domingo, 18 de noviembre de 2018

El planeta de la Estrella de Barnard

Estrella de Barnard b, Barnard b, GJ 699 b o, incluso, (más coloquialmente) Barny b son los nombres del nuevo planeta excepcional descubierto en el segundo sistema más cercano al Sistema Solar. Es un planeta extraordinario: a tan sólo 6 años luz, es el segundo exoplaneta más cercano a la Tierra. El más cercano, claro está, es Proxima b.


Una sugerente imagen de Barnard b. (Fuente: ESO; Crédito: M. Kornmesser)

El planeta está ubicado en la Estrella de Barnard. Es una pequeña enana roja muy estable, ideal para buscar planetas. Es una estrella muy vieja, que rota lentamente, con reducidos niveles de emisión de rayos X y ultravioleta. Emite débilmente, es muy tenue, y casi todo en el infrarrojo. Sin embargo, a veces da sorpresas; como la de 1998, cuando esta anciana estrella emitió una superfilguración.

En principio, el hallazgo no es un descubrimiento sorprendente. Es más bien previsible, porque ya sabíamos que las estrellas más pequeñas, las enanas rojas, esas que suponen más del 70% de las estrellas de la secuencia principal, tienen muchos planetas. Era Courtney Dressing quien utilizando datos estadísticos obtenidos con el telescopio Kepler, explicaba que las enanas rojas parecen tener 2,5 planetas terrestres de media.

Pero la verdad es que todos estamos impresionados. No pensábamos que iba a descubrirse algo así, salvo los científicos colaborando con el equipo Red Dots. De las cuatro enanas rojas más cercanas (Proxima Centauri, Estrella de Barnard, Wolf 359 y Lalande 21185), en todas salvo Wolf 359 ya hay fuertes indicios de planetas. 3 de 4.


La órbita de Barnard b. (Fuente: PHL)

La Vía Láctea rebosa de planetas, y algunos están bastante cerca. Quizá algún día se conozcan los cientos de planetas que hay a menos de 20 años luz de la Tierra. Es necesario mucho trabajo. Sólo tras 20 años de estudios y después de más de 700 mediciones de velocidad radial fruto del trabajo de muchos observatorios (HARPS, UVES, HARPS-N, HIRES, PFS, APF y CARMENES, entre otros) se ha descubierto este fenomenal planeta.

La larga historia de la búsqueda de planetas en la Estrella de Barnard es muy interesante. Los primeros anuncios de exoplanetas en la estrella datan nada menos que del año 1963 cuando Peter van de Kamp anunció la presencia de supuestos planetas detectados por medios astrométricos con datos obtenidos del Observatorio Sproul. En 1973 George Gatewood anunció que no le era posible confirmar el resultado, sino todo lo contrario. Hubo cierta controversia, y aunque el astrónomo nunca reconoció que el planeta no existía, la técnica de velocidad radial años después dejó claro que era un falso positivo.

Fue en 2016 cuando el experimentado cazador de planetas Mikko Tuomi, combinando datos de diversos observatorios, detectó en las velocidades radiales de la estrella una señal sospechosa que podía ser un planeta, o una distorsión en los datos. Era necesario más trabajo. Así que después de que el proyecto Pale Red Dot en 2016 descubriera Proxima b, en la campaña del año 2017 se buscaron planetas en otras enanas rojas cercanas, incluyendo Proxima Centauri y también la Estrella de Barnard. Tras mucho trabajo, el nuevo proyecto, rebautizado Red Dots, ha visto publicado el artículo del descubrimiento.
La señal del planeta. Cada observación tiene un color en función del observatorio que la ha observado. (Ribas, 2018)
El planeta Barnard b tiene una masa mínima de 3,2 masas terrestres y una órbita con un semieje mayor de 0,40 UA y un periodo de 233 días. La Estrella de Barnard tiene una edad de unos 10.000 millones de años (es una vieja estrella de halo, el Sol tiene 4.500 millones), así que el planeta tiene que ser también muy antiguo, como Kapteyn c.


Los parámetros del planeta (Ribas, 2018)

Barnard b es un planeta muy frío. De hecho, se piensa que está ubicado en la línea del hielo, que en el Sistema Solar está cerca del Cinturón de Asteroides. Se habla de que pueda estar a 170 C bajo cero. Los expertos en planetología no tienen claro cómo puede ser ese planeta porque no se conocen bien las atmósferas de los planetas en estas estrellas, pero la opinión más extendida es que podría ser un planeta como Titán, pero mucho más grande.


Imagen artística de Barnard b. Está representado como un Supetitán. (Fuente: PHL)
Sobre otros medios para detectar el exoplaneta, es poco probable que tenga tránsitos, porque está muy alejado de su estrella. A pesar de que ahora que hay instrumentos tan potentes como GAIA, la posibilidad de detectar el exoplaneta por medios astrométricos parece ser reducida. Sobre la imagen directa es posible que los nuevos telescopios extremadamente grandes puedan hacer algo: a favor está que la separación angular entre la estrella y el planeta es muy grande (223 mas) y la Estrella de Barnard es poco brillante; en contra que es un planeta poco luminoso, frío, y que debería brillar poco en el infrarrojo.


La posibilidad de detectar el planeta por astrometría es reducida, incluso con GAIA. Se muestra la señal en función de la inclinación de la órbita del planeta (Fuente: Lev Tal -Or, 2018)


Además del resultado del planeta, se puede garantizar que no hay planetas de masa mínima terrestre en la Zona Habitable (periodo 10-40 días). Si existiera habría sido detectado.

Es impresionante. Los planetas en las enanas rojas no suelen estar solos. Es cuestión de tiempo que sigan apareciendo planetas en las estrellas más cercanas.

Los exoplanetas más cercanos. (Fuente: Elaboración Propia)



2018. El descubrimiento de un planeta en la Estrella de Barnard.

Mis comentarios sobre la historia de la búsqueda de planetas en la Estrella de Barnard.

Los comentarios sobre el hallazgo de Suárez Mascareño, uno de los codescubridores del planeta.

La noticia en el Queen Mary de la Universidad de Londres.

La página del equipo Red Dots.

La noticia en la UC Santa Cruz.

2015. Courtney Dressing: “In total, we estimate a cumulative planet occurrence rate of 2.5±0.2 planets per M dwarf with radii 1-4 Earth radii and periods shorter than 200 days.”





Relación (no sistemática) de artículos de la historia de la búsqueda de planetas en la Estrella de Barnard:

1963. El espectacular artículo de Peter van de Kamp anunciando un exoplaneta de masa 1,6 veces la de Júpiter y un periodo de 12 años.
http://adsabs.harvard.edu/full/1963AJ.....68..515V

1969. Peter van de Kamp no se conforma e insiste. Ahora plantea no sólo uno, sino dos planetas. Períodos de 26 y 12 años con masas 1,1 y 0,8 veces la masa de Júpiter, respectivamente.
http://adsabs.harvard.edu/full/1969AJ.....74..757V

1973. Gatewood no puede confirmar los hallazgos.
http://adsabs.harvard.edu/full/1973AJ.....78..769G

1982. Peter van de Kamp nunca reconoció que los planetas no existían. En 1982 son dos planetas con periodos de 12 y 20 años y masas 0,7 y 0,5 veces la masa de Júpiter.
http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/0083665682900046?via%3Dihub

1997. Una de las publicaciones de Benedict sobre la Estrella de Barnard y Proxima Centauri.
http://adsabs.harvard.edu/abs/1997BAAS...29.1316B
2003. Un estudio de velocidades radiales en la Estrella de Barnard. Se detectan señales a 32 y 45 días.

2009. Zechmeister et al. Un nuevo estudio que incluye GJ 699. Sigue apareciendo señales, esta vez de 45 días, que se asocian a la actividad estelar. Son ruido.

2012. Otro artículo publicado buscando planetas en la Estrella de Barnard por la técnica de velocidad radial.
https://arxiv.org/abs/1208.2273

2015. Un estudio intentando detectar compañeros subestelares de la Estrella de Barnard por observación directa con la cámara infrarroja del Gran Telescopio de las Canarias.
https://arxiv.org/abs/1507.01254

2018. El descubrimiento de un planeta en la Estrella de Barnard.

2018. Sobre las escasas posibilidades de la detección por astrometría del planeta en la Estrella de Barnard.

domingo, 21 de octubre de 2018

TESS y Alfa Centauri B

Llevamos mucho (demasiado) tiempo sin escribir sobre Alfa Centauri B. Todos recordamos aquel “planeta fantasma” que los astrónomos creyeron ver en 2012 en los datos de velocidad radial y que en verdad resultó ser un defecto del tratamiento de los datos. Realmente, no había nada allí.

Alfa Centauri (izquierda) junto a Beta Centauri (derecha). (Fuente: Skatebiker; Vía: Wikipedia)

Sigue abierta, sin embargo, la cuestión del misterioso tránsito de 2015. Un tránsito en Alfa Centauri B detectado con el Hubble propio de un planeta terrestre (90 ppm). Nadie sabe si lo que se vio en la fotometría era un planeta real o bien otro “fantasma” en los datos. Lo cierto es que la significatividad estadística del tránsito fue notable, de 5 sigmas (aprox.). El periodo del hipotético planeta podría estar entre 10 y 20 días, a unas 0,10 o 0,15 UA (la Zona Habitable está en 0,7 UA).

Este es el misterioso tránsito publicado por Demory en 2015. Nadie lo ha confirmado ni desmentido. Los puntos grises son exposiciones de 6 segundos con el telescopio espacial Hubble. Los puntos negros agregados de las exposiciones cada 45 min. (Fuente: Demory, 2015)
Podría haber un planeta en Alfa Centauri B  y tener tránsitos.

Desde entonces, ningún cazador de planetas ha vuelto a observar la estrella, y ya va siendo hora. Y es que se necesita una precisión capaz de detectar tránsitos de 90 ppm, y eso exige una precisión de 30 ppm cada 3,8 horas para tener una significatividad mínima (3 sigmas). Desde la Tierra no es posible por ahora. Es necesario un telescopio espacial, y de los buenos (MOST no vale).

Por lo pronto, en el primer semestre de 2019, TESS observará la estrella con la cámara 2 dentro de los sectores 11 y 12 (22 abril-19 junio). Si con el Hubble se emplearon 40 horas de observación, para TESS tendremos:

¡Casi dos meses de observación de Alfa Centauri B!
(Música de violines por favor)



Claro, los problemas a los que se enfrentará TESS serán notables. Alfa Centauri B es una estrella muy luminosa (Mag. +1,33), y saturará los detectores. Con una estrella menos brillante (Pi Mensae, Mag. +5,65) se comenta que esto no ha sido un problema insalvable (tampoco lo fue con el Hubble), pero habrá que ver. TESS observará la estrella con una cadencia de 2 minutos (apertura 10 cm), mientras que Hubble empleó 6 segundos con mucha más apertura (240 cm).

Otro problema es que Alfa Centauri A (Mag. +0,01) es aún más brillante que B y está en un momento de la órbita en el que pasa muy cerca de su compañera. Podría, de esta manera, contaminar con su luz las observaciones de B. Esto también podría ser un problema, si no se resuelve el par el tránsito se difuminaría y sería 3 veces menos profundo. Se necesitaría, por tanto, 3 veces más precisión.

Posición relativa aparente entre Alfa Centauri A y B. Están muy cerca. (Fuente: SiriusB; Vía: Wikipedia)
En fin. No va a ser fácil, pero yo no subestimaría la capacidad de los astrónomos cazadores de planetas. Os lo recuerdo. Cuando nadie confiaba en el Kepler al  romperse la rueda de reacción supieron reinventar el proyecto y crear algo tan fabuloso como el proyecto K2.

Por si esto fuera poco, a principios de 2019 (si no hay más retrasos), entrará en órbita CHEOPS (CHaracterising ExOPlanets Satellite), que tendrá como misión estudiar tránsitos específicos. También podría enfocar a Alfa Centauri B.

Atentos. Si hubiera tránsitos en Alfa Centauri B sería un auténtico bombazo.

(Yo voy poniendo a enfriar el champán por si acaso…)

Mis comentarios sobre el planeta “fantasma” de Xavier Dumusque, que resultó ser un falso positivo.

2015. El misterioso tránsito de Demory. Una cuestión que sigue sin resolver desde entonces.
Finalmente, han sido los chic@s del Foro de sondas espaciales los que ne han inspirado esta entrada:

domingo, 30 de septiembre de 2018

El cazador de exoplanetas TESS. Primeros resultados y primeras controversias

Ya están empezando a llegar los primeros resultados de TESS. El observatorio espacial lanzado el 18 de abril de 2018 promete revolucionar el área de los exoplanetas con el descubrimiento de miles y miles de exoplanetas de calidad. Empieza aportando resultados muy prometedores.

Una imagen artística de Pi Mensae c. (Credit: NASA/MIT/TESS)
Comparado con Kepler, TESS promete descubrir planetas cercanos de los que podrá saberse algo más que el diámetro y los parámetros orbitales. Y se está cumpliendo. Estos primeros hallazgos son exoplanetas cercanos que orbitan en estrellas brillantes y que (a diferencia de la mayoría de los hallazgos de Kepler) podrán ser objeto de un seguimiento detallado, por el estudio de las velocidades radiales e, incluso, por espectroscopía de transmisión.

El primer planeta descubierto por TESS se llama Pi Mensae c, y es que en el sistema ya se conocía otro planeta anterior, un gigante llamado Pi Mensae b. El equipo descubridor del planeta liderado por Chelsea X. Huang está plagado de investigadores del MIT, junto con coautores muy experimentados del proyecto Kepler-K2, así como algunos astrónomos que han llevado el peso de las mediciones de velocidad radial y el cálculo de la masa. Por supuesto, está el equipo TESS.

Lo más destacable es que la estrella Pi Mensae del tipo solar (G0V) es muy brillante (V=5,67), de hecho es visible a simple vista. Es una pasada que puedas saber que hay planetas en estrellas que puedes ubicar en el cielo. Es la segunda estrella en brillo cuyos planetas transitan, sólo detrás de HD 219134 (tránsitos en  b y c), y por delante de la famosa 55 Cancri (tránsitos en e).

Los tránsitos más brillantes. Pi Mensae c solo está supearada por HD 219134. (Fuente: Huang et al. 2018)

El planeta está confirmado porque, además de transitar, también ha aparecido en las velocidades radiales. Lo bueno es que se tenían muchos datos previos de velocidad radial porque ya se había detectado por este método un gigante gaseoso (UCLES, AAT y HARPS).

El resultado del estudio es el precioso planeta Pi Mensae c, que orbita en torno a su estrella cada 6,27 días, a 0,07 UA, con una abrasadora temperatura de equilibrio de más de 1.000 K. Mucho más lejos, a más de 3 UA, reside el gigante gaseoso en una órbita altamente excéntrica. El radio de Pi Mensae c es de 2,14 Rt y la masa 4,82 Mt, implicando una densidad de 2,97 gr/cm3, propia de un planeta rico en volátiles, a pesar de estar muy cerca de su estrella.

¡Y es que no hay tarea tan fructífera que buscar tránsitos en sistemas que ya tienen planetas descubiertos por velocidad radial!

La nota curiosa es que otro equipo también ha publicado resultados. D. Gandolfi, del departamento de física de la Università degli Studi di Torino ha liderado un equipo con múltiples investigadores europeos. Los datos los han obtenido tomando las curvas de luz de un servidor del MIT, pero, a diferencia del equipo anterior, no han utilizado pipelines y procesos de tratamiento de los datos brutos.

Y los resultados del otro equipo arrojan datos distintos para Pi Mensae c. Masa de 4,51Mt y Radio de 1,838 Rt. La discrepancia en la masa es entendible por el amplio margen de error del dato, pero la obtención del radio supone una diferencia respecto al dato del MIT (2,18 Rt), que ha creado alarma en la comunidad científica. Teóricamente se utilizan los mismos datos, pero en la práctica los resultados no coinciden por mucho (6 sigmas).

Algunos científicos de la comunidad científica han criticado que, aunque las alertas de TESS son públicas, está habiendo un periodo propietario, durante el que solo los investigadores del equipo TESS (o que tengan buenas relaciones con las instituciones directoras del proyecto), tienen acceso total a los datos, y solo ellos pueden publicar resultados fiables. Todos recordamos la experiencia de COROT, y los malos resultados que dieron las políticas orientadas a esconder datos. En fin, debería ser una situación temporal.

Claro, como el acceso a los datos es restringido casi nadie puede revisar y replicar los tratamientos de los datos. Así estamos. El “secretismo” daña la calidad de los resultados, y prueba de ello es que dos equipos distintos ha aportado resultados con radios muy dispares de Pi Mensae c.

Y nadie fuera del equipo TESS sabe qué está pasando.

No se sabe, pero se rumorea que el problema es el elevado brillo de la estrella. Si la brillante estrella satura alguno de los detectores del observatorio, y no hay correcciones en los datos, esto podría distorsionar los resultados. Si alguien toma las curvas de luz de un servidor del MIT y esos datos son el resultado tal cual de un pipeline genérico (el software de obtención de las curvas de luz) éste puede no tratar bien una estrella tan excepcionalmente brillante como Pi Mensae c...

El segundo se llama LHS 3844 b y es otro exoplaneta excepcional. Liderado por Roland K. Vanderspek (MIT) siendo básicamente el mismo equipo ya comentado, siempre con el equipo del TESS.

El planeta orbita en una pequeña enana roja (quizá una M5V) cercana (a menos de 50 años luz), con apenas un 15% de la masa solar. Es en esta población de enanas rojas cercanas en las que MEarth y TRAPPIST han descubierto sistemas apasionantes, como TRAPPIST-1, LHS 1140, GJ 1132, GJ 1214,...

LHS 3844 b es comparable con otros tránsitos en estrellas cercanas, aunque está más caliente: LHS 1140 b, GJ 1132 b,...  (Fuente: Vanderspek et al. 2018)

La estrella ya había sido observada por los observatorios terrestres de MEarth del 10 de enero de 2016 al 25 de agosto de 2018, sin detectar nada. Pero la exquisita sensibilidad de TESS ha revelado una señal planetaria clara que hizo a los científicos de MEarth volver a revisar sus datos detalladamente, identificando (esta vez sí) cierta tendencia que había pasado desapercibida… (me pregunto cuántas joyas quedan por descubrir en los datos de MEarth).

El planeta detectado en los datos del observatorio espacial TESS y en los datos del observatorio terrestre MEarth. (Fuente: Vanderspek et al. 2018)


El resultado es uno de los tránsitos más cercanos al Sistema Solar, siendo un planeta de tamaño terrestre (1,38 Mt), un USP (Ultra Short Period) con una órbita con un periodo de menos de 1 día, a una distancia muy pequeña (0,00623 UA). Nada menos que 800 K de temperatura de equilibrio.

En resumen, al margen de situaciones más anecdóticas que otra cosa, lo llamativo es que los dos planetas hallados en el sector 1 de los 26 que TESS analizará en los próximos 2 años son muy curiosos. Lo importante es que solo han llegado dos planetas y son interesantísimos.

¿Qué ocurrirá entonces cuando descubran miles?


Los 13 sectores del hemisferio sur que estudiará TESS hasta el próximo verano. (Credit: NASA/MIT/TESS)


Atentos, que esto no ha hecho más que empezar.

La fotometría de TESS.

La Estrategia de observación de TESS.

TESS podría detectar más de 15.000 exoplanetas.

TESS. Misiones extendidas.


2018. Llegan los primeros planetas del equipo TESS. Pi Mensae c.

2018. Llega el segundo exoplaneta: LHS 3844.

2018. Un inesperado artículo realizado por un equipo independiente, con resultados algo distintos, sobre exoplaneta Pi Mensae c.

domingo, 23 de septiembre de 2018

“Viaje al Centro de la Tierra” en TRAPPIST-1. Las masas (I).

Viaje al Centro de la Tierra y 20.000 Leguas de Viaje Submarino fueron los libros favoritos de mi infancia, cuando ya empezaba a interesarme por la ciencia. Muchos consideran los libros de Jules Verne literatura juvenil, pero volví a visitarlos hace unos pocos años y redescubrí unos libros emocionantes, impregnados de ese optimismo por la técnica tan del siglo XIX:

“Baja al cráter de Yóculo del
Sneffels por donde la sombra del Scartaris llega
a acariciar antes de las calendas de Julio,
audaz viajero, y llegarás
al centro de la Tierra, como he llegado yo.
Arne Saknussemm.”

Representación artística de TRAPPIST-1. (Fuente: ESO; Crédito: M. Kommesser.)
En nuestro viaje al interior de los planetas de TRAPPIST-1 vamos a imitar a Arne Saknussemm, pero no podemos entrar por el cráter del Snæfellsjökull (!Ojalá pudiéramos!). Más bien utilizaremos las mediciones de radio, masa y densidad de los planetas de TRAPPIST-1, es decir, los datos que nos permiten adentrarnos en la caracterización de su estructura interna.

En unos planetas con tránsitos como los de TRAPPIST-1, es relativamente abordable obtener una estimación decente del diámetro. Basta con la medición de la profundidad del tránsito. La masa es más difícil de medir porque son planetas en los que (por ser una estrella demasiado débil) no es posible medir velocidades radiales. Para obtener masas se aplican modelos TTV, que obtienen las masas por el efecto gravitatorio que inducen los exoplanetas entre ellos y que son medibles porque afectan al momento en el que se producen los tránsitos.

La primera estimación de las masas se aportó en 2017, en el artículo del descubrimiento de los 7 magníficos planetas de TRAPPIST-1 (datos entre otros del Spizer), del equipo de Michaël Gillon. Fueron calculadas las efemérides de los planetas (los momentos de paso de los tránsitos). Especialmente f y g mostraban desviaciones significativas en estos momentos de paso, con variaciones que llegaban a decenas de segundos y los 30 minutos. Los modelos gravitatorios de N-cuerpos permitieron inducir las masas estimadas de los planetas. Tenían un margen de error enorme.

Primeras estimaciones de Gillon. Los márgenes de error (1 sigma) son enormes. Si acaso puede decirse que f tiene algo de agua. (fuente: Gillon et al. 2017)
Y la primera impresión es que no estaba claro qué podía haber allí. Con ese margen de error podían ser mundos poco densos, ricos en sustancias volátiles. hidrógeno o agua. O podían ser mundos rocosos como nuestra Tierra. Quizá sólo para f parecía clara la necesidad de una cubierta de agua, quizá helada, quizá un mar enorme.

A los pocos meses Luger aportó datos de tránsitos gracias a la precisa fotometría del K2, refinando los cálculos de los radios, sobre todo en h, que hasta el momento no estaba bien determinado. También h mostraba TTVs en sus momentos de tránsito. Seguía sin quedar clara la naturaleza del interior de los planetas.

Pronto se hizo evidente que el puro cálculo de las masas debía ir acompañado de un análisis de estabilidad razonable del sistema planetario. Se podían así obtener restricciones y acotar las masas de los planetas, porque si las masas eran demasiado elevadas la interacción gravitatoria entre los planetas haría inestable el compacto sistema planetario. Lo cierto es que según Tamayo et al. la solución aportada por Gillon no era del todo estable. B. Quarles et al. aseguraba que el nuevo planeta h aportaba algo de estabilidad al sistema, pero incluso así, f tenía que ser poco masivo para que el sistema fuera estable. Por tanto, f tenía que ser rico en sustancias volátiles, con un 20% de agua quizá.

Recopilando todas las observaciones disponibles Songhu Wang mostró su estimación de las masas. Se mostraban unas densidades quizá rocosas para los planetas cercanos a la pequeña estrella y densidades más reducidas (¿con hielo o agua líquida?) para los más alejados (f, g, y h). Tenía sentido. Y el sistema planetario era estable. Realmente, me impresionaron los datos, y quise creer que eran correctos porque tenían márgenes de error más reducidos.

Las nuevas estimaciones de Wang (azul) comparadas con las de Gillon: f, g y h parecían poco densos y ricos en volátiles. b y c podían ser más cálidos y rocosos. (fuente: Wang et al. 2017)
A mediados de 2017 (publicado en 2018) Unterborn intentó, aplicando las masas de Wang, intentó comprender el interior de estos planetas: f y g tenían que tener un alto porcentaje de agua (menos del 50%) y haberse formado más allá de la zona de los hielos; mientras, por su parte, los más internos (b y c) podían haber conseguido retener algo de agua (superior al 7%) y podían haberse formado en sistema planetario interno, como la Tierra. Para el resto de planetas (d, e y h) los modelos tenían más incertidumbre.

Ya en 2018 llegaron los cálculos de masas de Grimm et al. Eran muy distintos de los de Wang. Los modelos de TTV son especialmente complejos en sistemas multiplanetarios con resonancias, como es el caso de TRAPPIST-1. Se atacaba el problema con tratamientos eficientes que exploraban el espacio de parámetros con algoritmos genéticos y abundante capacidad de proceso, es decir, fuerza bruta, buscando incansablemente la solución más óptima. Además se incorporaban nuevas mediciones de Spitzer, que aportaban mucho valor, por ser la estrella razonablemente brillante en el infrarrojo.

Las nuevas estimaciones de Grimm aportaban más confusión a las densidades. Los márgenes de error eran menores. c y e parecían ser bastante densos. (fuente: Grimm et al. 2018) 
Los resultados eran masas algo más elevados que las de Wang et al., con c y e especialmente densos y rocosos, mientras el resto parecían contener cantidades limitadas de volátiles, con menos del 5% de agua.

Para finalizar, durante su presentación en la conferencia Exoplanets II, Brice-Olivier Demory mostró que recientes investigaciones permitían mejorar las estimaciones un poco, aumentando todavía más las masas. Por desgracia, los resultados no se han publicado todavía.  

La enigmática conferencia de Olivier Demory en Exoplanets II. Los resultados se ha publicado. Vía Ryan McDonald (@MartianColonist)
En definitiva, desde el descubrimiento de los siete magníficos planetas de TRAPPIST-1 las densidades ha sufrido drásticas variaciones resultado de cambios de los radios (Delrez et al. 2018 es la última referencia), pero, sobre todo, de variaciones en las masas. El cálculo de las masas por TTV se muestra muy difícil y las soluciones que se van obteniendo no suelen ser muy estables.

Por lo pronto, y con mucha prudencia, podemos decir parece que los planetas de TRAPPIST-1 tienen una densidad terrestre, y alguno de ellos podría tener cantidades de agua moderadas

Sigamos atentos, en la segunda parte de este Viaje al Interior de estos planetas hablamos de geología.

He creado unas tablas de resumen para poder apreciar la evolución. La solución de Gillon es más parecida a la de Grimm que la de Wang. (Fuente: Elaboración propia)


2017. Marzo. Gillon anuncia los 7 planetas de TRAPPIST-1.
https://arxiv.org/abs/1703.01424

2017. Marzo. Rodrigo Luger et al. muestran los resultados del Kepler K2.
https://arxiv.org/abs/1703.04166

2017. Marzo. En general, cuando se estiman masas de exoplanetas con el método del TTV y con el método de la velocidad radial, conjuntamente, las primeras tienen fama de salir más bajas que las segundas. Este artículo viene a reconciliar ambos métodos, mostrando que para periodos orbitales reducidos la diferencia no es tan significativa.
https://arxiv.org/abs/1703.07790

2017. Abril. Tamayo pone de manifiesto la falta de estabilidad del sistema TRAPPIST-1.
https://arxiv.org/abs/1704.02957

2017. Abril. Otros autores, como B. Quarles et al. imponían condiciones sobre los planetas para conseguir que el sistema fuera estable. Con toda seguridad, TRAPPIST-1 f, demasiado cercano a TRAPPIST-1 g, tenía que ser poco masivo y denso para permitir la deseada estabilidad.
https://arxiv.org/abs/1704.02261

2017. Abril. Songhu Wang calcula las nuevas masas de los planetas de TRAPPIST-1. Con estas nuevas masas el sistema es estable.
https://arxiv.org/abs/1704.04290

Mis comentarios a las masas de Songhu Wang.
http://exoplanetashabitables.blogspot.com/2017/04/las-masas-de-los-planetas-de-trappist-1.html

2018. Febrero. Grimm y las nuevas estimaciones de las masas.
https://arxiv.org/abs/1802.01377

2018. Demory anuncia nuevas masas en la conferencia Exoplanets II.
No hay publicación asociada.


domingo, 16 de septiembre de 2018

TRAPPIST-1. La atmósfera de los planetas (y II)

La espectroscopia de transmisión es quizá la mejor oportunidad que tenemos para estudiar las atmósferas de los planetas terrestres con tránsitos y en la zona de habitabilidad, como es el caso de TRAPPIST-1. Se basa en que, cuando hay un tránsito, parte de la luz de la estrella atraviesa la atmósfera del planeta, dejando sus “huellas dactilares” impresas en la luz que nos llega.

Una imagen artística de los planetas de TRAPPIST-1. (Fuente: ESO; Crédito: N. Bartmann) 
En la práctica no es un técnica exenta de dificultades. Si la fotosfera de la estrella no es uniforme las manchas y fáculas pueden producir efectos que dificultan el análisis de las atmósferas planetarias. Corregir los espectros de transmisión de estos efectos es un tema difícil pero posible.

Como ya comentamos Zhanbo Zhang et al. mostraron en Arxiv en febrero de 2018 un modelo que parecía explicar los datos observados del espectro de los planetas de TRAPPIST-1 atendiendo exclusivamente a la presencia de manchas y fáculas en la fotosfera de la estrella, y no a los posibles componentes atmosféricos de los planetas. (Ver nota técnica, más abajo).

Con los datos disponibles parece claro que los planetas de TRAPPIST-1 no son minineptunos recubiertos de hidrógeno. (Fuente: ESO; Crédito: M. Kornmesser)

La respuesta no se hizo esperar. En Julio de 2018 Elsa Ducrot et al. mostraron en Arxiv que el modelo desarrollado con los datos de tránsitos del telescopio espacial Hubble no describe bien los datos de otros observatorios (SPECULOOS, Liverpool, K2),  Criticaban que el modelo del equipo de Zhang aportaba demasiadas manchas y fáculas en la fotosfera de la estrella. Como alternativa propusieron dos escenarios más optimistas (en principio, JWST lo tendría más fácil):

A. En vez de considerar muchas manchas pequeñas, propusieron pocas manchas, pero grandes. El planteamiento encontró dificultades. Por ejemplo, SPECULOOS nunca ha mostrado la característica marca que queda en un tránsito cuando el planeta pasa por delante de una mancha grande. Así que se planteó que las grandes manchas podrían estar en latitudes altas, cerca de los polos de la estrella y que no estarían cerca de los tránsitos. No parece algo muy sólido.

B. Manchas brillantes como fáculas: pocas, pequeñas, pero  muy calientes. Esto casa mucho mejor con la existencia de fulguraciones, que parecen estar correladas con zonas posteriores brillantes; y los datos empíricos observados de Spizer y K2. Hablamos de temperaturas de 4.500 K (Zhang et al. proponen un rango más bajo, entre [1.000 K, 3.000 K]).

Al rotar la estrella, las manchas entran y salen de la zona observable de la estrella alterando el flujo observado de la estrella. (Fuente: Rackham, 2017) 
Y no fue la única respuesta. En esto llegó Brett M. Morris, de la Universidad de Washington. Propuso una metodología alternativa para estimar si había contaminación en las mediciones: La curva de luz del tránsito es un objeto complejo y muy rico, con el que se puede medir el diámetro del planeta de varias formas. El más utilizado es la profundidad del tránsito (porque es el más preciso con diferencia), pero hay otros. Otro es estimar el tamaño del planeta por el tiempo que tarda éste en la entrada y la salida (ingress y egress) del tránsito (y no se ve afectado por las manchas y fáculas). En dos artículos en julio 2018 mostró que no había mucha diferencia entre calcular el diámetro de una forma u otra… aunque, por desgracia, utilizaba datos del K2 y de Spitzer y no “abría” el análisis por longitud de onda, lo cual en mi opinión debilita que sirva de crítica al modelo de Zhang et al.

Lo curioso del caso es que el artículo de Zhang (su Arxiv era un borrador y estaba todavía en la fase peer-review), aunque se inició en febrero, ha sido actualizado recientemente (agosto 2018), modificando sustancialmente el modelo. Por lo pronto, han incorporado a su construcción la mayoría de los datos que Ducrot et al. utilizaron para testearlo (antes sólo era Hubble y Spitzer). Además, han incorporado la posibilidad (más real) de que asociada a la zona del tránsito pueda también haber manchas y fáculas.

Según ellos, el nuevo modelo describe mejor los datos y supera las críticas del equipo liderado por Ducrot. Lo cierto es que el ajuste está bien, pero no es espectacular. Explica más o menos bien los datos observados, sobre todo cuando los tránsitos de todos los planetas son analizados de forma conjunta, pero en algunos tránsitos individuales (salvo en d) el modelo encuentra dificultades.

Parámetros obtenidos de los modelos de contaminación (cont.) frente a un modelo neutro (flat). La bondad del ajuste te la da el AIC (cuanto más negativo, mejor modelo). Solo el planeta d y el tránsito 7 del e parecen mostrar contaminación. (Fuente: Zhang, 2018)
El artículo del equipo de Ducrot ahora se ha quedado desactualizado porque critica un modelo de Zhang que ya no existe y no ha sido publicado  (también está en la fase peer-review). He comprobado que ha sido modificado el 3 de septiembre, pero no han entrado todavía en el meollo del nuevo modelo de Zhang et al.

En resumen, sabemos los siguiente sobre la atmósferas de los exoplanetas:
  • No parece que los planetas b, c, d, e y f tengan una extensa atmósfera de Hidrógeno. No parecen ser minineptunos. (Julien de Wit, 2016 y 2018.)
  • Los datos no muestran una atmósfera con la marca del Agua, aunque aún es pronto para asegurarlo. En 1,4 µm la profundidad de los tránsitos debería aumentar, y no ocurre, de hecho en algunos casos disminuye. (Zhang, 2018.)
  • Las observaciones de atmósferas en planetas terrestres orbitando en estrellas enanas rojas (sobre todo las activas y de rápida rotación) van a ser algo más difícil de lo esperado para HST y JWST.
  • Para cuando el JWST empiece a observar deberíamos tener unos buenos modelos de contaminación de la estrella. 


Moraleja: si quieres conocer el planeta, conoce primero la estrella.


Nota técnica ++++++++++++++++++++++++++++++++++++++++++++++++++++++

La espectroscopía de transmisión es una técnica que, estudiando el tránsito en diferentes longitudes de onda, determina el tamaño aparente de un exoplaneta para cada longitud de onda. Se basa en que el exoplaneta puede parecer más grande para alguna longitud de onda porque algún componente atmosférico pueda estar absorbiendo o dispersando la luz de la estrella.

Sin embargo, manchas y fáculas presentes en la estrella pueden distorsionar los resultados. Cualquier análisis de espectroscopía de transmisión trata de medir la diferencia entre la luz incidente en la atmósfera del planeta y la luz transmitida. La precisión del estudio dependerá por tanto de la precisión de la estimación de la luz incidente asociada al tránsito. Y este es el problema, porque se parte de la hipótesis de que la luz incidente sobre la atmósfera del planeta es estable. La realidad es que el planeta no oculta la totalidad de la luz de la estrella sino una pequeña porción que, además, varía con el tiempo al moverse el planeta y que, si la fotosfera de la estrella no es uniforme, podrá tener un espectro distinto de la totalidad del disco de la estrella.

La estrella tiene un espectro, pero debido a las heterogeneidades de la fotosfera la luz que afecta al tránsito puede tener un espectro distinto y contaminar el transito (Rackham, 2017)
En la última versión del artículo de Zhang et al. se plantea el modelo Composite Photosphere and Atmospheric Transmission (CPAT, de Rackham que es coautor del artículo) en el que la luz que nos llega de la estrella es la combinación de una fotosfera convencional salpicada de numerosas pequeñas manchas (frías) y fáculas (calientes) que según la estrella rota, algunas se hacen visibles y otras desaparecen, Matemáticamente, el espectro observado de la estrella es:

Sλ,disk = (1−Fspot−Ffac) Sλ,phot + Fspot Sλ,spot + Ffac Sλ,fac

donde:
Sλ,phot Espectro fotosfera inmaculada derivado de la temperatura y gravedad de la estrella TRAPPIST-1.
Sλ,spot Espectro de la mancha derivado de Sλ,phot pero algo más frío (x 0,86).
Sλ,fac   Espectro de la fácula derivado de Sλ,phot pero algo más caliente (+100K)
Fspot Fracción de la fotosfera con manchas.
Ffac   Fracción de la fotosfera con fáculas.

Es decir, el espectro de la totalidad estrella es la composición de los tres espectros: fotosfera, mancha y fácula, siguiendo ciertas proporciones.

Asociada a la zona de la fotosfera por la que transita el planeta también habrá manchas y fáculas. Es decir, a medida que el exoplaneta realiza el tránsito hay una parte de la fotosfera que está asociada:

Sλ,tran = (1−fspot−ffac) Sλ,phot + fspot Sλ,spot + ffac Sλ,fac

Que la misma ecuación anterior pero si la superficie de la estrella no es homogénea puede tener más o menos manchas y fáculas.
donde:
fspot Fracción de la zona asociada al tránsito con manchas.
ffac   Fracción de la zona asociada al tránsito con fáculas.

Claro, si Sλ,disk = Sλ,tran la estrella es homogénea y no distorsiona el tránsito. Por otra parte, si estas magnitudes no son iguales pueden producirse distorsiones en la estimación del tamaño del planeta.

El espectro de la atmósfera de un exoplaneta por espectroscopía de transmisión (lo recordamos), no es otra cosa que la distribución del diámetro percibido del planeta en función de la longitud de onda. Es decir, si un componente de la atmósfera del exoplaneta absorbe o dispersa la luz a una longitud de onda, se percibirá que el diámetro aparente del exoplaneta es algo mayor. Es por ello que si estas magnitudes (Sλ,disk y Sλ,tra) no son iguales pueden producirse distorsiones en la estimación del tamaño del planeta. Además esta distorsión no será uniforme y afectará a unas longitudes de onda más que a otras, desvirtuando el espectro resultante.

El modelo de CONTAMINACION construido por Zhang es por tanto:

Dλ,obs = D x Sλ,tra / Sλ,disk

El decir, la distribución del diámetro (profundidad del tránsito) observado en función de la longitud de onda será igual a una constante D multiplicada por las heterogeneidades derivadas de la fotosfera estelar. Los datos observados, por tanto, son explicados por la contaminación de la estrella y no por efectos de las atmósferas planetarias.

En principio, se ajusta (como siempre, con un MCMC) más o menos bien a los datos, sobre todo cuando los tránsitos de todos los planetas son analizados de forma conjunta.

La explicada es la última versión del modelo (de agosto). La versión anterior (de febrero), era un modelo algo más sencillo y limitado. Algo parecido a esto:

Dλ,obs = D x Sλ,phot / Sλ,disk

Es decir, en la zona asociada al tránsito no hay manchas ni fáculas, siendo por tanto fspot = ffac  = 0.

La ecuación en la última versión de Zhang 2018. el factor que se multiplica por D es el explicado en el texto

La ecuación en la primera versión de Zhang 2018. La Básicamente lo mismo que la anterior, salvo que en el numerador sólo está el espectro de la fotosfera. La nomenclatura es distinta y F aquí es lo mismo que S en la ecuación anterior.


2016. Benjamin Rackham aplicando su modelo CPAT (Composite Photosphere and Atmospheric Transmission) al estudio de el famoso exoplaneta GJ 1214 b.

2016. Julien de Wit. El primer estudio de las atmósferas de los planetas de TRAPPIST-1 aprovechando un tránsito conjunto de b y c. No parece que hay una atmósfera de H2. La posibilidad de nubes o aerosoles que escondan es improbable.

Mis comentarios sobre el primer estudio de Julien de Wit con el HST.

2017. Yifan Zhou comenta el Ramp effect como una oportunidad para mejorar las prestaciones del HST.

2017. Rackham et al. mostrando las distorsiones que pueden aparecer asociadas a los tránsitos en las enanas rojas. Estos son los modelos que inicialmente se aplicaron en Zhang et al. y no implican manchas y fáculas en el tránsito.

2018. Julien de Wit. Nuevas observaciones con el HST para d, e, f y g. Se excluye la posibilidad de una potente atmósfera de H2 para d, e y f. La cuestión queda abierta para g ( !y h!). La posibilidad de nubes o aerosoles que escondan la atmósfera es improbable.

2018. Zhanbo Zhang, Zhou (Ramp Effect), Rackham (modelos de contaminación) y Apai analizan las observaciones de Julien de Wit con el nuevo algoritmo Ramp Effect. La búsqueda de agua no tiene éxito. Los espectros parecen contaminados con las heterogeneidades de la estrella. (Actualizado en agosto.)

Mis comentarios iniciales sobre este artículo.

2018. Daniel Apai et al. mostrando la importancia de los modelos de contaminación para caracterizar los planetas terrestres.

2018. Ducrot et al. (Julien de Wit es coautor) aportan lo último sobre los espectros, reafirmando que los datos tienen distorsiones derivadas de la estrella. Analizan datos de varios observatorios (SPECULOOS, Liverpool, K2, Spitzer, HST), con una banda espectral de análisis más amplia (0,6-4,5 µm). Son menos pesimistas y discrepan con Zhang et al. argumentando que lejos de haber heterogeneidades globales en la fotosfera, más bien las distorsiones son debidas a unas pocas manchas muy grandes en latitudes altas, o bien (lo más probable) unas pocas fáculas muy calientes.
(Actualizado en septiembre.)

2018. Brett M. Morris et al. proponen una metodología alternativa para medir la contaminación. Medir el diámetro por la duración ingress y del egress. Analiza b y c con datos del K2.

2018. Morris aplica su metodología a los datos de TRAPPIST-1 proporcionados por Spitzer. Elsa Ducrot es coautora del artículo. No parece haber contaminación.