domingo, 17 de junio de 2018

Los misterios de GJ 1132. Nuevo planeta.

GJ 1132 vuelve a ser noticia. Seguro que lo recordáis. GJ 1132 es una pequeña enana roja que se hizo famosa en 2015 por tener un planeta de tamaño terrestre (1,2 R⊕) muy interesante, ubicado en una zona no demasiado caliente (400/700 K), y descubierto por el método del tránsito con los telescopios del proyecto MEarth. Lo emocionante del planeta es que está cerca de nosotros (a unos 40 años luz) y el tránsito es lo suficientemente profundo como para permitir estudios adicionales de su atmósfera, si es que tiene atmósfera...

Representación artística de GJ 1132 b. (Fuente: Dana Berry)

Dittmann (el descubridor de LHS 1140 b, también con MEarth), publicó en 2016 observaciones adicionales de tránsitos de GJ 1132 tanto de MEarth como del telescopio espacial Spitzer, arrojando un mejor conocimiento de las efemérides, un refinamiento del cálculo de radio (1,13 R⊕) y que no aparecían tránsitos debidos a planetas adicionales.

Dibujo representando a escala Gj 1132 b y su estrella. El tránsito es bastante grande comparado con la estrella y permitirá estudios de la atmósfera del planeta. (Fuente: Berta-Thomson, descubridor del planeta)

Fimalizando 2016 surgió la bomba: Southworth parecía detectar una extensa atmósfera, quizá dominada por el hidrógeno, en la que aparecía agua o metano, que luego, por suerte o por desgracia, no pudo confirmarse. Diamond-Lowe puso de manifiesto que no había atmósfera, o al menos una atmósfera dominada por el hidrógeno.

Para mí, que no hubiera una extensa atmósfera de hidrógeno fue una buena noticia (un planeta tan pequeño y tan cálido no podía ser un minineptuno), porque abría la puerta a atmósferas más difíciles de detectar y más interesantes, como la dominada por el oxígeno que predecían los modelos teóricos de Schaefer et al. en 2016.

No fue algo tampoco sorprendente. GJ 1214 b y 55 Cancri e ya nos han acostumbrado a encendidas controversias sobre detecciones de atmósferas que luego no se confirman.

Paciencia.

Comparativa a escala entre GJ 1132 b y la Tierra. Es un poco más grande y un poco más denso. (Fuente: Wikipedia. Crédito: Aldaron)


Cuando el planeta fue descubierto en 2015, se estudió por la técnica de velocidad radial revelando una masa y un densidad marcadamente terrestres: 1,6 M⊕ y 6,0 g/cm3, respectivamente. La noticia es que desde entonces han seguido observando con HARPS y hoy hay disponibles datos más precisos.

Lo nuevos datos publicados por Xavier Bonfils desvelan un sistema planetario muy interesante:

  • GJ 1132 c. Aparece lo que parece ser un nuevo planeta. GJ 1132 c, tiene un masa mínima bastante terrestre, de 2.75 M⊕, y un periodo orbital de 8,92 días, que le ubica muy cerca de la Zona Habitable, aunque demasiado cercano a su estrella y, por tanto, demasiado caliente. Recibe tanta luz como Venus.

  • ¿GJ 1132 d? Hay un señal muy intensa pero dudosa, que puede ser ruido estelar, con masa mínima de 8,4 M⊕ en una zona muy fría y distante, y un periodo orbital de 177 días. Se necesitan más datos. Es lo que tienen las órbitas alejadas, que al tardar más tiempo en completar una órbita necesitan más datos para confirmarlas.


El nuevo planeta GJ 1132 c está sin confirmar, así que hago las habituales llamadas a la prudencia de resultados por ahora provisionales y sujetos a cambios.

Por desgracia, GJ 1132 c no transita. Como ya hemos comentado, Dittmann analizó el sistema con Spitzer, detectando únicamente los tránsitos de GJ 1132 b. Una pena. Sería interesantísimo poder analizar la atmósfera de este planeta.

Finalmente, el resultado es un sistema planetario más rico y complejo. Como sabemos, los sistemas planetarios en las enanas rojas no suelen tener un único planeta. Por el contrario, suelen ser multiplanetarios. Quizá también se terminen descubriendo planetas adicionales en otros sistema ahora con un único planeta como LHS 1140 o Proxima Centauri.

Sigamos atentos.

Datos del sistema planetario. (Fuente: X. Bonfils, 2018)


Otras entradas del blog:





2015. El anuncio del descubrimiento de GJ 1132 b. El planeta era terrestre y no demasiado cálido.

2016. Laura Schaefer realiza predicciones teóricas sobre GJ 1132 b. El oxígeno puede dominar la atmósfera.

2016. Búsqueda de tránsitos con el telescopio espacial Spitzer.

2016. El anuncio de la atmósfera de GJ 1132 b.

2018. La atmósfera no puede ser confirmada.

2018. Nuevos planetas en GJ 1132.






domingo, 10 de junio de 2018

Revisitando Proxima b. El Eco de las Superfulguraciones.

A menudo las enanas rojas, como Proxima b, son estrellas activas, produciendo intensas fulguraciones estelares. Estas fulguraciones están asociadas a drásticos y momentáneos aumentos de la luminosidad de la estrella, que podrían ser una magnífica oportunidad para ayudarnos a detectar planetas en otras estrellas, utilizando lo que podríamos llamar “El Método del Eco”.

Proxima Centauri, vista desde el HST. Quizá este telescopio debería realizar fotometría de alta cadencia de la estrella más cercana. (Fuente: Hubble Space Telescope.)

El método en cuestión consiste en detectar, unos segundos tras el aumento del brillo de la estrella derivado de la fulguración, un aumento menos intenso, asociado al reflejo de la luz de la fulguración sobre el planeta. Y no es fácil.

A la Tierra llegaría el aumento de brillo de la fulguración y una pequeño "eco" con unos segundos de retardo derivado del reflejo sobre el planeta. (Fuente: NASA. Crédito: Chris Mann)

Esta técnica abriría nuevas posibilidades. La mayoría de los exoplanetas se detectan por tránsitos (cuando el planeta pasa por delante de la estrella), o por velocidades radiales. La detección por este método serviría para estudiar la numerosa población de las estrellas activas, principalmente enanas rojas.

William Sparks (Space Telescope Science Institute) asegura que el Telescopio Espacial Hubble podría tener alguna posibilidad de detectar planetas aplicando esta técnica. Para ello, propone la observación de las estrellas justamente tras la ocurrencia de una fulguración.

El contraste entre el brillo de un planeta como la Tierra y una estrella como el Sol es de 10e-10. A priori, una estrella enana roja, con 1% de la luminosidad del Sol tendrá los planetas en la zona habitable mucho más cerca. El resultado será un contraste de 10e-8. Claro, luego tendrán que realizarse ajustes sobre este dato porque de toda la emisión bolométrica de la estrella la mayoría se emite en el infrarrojo. Tras esta corrección nos queda un contraste para Proxima b que puede estar entre 10e-5 a 10e-7.

Una superfulguración podría mejorar este contraste, porque pasados unos segundos tras el estallido de luz la estrella reduciría su brillo, pero el planeta lo aumentaría, mejorando el contraste, siempre en función de la intensidad de la superfulguración.

La detección del eco es menos difícil en el ultravioleta o el azul que en las longitudes de onda más largas, ya que las enanas rojas suelen ser poco luminosas en esta región del espectro. En el FUV, por ejemplo, la emisión de las enanas rojas es reducidísima. El eco podría llegar a ser muy intenso en esta banda produciendo un contraste todavía mejor.

El caso con el contraste más favorable ocurriría cuando no pudiéramos ver la superfulguración, por producirse en la cara oculta de la estrella, pero sí pudiéramos observar su reflejo sobre el planeta.

Hay un problema que viene por el hecho de que Proxima b está muy cerca de su estrella. Si un planeta como la Tierra situado a 1 UA de su estrella ubicado a 1 parsec de nosotros queda separado por un ángulo de 1 segundo de arco, Proxima b queda a apenas 0,037 segundos de arco, 0,37 mas. Esta separación quizá algún día pueda ser resuelta por telescopios extremadamente grandes.

Gracias a las fulguraciones, si la resolución angular no da, podemos encontrar otras magnitudes con las que separar el planeta de la estrella. La más obvia es el tiempo. La detección del reflejo de la fulguración sobre Proxima b debería mostrar un comportamiento característico, con un retardo del eco tras la superfulguración no superior a los 60 segundos, dependiendo de la fase de la órbita del planeta, su inclinación y excentricidad.

Suponiendo Proxima b en una órbita circular, esta sería la señal de su "eco": un retardo entre 0 y 50 segundos en función de la fase de la órbita en la que se encuentre el planeta y un efecto Doppler entre +50 y -50 km/s. Depende de la inclinación de la órbita. El efecto Doppler es más marcado si la inclinación es de 90 ("de canto") y es inexistente si es de 0 ("de cara"). (Fuente: Sparks et al. 2018)


El autor propone un eje adicional para separar el planeta de su estrella. El efecto Doppler debería dejar su firma en la luz reflejada, imprimiendo corrimientos al rojo dado al azul en función de que el planeta se aleje o se acerque en el momento de la fulguración. Este efecto es sustancial, con velocidades del orden de 50 km/s.

Suponiendo excentricidad de 0,35 para Proxima b: Se llega a alcanzar casi 60 s de retardo porque el planeta se aleja más de la estrella en algunas partes de la órbita elíptica. Además, en el periastro se alcanzan mayores velocidades, con algo más de 50 km/s. (Fuente: Sparks et al. 2018)

El autor reconoce que no es sencillo, pero considera que puede obtenerse un contraste abordable tanto en el dominio del tiempo como en el de la frecuencia, haciendo visibles planetas en la Zona Habitable en otro caso ocultos.

Interesante, pero sin duda se necesita más trabajo, sobre todo experimental.

Otras entradas sobre los ecos de Proxima b:

Un artículo sobre el tema.

2018. El paper de Sparks.

domingo, 3 de junio de 2018

Los planetas de YZ Ceti, el sistema más cercano a Tau Ceti.

La estrella más cercana a la famosa Tau Ceti se llama YZ Ceti y parece tener varios exoplanetas, conformando un sistema planetario realmente interesante.

Representación artística de cómo podría verse el sistema planetario desde el más exterior de los planetas (Fuente: NASA/JPL/Caltech)


Tau Ceti es una estrella solar (G8V) sobre la que hemos escrito sobradamente, quizá es la estrella individual cercana más similar al Sol. Podría tener un sistema planetario muy rico, incluyendo un planeta potencialmente habitable.

Muy cerca de Tau Ceti está YZ Ceti, a tan sólo 1,6 años luz, y parece también tener un sistema planetario. Como comparación, Proxima Centauri, la estrella más cercana al Sol, está a 4,25 años luz de nosotros, más del doble.

YZ Ceti es una pequeña enana roja (M4,5), similar Proxima Centauri, con un 17% del tamaño y un 13% de la masa del Sol. Es una estrella variable fría de 3.054 K en su superficie. Está a 12 años luz del Sol y, al igual que Proxima Centauri, presenta fulguraciones.

Fue en 2017 cuando el equipo de Astudillo-Defru, al que conocemos por su participación en descubrimientos de planetas en otras estrellas cercanas como la Estrella de Luyten o Ross 128,  anunció el hallazgo de varios planetas en YZ Ceti.

El sistema de YZ Ceti parece formado por al menos por 3 planetas muy pequeños (quizá 4) en una formación compacta. Dos de ellos pueden ser menos masivos y el tercero más masivo que la Tierra, con masas mínimas de 0,75, 0,98 y 1,14 M⊕, respectivamente, para YZ Ceti b, c y d.

Estamos escribiendo sobre un sistema planetario típico para una estrella pequeña (como el de Kepler-42): multiplanetario, coplanar, compacto, órbitas (casi) circulares, planetas terrestres de baja masa, … Tengamos en cuenta que las enanas rojas suponen algo así como el 70% del total de estrellas. Es decir, tiene que haber miles de millones de sistemas similares a éste en nuestra galaxia. Un sistema mucho más típico que el de Proxima Centauri, con un único planeta, en el que quizá queden más planetas por descubrir...


Comparativa a escala entre el pequeño sistema de Kepler-42 con los satélites galileanos de Júpiter. Los planetas de YZ ceti son un poco más grandes y alejados, pero es un sistema planetario similar: múltiple, compacto, de masas terrestres, órbotas circulares. (Fuente: NASA/JPL/Caltech)

Es un sistema resonante (como el de TRAPPIST-1). Es decir, debido a interacciones gravitatorias entre ellos, presentan periodos orbitales de 1,97, 3,06 y 4,66 días, respectivamente, mostrando una relación de cada planeta con el siguiente similar a 3/2. Con estos periodos es esperable que estén a una temperatura elevada, para nada dentro de la Zona Habitable.

Al igual que el sistema TRAPPIST-1, YZ Ceti presenta resonancias derivadas de las interacciones entre los planetas. (Fuente: NASA/JPL/Caltech)


El equipo observó la estrella, con el espectrógrafo HARPS en el telescopio de 3,6 metros del ESO, desde Diciembre de 2003 hasta Octubre de 2016, y se aplicaron a los datos los tratamientos habituales que ya he explicado: Periodograma Lomb-Scargle, un proceso gaussiano con un núcleo cuasiperiódico para caracterizar las autocorrelaciones del ruido rojo y finalmente el algoritmo MCMC (Markov Chain Monte Carlo) para estimar los parámetros.

Seamos cautos. Los resultados son provisionales y no han sido confirmados todavía. De cualquier forma, se adivina un sistema enormemente habitual, quizá estemos ante el tipo de sistema planetario más común en nuestra galaxia. Mucho, mucho más común, sin duda, que nuestro extraño Sistema Solar.

Estemos atentos.

Datos de los planetas de masa terrestre más cercanos al Sistema solar. (Fuente: Elaboración Propia)
Otras entradas:

2016. Tuomi y los  planetas de Tau Ceti, con alguno de ellos en la Zona de Habitabilidad.

2017. Feng y los nuevos planetas de Tau Ceti.



2017. El artículo de Astudillo-Defru et al sobre los planetas de YZ Ceti.


sábado, 2 de junio de 2018

Regresando al Valle de los Exoplanetas Evaporados.

Conocer la composición de los exoplanetas que orbitan alrededor de las estrellas del tipo solar sería sin duda un descubrimiento importante, que nos ayudaría a  responder preguntas fundamentales, y conocer si nuestra Tierra es un planeta extraño o, por el contrario, común. Por supuesto, una de las principales herramientas disponibles para responder a esta cuestión es el “Valle de la Evaporación”.

Representación artística de un planeta fotoevaporándose y perdiendo su envoltura de hidrógeno/helio. Representa a uno de los Hot Júpiter mejor estudiados : HD 209458 b. (Fuente: ESA/NASA/Vidal A. Madjar)

Como sabemos, el llamado “Valle de la Evaporación” es una anomalía que se ha observado en la distribución de los radios de los exoplanetas pequeños que orbitan cerca de las estrellas del tipo solar (0,85 a 1,2 masas solares). La distribución no se muestra uniforme, sino bimodal, y es un claro indicio de que en órbita cercana alrededor de las estrellas solares conviven al menos dos poblaciones de exoplanetas pequeños: unos de ellos son rocosos y del tamaño de supertierras; otros son minineptunos, con una buena envoltura gaseosa, formada principalmente por hidrógeno y helio.

En las estrellas más pequeñas, este valle no ha sido observado, aunque no se tiene del todo claro. Suelen tener planetas más pequeños, pero no aparece valle alguno. Puede ser que la formación de estos sistemas planetarios tenga diferencias sustanciales con las de los de estrellas más grandes, o que faltan más datos. Lo cierto es que el asunto está todavía siendo analizado y entendido. Se me ocurre que quizá TESS nos ayude a entender qué pasa en estas estrellas pequeñas.

El "Valle de los planetas Evaoprados". La línea de puntos representa los datos en brutos. Pero al corregir las distorsiones de la muestra de estudio aparece mucho más pronunciado. (Fulton & Petigura, 2018)


La segunda entrega de los datos GAIA (DR2) ha motivado un nuevo artículo de Fulton y Petigura, dos viejos conocidos de este blog, mostrando una distribución del “Valle de la Evaporación” más precisa.

El valle parece estar entre 1.5 y 2.0 R⊕, y tiene pocos exoplanetas, pero no está vacío. Con los datos de Kepler anteriores la incertidumbre en los datos impedía llegar a esta conclusión, pero con los nuevos datos de GAIA DR2 parece claro. Este efecto debería entenderse mejor aunque, por ahora, es un misterio.

Se han desarrollado dos modelos que permiten explicar los datos observados. Ambos reproducen el valle en la distribución observado de los planetas de bajo tamaño:


  • Pérdida de Masa por Fotoevaporación. La radiación XUV de la estrella calienta las capas más externas de la atmósfera del planeta y ésta pierde masa.
  • Pérdida de Masa alimentada por el Cuerpo del Planeta. En este modelo el planeta, al enfriarse, calienta la atmósfera, que pierde masa.


Otra representación artística de un planeta fotoevaporándose. En este caso es el minineptuno GJ 436 b. (Fuente: ESA/NASA/G.Bacon)


En ambos modelos aparecen dos poblaciones: una de ellas de planetas rocosos y otra con atmósferas extensas de H/He que suponen un porcentaje no despreciable del tamaño total del planeta. Ambos mecanismos son más eficientes cuando se recibe un flujo estelar más intenso, haciendo que disminuyan los minineptunos en las zonas más cercanas a las estrellas.

Sin embargo, los modelos predicen comportamientos diferentes en relación con la masa estelar. Los modelos de fotoevaporación son sensibles a la radiación más energética (XUV) y para un mismo nivel de radiación las estrellas menos masivas suelen emitir más radiaciones de este tipo, ergo debe haber menos minineptunos enlas estrellas de baja masa.

Los datos parecen mostrar esta tendencia, favoreciendo el modelo de fotoevaporación, pero aún es pronto para estar seguros.

Ya veremos.


Otras entradas sobre el valle:

Una panorámica general del “Valle”.

El “Valle” visto a la luz de los nuevos datos de GAIA.


2017. Benjamin Fulton y Erik Petigura muestran el “Valle”.

2018. El artículo de Fulton y Petigura que comento en esta entrada.

domingo, 20 de mayo de 2018

Revisitando Proxima b. Ecos de Mundos Distantes.

Las violentas fulguraciones de Proxima Centauri podrían ser una gran oportunidad. Aunque no son muy beneficiosas para la habitabilidad del planeta (para la vida tal como la conocemos quiero decir), podrían ser una gran ayuda para conocer mucho mejor su sistema planetario.

Las fulguraciones podrían facilitar la detección de exoplaneta. (Fuente: NASA. Crédito: Chris Mann)


Un proyecto pionero de la NASA, cuya viabilidad está siendo analizada, considera que estas superfulguraciones podrían ayudar a detectar planetas de tamaño terrestre en las estrellas activas. Incluso se plantea la posibilidad de obtener toscos mapas (!) de la superficie de los exoplanetas que puedan estar orbitando cerca de Proxima Centauri, incluyendo Proxima b. Nada menos.

La técnica plantea capturar el reflejo en los exoplanetas de los aumentos de intensidad luminosa que se produzcan en las estrellas. Es algo así como capturar el eco que produce en el planeta. La clave está en que el reflejo, el eco, llegaría con un pequeño retardo, que permitiría diferenciar la señal del planeta de la señal de la estrella. La idea es que si es difícil resolver el exoplaneta angular y espectralmente, quizá pueda ser resuelto en el dominio del tiempo.

La luz de la superfulguración llegaría desde el planeta con un pequeño retardo. (Fuente: NASA. Crédito: Chris Mann)


Otras técnicas, como las que intentan capturar directamente la imagen del planeta, requieren sofisticados coronógrafos, construidos con una calidad óptica exquisita para alcanzar el elevado contraste requerido, o complejos starshades,... Aquí no es necesario todo esto.

En teoría, debería poder detectarse Proxima b, el exoplaneta más próximo, incluyendo un buen espectro del planeta y (esto me alucina) quizá mapas muy imprecisos, en los que se intuyan los continentes (!).

En la práctica, se necesita más trabajo. Comprender bien las fuentes de ruido, entender cuáles deberían ser las características de un observatorio adaptado para esta técnica, estudiar mejor la variabilidad de las estrellas: La técnica está todavía naciendo.

El análisis de datos implica estudiar la señal de la fulguración durante unos segundos después, con la esperanza de detectar el reflejo de la superfulguración sobre el planeta. Quizá no sea obvio con una sola fulguración pero la acumulación de numerosos eventos podría terminar dando resultados estadísticamente significativos. Matemáticamente, implicará el análisis de autocorrelaciones en la fotometría. Lo bueno que tiene en planetas cuyos parámetros orbitales son más o menos conocidos, como Proxima b, es que se podrá predecir con qué retardo temporal nos llegará el eco.

En principio, bastaría con observatorios similares a los que detectan tránsitos, porque la idea es estudiar la curva de luz (la fotometría) de la estrella. La técnica, por desgracia, también es sensible al centelleo de las estrellas debido a la atmósfera de la Tierra. Es por ello que, al igual que ocurre con los telescopios cazadores de tránsitos, son mucho más eficientes si están en el espacio.

Resultados de un telescopio de 10 metros en órbita. Proxima b necesitaría un coronógrafo (5 órdenes) no demasiado avanzado. (Fuente: NASA. Crédito: Chris Mann)

De cualquier forma, los datos de TESS Y Kepler no son adecuados para detectar ecos. La principal diferencia radica en la cadencia, es decir, en que los tránsitos se producen en periodos de horas o minutos, mientras que las técnicas de detección de ecos requieren cadencias mucho mayores, con periodos muy inferiores al segundo.

El HST obtuvo datos fotométricos durante 10 días de la estrella HD17156, con una cadencia de 40 Hz. Aunque esta estrella tiene un exoplaneta en una órbita excéntrica, el análisis de los datos en busca de ecos no dio resultados positivos, debido quizá a la excesiva estabilidad y la falta de variabilidad de la estrella.

Si la detección de exoplanetas es una tema difícil, obtener indicios de estructuras como continentes en la superficie del planeta, parece ya de ciencia ficción. Implicaría la aplicación de la técnica en un buen telescopio con buenas capacidades de imagen directa, equipado con un coronógrafo de alto contraste...

Resultados de un telescopio espacial de 20 metros. Necesita un coronógrafo potente (8 órdenes). (Fuente: NASA. Crédito: Chris Mann)

En resumen, estamos ante una técnica con unas posibilidades más que interesantes, pero cuya viabilidad todavía está siendo evaluada. Quizá esta técnica debería recibir más atención, pues permitiría un análisis de la multitud de planetas que orbitan alrededor de estrellas activas, como Proxma Centauri.

Sigamos atentos.


Mi entrada sobre las superfulguraciones de Proxima Centauri.
http://exoplanetashabitables.blogspot.com.es/2018/05/revisitando-proxima-b-las.html

La nota de prensa de la NASA.
https://www.nasa.gov/directorates/spacetech/niac/2017_Phase_I_Phase_II/Stellar_Echo_Imaging_Exoplanets

El estudio de la técnica de los ecos.
https://ntrs.nasa.gov/archive/nasa/casi.ntrs.nasa.gov/20170002797.pdf

domingo, 13 de mayo de 2018

Revisitando Proxima b. Las Superfulguraciones de una Estrella Asesina.

Proxima Centauri, la estrella más cercana, es muy distinta de nuestro acogedor Sol. En las estrellas como el Sol el calor del núcleo (en el que se produce la fusión del hidrógeno), se traslada a la superficie de forma compleja. En el interior, el calor se mueve por procesos radiativos y conductivos, mientras en la zona más externa predominan los flujos de convección.

Representación artística de una estremecedora emisión de masa coronal de Proxima Centauri. (Fuente: Carnegie Institution. NASA. Crédito: Roberto Molar Candanosa)

La convección implica movimientos más o menos circulares de grandes masas de plasma solar, en los que las zonas calientes afloran mientras las más frías se sumergen. Estos movimientos de plasma, junto a la rotación de la propia estrella, producen campos magnéticos muy intensos, causantes de las tormentas solares.

Por su parte, Proxima Centauri es una enana roja, una estrella más pequeña y fría. Son estrellas menos masivas, de gravedad más reducida, en las que la opacidad interna a la radiación suele ser mayor. En estas estrellas, casi todo el calor del núcleo se transmite a la superficie por flujos convectivos. Suelen ser llamadas estrellas totalmente convectivas.

Estructura interna de estrellas atendiendo a su masa. En la enana roja toda la transferencia de calor se produce por convección, produciendo unos fenomenales campos magnéticos. (Fuente: Sun.org)

El resultado es que estas pequeñas enanas rojas, cuyos flujos convectivos suelen dominar su dinámica interna, desarrollan unos campos magnéticos muy muy intensos, que suele convertirlas en estrellas activas. La mayoría de las enanas rojas suelen ser fulgurantes, es decir, experimentan aumentos tan drásticos como momentáneos del brillo, consecuencia de su atormentado campo magnético.

La pequeña estrella Proxima Centauri es una estrella fulgurante. Está tan cerca que, desde hace tiempo, es objeto de un seguimiento intenso que no deja de aportar noticias, revelando una naturaleza violenta y activa. Más, incluso, de lo que inicialmente se pensaba.

Lo más relevante han sido las intensas superfulguraciones detectadas. Hace unas semanas Ward S. Howard et al. hicieron público un evento que ocurrió en marzo de 2016, hace más de 2 años.

Arriba, antes de la Superfulguración de Proxima Centauri. Abajo, durante la superfulguración Proxima Centauri pudo ser observada a simple vista (Fuente: Evryscope)

El momento del evento coincidió con la campaña del equipo Pale Red Dot que posteriormente permitiría el anuncio del hallazgo de Proxima b. El espectrógrafo HARPS pudo estudiar el espectro en el ultravioleta de la superfulguración.

El evento consistió en nada menos que una superfulguración en Proxima Centauri que incrementó 68 (!) veces su brillo. Tan intensa fue que la estrella pudo verse a simple vista. Como sabemos, no hay ninguna enana roja visible, pero brevemente Proxima Centauri fue visible sin instrumentos, alcanzando una magnitud de 6,8.


El evento de marzo 2016 (Fuente: Ward S. Howard 2018)

El descubrimiento fue realizado por Evryscope, formado por un conjunto de pequeños telescopios que observaron 8.000 grados cuadrados del hemisferio sur con una cadencia de 2 minutos. Evryscope observó Proxima desde enero de 2016 hasta marzo de 2018, detectando 24 fulguraciones grandes. El evento de marzo de 2016 fue 10 veces más intenso que cualquier otro detectado.

En lo tocante a la habitabilidad son malas noticias para Proxima b. En el paper se estima que la actividad de la estrella arrasaría el ozono de un planeta como la Tierra en apenas 5 años. Como sabemos, la capa de ozono es la que nos protege de los rayos UV más perjudiciales. Según el autor el evento de marzo de 2016 alcanzó en el UV una intensidad 100 mayor de lo que la mayoría de los microorganismos más resistentes pueden aguantar…

De cualquier forma, hay estrategias adaptativas que los organismos pueden adoptar para protegerse de una amenaza de este tipo. La más obvia es permanecer enterrado o sumergido, a salvo de las emisiones nocivas. En la Tierra primitiva no había oxígeno ni ozono y sí había microorganismos.

Pero es todavía peor. El efecto acumulado de las fulguraciones y la emisión de rayos XUV pueden destruir la atmósfera del planeta en unos miles de millones de años. Y sin atmósfera no puede un mar de agua en la superficie…

Claro, un planeta de cierto tamaño debería estar activo geológicamente y emitir gases que alimenten su atmósfera, creando lo que suele llamarse una atmósfera secundaria. Debería haber atmósfera aunque si hay mala suerte puede ser demasiado tenue.

De cualquier forma, no será fácil sobrevivir cerca de esta estrella asesina. Sé que no viene a cuento, pero no me resisto. En el distante futuro quizá algún navegante del espacio pueda hablar así de su viaje a Proxima Centauri (son unas líneas de la Odisea):

“Ninguna embarcación de hombres, en llegando allá, pudo escapar salva; pues las olas del mar y las tempestades, cargadas de pernicioso fuego, se llevan juntamente las tablas del barco y los cuerpos de los hombres. Tan sólo logró doblar aquellas rocas una nave surcadora del Ponto, Argo, por todos tan celebrada, al volver del país de Eetes; y también a ésta habríala estrellado el oleaje contra las grandes peñas, si Hera no la hubiese hecho pasar junto a ellas por su afecto a Jasón.”

Por cierto, seguimos sin noticias de Proxima c, el posible exoplaneta adicional. El análisis de 2017 no parecía nada concluyente y quizá se necesiten más datos.

Sigamos atentos.


2016. Davenport analiza las fulguraciones de Proxima con el satélite MOST.

2018. El reciente paper del equipo Evryscope.

sábado, 12 de mayo de 2018

El satélite GAIA. ¿Cuántos exoplanetas podrá descubrir?

Las estimaciones para el telescopio TESS de más de 16.000 exoplanetas nuevos dependerán de las precisión que muestre en órbita. La posibilidad de que, más allá de los 2 primeros años, la misión principal sea ampliada, no haría sino mejorar estas previsiones con exoplanetas adicionales.

El satélite GAIA (Fuente: ESO)

A esto hay que añadir las previsiones de GAIA. He revisado la estimación que realizó Perryman en 2014. La idea es que, si todo sale como está previsto, hay que añadir más de 20.000 exoplanetas. La lista de exoplanetas de GAIA serán parte del DR4, previsto para 2022.

El autor de las estimaciones de GAIA no es otro que Michael Perryman (Universidad de Cambridge), que lideró el proyecto Hipparcos y está vinculado a GAIA. Es el recordado escritor del famoso libro “Handbook of Exoplanets”, un resumen muy completo del panorama actual de esta rama de la Astronomía.

Si todo sale según lo previsto, los próximos años podrían constituir una época dorada de descubrimientos que aumente en un orden de magnitud el número de exoplanetas conocidos, desde 3.767 (exoplanet.eu).


Representación artística del satélite GAIA. (Fuente: ESO/ATG medialab)

Las estimaciones de Perryman se basan en la utilización de los datos de posición de GAIA para detectar los exoplanetas por métodos astrométricos, que como sabemos son sensibles a la distancia desde la Tierra a la estrella (al contrario de los métodos de la velocidad radial y del tránsito), entre otros aspectos. Los más de 20.000 planetas serán, por tanto, exoplanetas a menos de 500 parsecs del Sistema Solar.

La signatura astrométrica depende del semieje mayor (a), algo así como la distancia entre el exoplaneta y la estrella, de tal forma (al contrario de los métodos de la velocidad radial y del tránsito), que más distancia supone mayor signatura y más fácil de detectar. Permitirá, por tanto, sondear zonas externas de los sistemas planetarios hasta ahora muy poco conocidas, las más distantes a la estrella.

En lo malo, las detecciones serán sobre todo planetas muy masivos, con toda seguridad, gigantes gaseosos. Se estima que estarán entre 1 y 15 veces la masa de Júpiter.

Hay que tener cautela. Los métodos astrométricos siempre han prometido mucho, pero nunca han terminado de desarrollar todo su potencial. Los casos son  numerosos desde los tiempos de Peter Van de Kamp y George Gatewood, Benedict y el HST, y Epsilon Eridani,...

Algunos de los logros de la astrometría. Únicamente los tres primeros son exoplanetas. Eps. Eri b actualmente está cuestionado. (Benedict et al. 2008)

Esperemos que esta vez sí la astrometría nos proporcione una grata sorpresa…

Permanezcamos atentos.



2008. Benedict mostrando las capacidades astrométricas del Telescopio Espacial. Hubble. Con el tiempo la técnica fue sustituida por otras más fructíferas: Doppler y tránsitos.

2014. Las estimaciones de Perryman et al. para GAIA.