°, relativamente coplanar con la inclinación de la órbita del sistema binario, de 71,8°. La excentricidad orbital es baja, de 0,2.
Estrella anfitriona
Nu Octantis A es una estrella subgigante que está agotando el hidrógeno en su núcleo y aumentando su tamaño; actualmente es 5,04 veces más grande que el Sol y 13 veces más luminosa. Se encuentra en la constelación de Octans, que contiene el polo sur celeste, y debido a su ubicación cercana a este polo, es invisible para la mayor parte del hemisferio norte. Con una magnitud aparente de 3,73, es la estrella más brillante de esta constelación relativamente tenue, a pesar de su designación de Bayer.
Forma parte de un sistema estelar binario y domina la emisión de energía del sistema: la componente secundaria, una enana blanca, es mucho menos luminosa y solo pudo detectarse mediante métodos indirectos, como la espectroscopia, o la astrometría. Inicialmente las componentes estelares del sistema estaban separadas por 1,31 UA y tenían masas de 1,38 masas solares y 2,36 masas solares. Alrededor de 900 millones de años después de su formación, la componente secundaria comenzó a agotar el hidrógeno en su núcleo, se expandió hasta convertirse en una gigante roja, y luego se convirtió en una enana blanca. Durante este proceso, la órbita se amplió hasta 2,61 UA, y la componente secundaria perdió la mayor parte de su masa original (alrededor de 1,8 masas solares, de las cuales 0,2 masas solares fueron acretadas a la primaria).
Los nombres Nu Octantis A, Nu Octantis B y Nu Octantis Ab derivan de la convención utilizada por el Washington Multiplicity Catalog (WMC) para múltiples sistemas estelares, y adoptada por la Unión Astronómica Internacional (IAU).
Escenarios de formación propuestos
Según los conocimientos actuales sobre la formación planetaria, es imposible que Nu Oct Ab se haya formado en su órbita actual al mismo tiempo que las demás componentes estelares; la naturaleza de la estrella secundaria implica una órbita primordial más cercana, y la órbita retrógrada del planeta tampoco se ajusta al modelo. Se estima que las componentes primordiales ν Octantis A y ν Octantis B estaban separadas por 1,31 UA, casi el mismo valor que la separación actual del planeta, de 1,24 UA, lo que implica que no podría haberse formado en esta configuración. Los planetas se forman mediante la acumulación de planetesimales en un disco protoplanetario, pero en este sistema el sistema binario impidió la formación y evolución de dicho disco. El tamaño de un disco protoplanetario alrededor de cada estrella debería ser inferior a 0,41 y 0,52 UA, respectivamente, regiones tan cercanas y calientes que la temperatura del gas es demasiado alta para formar un gigante gaseoso.
Dos teorías que explican la formación de ν Oct Ab fueron planteadas en un estudio de 2025 por Ho Wan Cheng et al. Estas teorías se basan en la evolución del sistema, cuya componente secundaria era inicialmente más masiva, pero durante su transición de estrella de secuencia principal a gigante roja, y luego su muerte como enana blanca, perdió una parte significativa de su masa. Menos masa en el sistema resulta en menos fuerza gravitacional.
Dispersión planeta-planeta
Esta teoría propone que existían dos planetas circumbinarios (que orbitan ambas estrellas en una órbita más amplia). Estos planetas mantuvieron órbitas estables hasta que ν Octantis B evolucionó a enana blanca. Durante la pérdida de masa, las órbitas de ambos planetas se expandieron alrededor de un 75%, mientras que la separación planeta-planeta disminuyó un 17%. Esta separación hizo que el sistema planetario se volviera inestable, lo que provocó que uno de ellos fuera expulsado hacia su órbita retrógrada actual.
Formación de segunda generación
Esta teoría propone que la transición de Nu Oct B de gigante roja a enana blanca llevó a la formación de un disco de acreción alrededor de Nu Octantis A con propiedades similares a un disco protoplanetario. Dependiendo de la inclinación del disco, este podría haber sido retrógrado y coplanar con respecto al movimiento del sistema binario, o haber sido forzado a esta configuración mediante el mecanismo de Kozai.
Descubrimiento y estudios posteriores
La primera detección del exoplaneta fue presentada en una tesis doctoral de 2004 de David J. Ramm. En ese momento Nu Octantis ya era conocido como un sistema binario espectroscópico, con un período orbital de 1037 días. Utilizando observaciones de velocidad radial, detectó variaciones periódicas adicionales en la velocidad radial de este, con un período de 400 días, lo que era inesperado para una estrella tan estable. Las variaciones en la velocidad radial ocurren debido al efecto Doppler, y se observan en las líneas espectrales de la estrella. En ese momento, esa periodicidad se atribuyó a la rotación de una mancha estelar.
En 2009, Ramm y otros tres astrónomos publicaron en una revista científica sobre las variaciones de la velocidad radial. Los investigadores encontraron que la variabilidad intrínseca, la actividad estelar o incluso las manchas estelares no eran explicaciones convincentes para las variaciones, dejando el movimiento orbital de un exoplaneta como un escenario plausible. Los datos sugerían una masa mínima de 2,4 masas de Júpiter, y una resonancia orbital de 5:2 con ν Octantis B, con una baja excentricidad y una separación de 1,3 UA. A pesar de esto, los investigadores sugieren que un planeta en la órbita propuesta sería improbable: sería inestable debido a perturbaciones gravitacionales de la estrella secundaria, y los modelos de formación planetaria no permiten la formación de un planeta en tal órbita. Aun así, los astrónomos sugirieron que el planeta aún podría existir, ya que investigaciones posteriores podrían revisar la estabilidad dinámica del sistema.
En octubre de 2010, un estudio de J. Eberle y M. Cuntz encontró que si la órbita del planeta fuera retrógrada con respecto al movimiento de la estrella compañera, sería estable durante al menos 10 millones de años. Este descubrimiento significaba que la existencia de Nu Octantis Ab aún podía ser una posibilidad.
El planeta fue nuevamente cuestionado en un estudio de enero de 2012 de M. H. M. Morais y A. C. M. Correia. Su análisis encontró que la órbita del sistema binario está precesando a una tasa de -0,86°/año (es decir, precesión retrógrada). Para que la precesión pudiera explicarse por el planeta, su inclinación con respecto a la órbita del sistema binario debería ser superior a 45°, pero los investigadores no encontraron una órbita estable con tal inclinación. Esto planteó la posibilidad de que ν Octantis B sea en realidad un binario cercano, y que la precesión debida a este sistema binario podría proporcionar una explicación alternativa a las variaciones de velocidad radial en ν Oct A, en lugar de un planeta. Se necesitaban más observaciones de velocidad radial para decidir cuál explicación era correcta.
Un estudio de marzo de 2013 de Krzysztof Goździewski y otros tres astrónomos también cuestionó la existencia del planeta basándose en preocupaciones de estabilidad.
En 2015, Ramm puso a prueba las hipótesis de manchas estelares o pulsaciones estelares como causa de las variaciones observadas midiendo la temperatura superficial de la estrella varias veces. Sus resultados muestran que ninguna hipótesis es creíble: Las 215 mediciones de temperatura resultaron ser casi iguales, lo que es consistente con la falta de variabilidad. También señaló que la hipótesis planteada por Morais y Correia no tiene apoyo observacional, y por lo tanto es poco probable. Sin embargo, las preocupaciones de estabilidad permanecieron, y Ramm sugirió una hipótesis más exótica, en la que ν Octantis A es variable, pero su variabilidad solo es visible como variaciones de velocidad radial, aunque la calidad de las observaciones era insuficiente para validarla.
En 2016, Ramm y otros ocho astrónomos publicaron un estudio actualizado con más observaciones de velocidad radial. La hipótesis alternativa planteada por Morais & Correia fue descartada, al encontrarse una precesión mucho menor y prógrada, así como no existir evidencia de una tercera estrella. El estudio encontró una configuración orbital que es estable durante al menos 100 millones de años. La presencia de un planeta retrógrado es el mejor escenario según los datos actualizados, pero su formación en la órbita actual sería altamente improbable. Como tal, los investigadores plantearon posibilidades alternativas exóticas, como que ν Octantis Ab hubiera sido capturado de otro sistema estelar.