domingo, 22 de enero de 2017

De cómo el Sol puede ayudarnos a detectar Gemelos de la Tierra.

La inmensa mayoría de los exoplanetas cercanos al Sistema Solar han sido descubiertos midiendo los cambios en la velocidad radial de las estrellas. Como sabemos, cuando un planeta orbita en torno a una estrella induce en ella cierto movimiento, cierta oscilación que a veces puede ser detectada. Para ello, esta técnica de la velocidad radial analiza las líneas espectrales de la estrella, midiendo efectos Doppler, con la esperanza de detectar corrimientos periódicos al rojo y al azul inducidos por un planeta.

Júpiter induce cambios en la velocidad radial del Sol de unos 12,4 m/s y la Tierra, apenas unos 9 cm/s. Quizá en el caso de los exoplanetas cercanos, en el que más precisión se ha alcanzado fue con la detección del exoplaneta 82 G Eridani c, un exquisito trabajo de Francesco Pepe con HARPS, con el que se detectó una señal planetaria de 56 cm/s (Pepe et al., 2011)


Las estrellas pueden distorsionar las medidas de velocidad radial y el Sol, la estrella que mejor conocemos, puede ayudarnos en entender mejor estos procesos (Fuente: NASA.) 

Por supuesto, los planetas más masivos, más cercanos a su estrella y que orbitan en las estrellas menos masivas son los más fáciles de detectar. No es casualidad que los primeros exoplanetas descubiertos con esta técnica en los años 90 fueran lo que se denominan “Hot Jupiters”, gigantes gaseosos muy cercanos a su estrella que inducían cambios en la velocidad radial de la estrella de cientos de m/s.

Esta es la ecuación que mide la masa de un planeta detectado por velocidad radial. 
Para una tecnología dada (k) la única forma de detectar un planeta terrestre (m2 sini bajo) es o bien bajando el periodo (p), es decir, que esté cerca de la estrella, o bien reducir la masa de la estrella (m1) (Fuente: Coursera. La Diversidad de los Exoplanetas. Universidad de Ginebra.)

Como consecuencia, los planetas pequeños y terrestres descubiertos más cercanos al Sistema Solar orbitan en estrellas pequeñas, enanas rojas, ya que de otra manera no habrían sido detectados. Hablamos, claro, de Proxima Centauri, la estrella de Kapteyn, Wolf 1061, GJ 832, GJ 581, GJ 876, GJ 667 C, por citar los casos más famosos. También se han detectado planetas en las estrellas más grandes, del tipo solar, pero suelen ser más masivos o estar muy cerca de su estrella: Epsilon Eridani, 82 G Eridani, 61 Virginis, HD 219134, 5 G. Capricorni (GJ 785), 66 G. Centauri y HD 95872 normalmente acogen a gigantes gaseosos o supertierrras grandes.


Aquí podéis ver la K (veloc. radial) de algunos de los exoplanetas más cercanos. Raramente K baja de 1 m/s. O bien se han descubierto planetas pequeños en las enanas rojas o bien planetas más grandes y cercanos a la estrella en las estrellas del tipo solar. (Fuente: Elaboración Propia)


Las técnicas no dejan de evolucionar y cada vez estamos más cerca del momento en el que ESPRESSO, el nuevo espectrógrafo del VLT, entrará en funcionamiento en este año 2017, teóricamente con una precisión alucinante, mejor que 10 cm/s, suficiente para detectar un gemelo de la Tierra en una estrella del tipo Solar. Tal precisión se fundamenta en diversas técnicas. Una de ellas se basa en la calibración ultraestable y a largo plazo del espectrógrafo, con el montaje de astro-peines (como el instalado en HARPS), basados en instrumentos láser vinculados a un reloj atómico.

Pero con esto no basta. Es verdad, es seguro que ESPRESSO realizará aportaciones valiosas en las estrellas más estables, pero estará limitado en sus posibilidades porque el otro aspecto necesario para detectar gemelos de la Tierra es ser capaz de contrarrestar el ruido. De poco sirve tener un dispositivo superpreciso si solo vemos datos distorsionados. Por poner una analogía, es como tener un telescopio con un enorme poder de resolución sin hacer nada para corregir la distorsión que produce la atmósfera. Por mucho que tengas un telescopio más grande, si no incorporas algún mecanismo corrector de las distorsiones atmosféricas no haces sino amplificar el ruido.

Esto es lo mismo, las estrellas tienen mecanismos que inducen cambios en las velocidades radiales que pueden ser confundidos con el efecto de un planeta, pareciendo que hay un planeta cuando en verdad solo hay ruido. La principal causa son las zonas de la superficie de la estrella que parecen oscuras (manchas) por estar más frías junto a las que suelen ser más brillantes que el resto (fáculas).

Claro, el tema de caracterizar el ruido estelar, para eliminarlo de la señal e impedir que contamine nuestros datos de velocidad radial no es una tarea fácil, ni mucho menos. Para ello, los científicos han ideado una técnica ingeniosa: estudiar nuestro propio Sol y, simplemente, ponerse a buscar exoplanetas. La idea es desarrollar modelos para comprender cómo las estrellas distorsionan la señal de velocidad radial de los planetas, y la elección es obvia. El Sol es, con mucho, la estrella sobre la que más información hay disponible.

Es por eso que el espectrógrafo HARPS-N (Roque de los Muchachos, Islas Canarias), de noche (cuando las nubes lo permiten) busca planetas en las estrellas más cercanas, pero de día el instrumento no descansa y es enfocado (gracias a un pequeño telescopio solar diseñado a tal fin) al propio Sol, y sigue buscando planetas… ¡en el Sistema Solar!, lo cual no deja de tener gracia. Al parecer el equipo de Xavier Dumusque ha conseguido resoluciones cercanas a 60 cm/s tras eliminar diversas fuentes de ruido, acercándose cada vez más al objetivo del proyecto, que no es otro que detectar el planeta Venus. A Xavier le recordaréis porque es el astrónomo que hace unos años creyó detectar una señal de 51 cm/s de un planeta terrestre en Alfa Centauri B, aunque al final resultó ser un falso positivo.


El telescopio TNG que acoge al espectrógrafo HARPS-N ha recibido un pequeño telescopio solar que le permite observar de día al Sol y analizarlo para detectar planetas. (Fuente: Telescopio Nazionale Galileo)

Otro planteamiento interesante es el del equipo de Raphaëlle Haywood, esa astrónoma tan apasionante que también busca planetas en las velocidades radiales del Sol. Sin embargo, su técnica es algo distinta. Para ello, utiliza el espectrógrafo HARPS (La Silla. Chile) analizando el reflejo de la luz del Sol ¡sobre el asteroide Vesta!.

Por su parte el HARPS de Chile observa el Sol reflejado sobre el asteroide Vesta. No hay ni que decir que Vesta afecta a las velocidades radiales introduciendo más complejidad en el análisis. (Fuente: UK Solar Physics Community)


El ruido no es algo baladí, todos recordamos casos en los que el ruido le ha jugado alguna mala pasada a los astrónomos. Siguiendo a Xavier Dumusque podemos identificar cuatro fuentes principales de ruido estelar que hacen que las estrellas alteren su velocidad radial:

  • Oscilaciones. Son el resultado de ondas de presión que vienen del interior de la estrella. Su escala temporal suele ser de unos pocos minutos. Para paliar esta fuente de ruido las mediciones de velocidad radial se toman durante un periodo de tiempo de observación nunca inferior a 15 minutos, que promedia los efectos de las oscilaciones.
  • Granulación y Supergranulación. Duran de unos minutos a un par de días y son producidos por los flujos internos de convección de la estrella cuando alcanzan su superficie. Para mitigarlas, aunque sea parcialmente, se realizan varias observaciones espaciadas durante toda la noche que luego son promediadas.

Los gránulos son esos pequeños granitos que se ven de fondo en esta fotografía de una mancha solar Sol. (Fuente: NASA.)


  • Actividad a Corto Plazo. A menudo asociada al periodo de rotación de la estrella, son un auténtico quebradero de cabeza para los cazadores de planetas. Normalmente están producidos por las manchas solares y las fáculas de la estrella.
La manchas solares son una de las grandes anomalías que perturban las medidas de velocidad radial de las estrellas. (Fuente: NASA.) 

Cuando una estrella rota, la mitad de su superficie se acerca a nosotros (al azul) mientras la otra mitad se aleja (al rojo). Como al observar la estrella solo se observa un punto de luz, de alguna manera estos efectos se compensan y el efecto total es neutro, normalmente. Sin embargo, cuando en una de las mitades de la estrella hay manchas o fáculas y plagas, este equilibrio se quiebra y según donde esté la zona activa se produce un efecto neto hacia el rojo o al azul. Como las zona activas se van moviendo según la estrella rota, a menudo aparecen efectos relacionados con el periodo de rotación de la estrella.

Como ya hemos comentado las manchas solares son más oscuras que el resto de la fotoesfera, produciendo distorsiones y desequilibrios en las velocidades radiales que induce la rotación de la estrella. Normalmente asociadas a las manchas, las fáculas más brillantes que el resto de la fotosfera, compensan el efecto de las manchas al actuar en sentido contrario. Pero las fáculas aparecen a veces independientemente de las manchas, de ahí que se considere que son las principales causantes de las distorsiones de las velocidades radiales.

Esto es un problema. Las manchas, plagas y fáculas no son directamente observables en las estrellas porque no las podemos resolver. Ante esto los astrónomos han desarrollado indicadores indirectos de actividad estelar que funcionan parcialmente: la curva fotométrica, que nos permite identificar fulguraciones; FWHM “mide el grosor” de las líneas espectrales y BIS su “forma y simetría” por medio de la Función de Correlación Cruzada (CCF); y el Indicador del ratio de las líneas H y K (logRHK).

  • Actividad a Largo Plazo. Con una periodicidad de varios años o décadas están originados por el ciclo magnético de la estrella. En principio, pueden afectar al estudio si se están buscando planetas de largo periodo como Júpiter o Saturno.



La lucha por construir mejores modelos describiendo el ruido que las estrellas inducen en sus velocidades radiales continúa. Son necesarios mejores indicadores de actividad estelar que alerten a los astrofísicos cuando la estrella esté distorsionando los datos. Costará porque es un tema difícil, pero es que si fuera fácil no tendría mérito pelear por ello. De cualquier forma, mientras dura esta lucha, los nuevos instrumentos como ESPRESSO pueden estudiar las estrellas del tipo solar especialmente tranquilas y éstas puedan quizá empezar a revelar sus más íntimos secretos.



2015. Dumusque describe sus esfuerzos para mejorar la precisión de HARPS observando el Sol con un telescopio solar.
Un resumen de este artículo en Astrobites.

2016. Haywood et al. nos muestran el resultado de sus estudios para observar la luz del Sol reflejada en Vesta.
Un resumen del artículo.

Actualmente me estoy leyendo la maravillosa tesis doctoral de Raphaëlle Haywood, todo un compendio de las principales técnicas utilizadas en los estudios de velocidad radial en estrellas activas. Totalmente recomendable para los que quieran profundizar un poco más en este mundo. Como ejemplo Raphaëlle aplica las técnicas a los míticos sistemas Kepler-10, Kepler-78 y el difícil caso de Corot-7. Según ella, Kepler-10 c en coherencia con los resultados de Dumusque, es un enorme planeta rocoso.


Descripción del telescopio solar del TNG para HARPS-N.


domingo, 15 de enero de 2017

La Zona Habitable Atmosférica.

Buscamos la Vida en el Universo y lo hacemos en la medida de lo que somos. Buscamos la Vida tal como la conocemos y es por eso que, al encontrarla, quizá nos sorprenda lo distinta que pueda ser de nosotros y lo errado de nuestros prejuicios.

Es posible que fuera esto lo que Carl Sagan y Edwin Salpeter tenían en mente cuando en 1976 publicaron un atrevido artículo sobre la posibilidad de existencia de vida en las nubes de Júpiter. Nada parece más contrario a la intuición que considerar el gigante Júpiter como planeta habitable. Nada más sorprendente…..

Se planteaba un hipotético ecosistema para Júpiter (y también para Saturno). Por analogía con los ecosistemas de los grandes espacios oceánicos de la Tierra, se definían organismos fantásticos: los “hundidores” (sinkers) que terminaban hundíéndose en la atmósfera hasta quemarse, los “flotadores” (floaters) que utilizaban mecanismos que les permitían moderar su flotabilidad, los “cazadores” (hunters) depredadores de los demás y, finalmente, los “carroñeros” (scavengers) que vivían a más profundidad que los otros y se nutrían de la materia orgánica que iba cayendo.

Una representación artística de seres vivos pululando en la atmósfera de Júpìter (Crédito: Adolf Schaller.)

Nueve años antes, en 1967, Harold Morowitz y Carl Sagan habían considerado las nubes de Venus como ecosistema viable. En la superficie encontramos un planeta abrasado a una temperatura de más de 400 C por un efecto invernadero descontrolado, un mundo infernal, desecado, sin agua, sin mares,... No obstante, en sus nubes la temperatura puede alcanzar temperaturas mucho más bajas y presiones terrestres.

Nada impide que organismos fotosintéticos o quimioautótrofos se desarrollasen allí, unos acidófilos quizá, que se encuentren cómodos entre las nubes de ácido sulfúrico, de las cuales podrían obtener ese agua tan escaso en el planeta. De hecho, la estratosfera terrestre contiene bacterias. ¿Quién sabe si los microorganismos de la Tierra no han contaminado ya  las nubes de Venus?

En la atmósfera de Venus hay una zona a unos 50 km que podía tener las condiciones adecuadas para el desarrollo de vida. (Fuente: NASA)

En 1999, la Zona Habitable de la Atmósfera de Venus era ubicada por el astrobiólogo Charles S. Cockell en una franja de 48 a 57 km de altura sobre la superficie, conteniendo las nubes medias y bajas. Ya que Venus podría haber sido más húmedo y habitable en el pasado, el empeoramiento paulatino de las condiciones podría haber empujado a los organismos a encontrar la atmósfera como un nicho en el que sobrevivir, a refugio de las inclemencias.

Cockell proponía en 1999 una sonda en forma de globo para explorar la atmósfera de Venus. La NASA cuenta con diseños para llevar incluso dirigibles. (Fuente: NASA)

Recientemente (2014), Luhman ha descubierto muy cerca, a 7,3 años luz, un cuerpo de lo más interesante. Tiene el horrible nombre WISE 0855−0714 (es una pena que no haya recibido un nombre más sugerente) y es el cuarto sistema más cercano al Sistema Solar. No es una estrella, sino un objeto frío cuya masa ronda aproximadamente 6,5 MJup. A pesar de su reducida masa ha sido clasificado como una enana marrón del tipo Y, de hecho, es la enana marrón más fría que se conoce, si es que no es un planeta.

Recientemente han sido incluso propuestos aeroplanos con motores eléctricos para estudiar la atmósfera de Venus. (Fuente: NASA) Para más información ver este artículo de Pochimax. 
Hace solo unos meses (2016) apareció un artículo de Jack S. Yates et al. en el que se aplicaban planteamientos alternativos a los tradicionales sobre la habitabilidad de esta enana marrón, que no se basaban en la Zona Habitable clásica. Un objeto tan frío, con una temperatura efectiva de -23 C podía tener en su alta atmósfera condiciones habitables. Además, la alta atmósfera de este cuerpo debe ser rica en aerosoles, que pueden proporcionar en abundancia los elementos necesarios para la vida: C, O, H, N, y S.

En este paper se define explícitamente y por primera vez lo que podemos llamar Zona Habitable Atmosférica, entendida como aquella parte de la atmósfera en la que se dan condiciones de temperatura similares a las que permiten la vida en la Tierra: entre -15 y 122 C.

Mi amigo Pau López me ha recordado que en la serie de ficción "La Guerra de las Galaxias" aparece la Ciudad de las Nubes, una ciudad que flota en el aire. (Fuente: Disney)

Para finalizar una reflexión: En la búsqueda de la Vida en el Universo esperemos lo inesperado. Estemos preparados para lo sorprendente. ¿Quién podía intuir ese mar extraordinario en esa luna ordinaria de Saturno llamada Encélado?




1967. Harold Morowitz y Carl Sagan proponen las nubes de Venus como un posible ecosistema. Los descubrimientos posteriores de extremófilos resistentes a altas temperaturas y entornos ácidos no hicieron sino reforzar sus planteamientos.

1976. Sagan y Salpeter plantean que Júpiter y Saturno podían ser planetas con vida...

Un artículo sobre Edwin Salpeter en Centauri Dreams.

1999. El astrobiólogo Charles S. Cockell define la zona habitable atmosférica de Venus entre 48 y 57 km.

2016. Jack S. Yates et al. definen por primera vez la Zona Habitable Atmosférica analizando el caso de la enana marrón del tipo Y más cercana a la Tierra.  


domingo, 8 de enero de 2017

La extraña habitabilidad de las enanas marrones.

De los cuatro sistemas más cercanos al Sistema Solar, dos son los conocidos Alfa Centauri a 4,4 años luz y la Estrella de Barnard a 6 años luz; pero en 2013 y 2014 se descubrieron dos nuevos sistemas extraordinarios compuestos, al parecer, por enanas marrones: Luhman-16, a unos 6,6 años y WISE 0855−0714 a 7,2 años luz.

Representación artística de una enana marrón. La luz de estas enanas no producirían dispersión de Raleigh en la atmósfera de los planetas. Como consecuencia, en ausencia de nubes y calimas en estos planetas se podrían ver las estrellas de día (Fuente: NASA/JPL Caltech)

La pregunta que nos surge sobre estos nuevos y cercanos cuerpos que la Astronomía está descubriendo es intuitiva: ¿podrían estos extraños objetos ser capaces de albergar vida?

Si la habitabilidad de las estrellas enanas rojas es un tema no exento de dificultades: peligros de desecación, actividad estelar, radiaciones ionizantes, efectos de marea, entre otros, cuando nos adentramos en la habitabilidad de los planetas en torno a las enanas marrones el tema alcanza dificultades extremas.

Las enanas marrones son objetos menos masivos que las estrellas. Sus masas son tan reducidas que en su núcleo no pueden mantener la fusión del hidrógeno, salvo reacciones de deuterio. Sea como fuere, la principal fuente de energía de estos objetos viene de la contracción gravitatoria que los calienta, produciendo la mayoría de la radiación que emiten, mayoritariamente en el infrarrojo. Comparados con los planetas suelen ser mucho más masivos, con masas entre 10 y 70 MJup, aunque no suelen ser mucho mayores en tamaño que Júpiter. Son, por tanto, muchísimo más densos que los planetas gaseosos.

Un enana marrón tiene un tamaño similar al de Júpiter pero puede llegar a ser decenas de veces más masiva. Su densidad y su gravedad en la superficie pueden llegar a ser mucho más elevadas. (Fuente: NASA/JPL Caltech)


Parece razonable pensar en la existencia de exoplanetas terrestres orbitando en torno a enanas marrones. Han sido observados discos circunestelares orbitando alrededor de enanas marrones jóvenes. Aunque solo se acretase una reducida porción del disco es más que suficiente para formar planetas del tamaño de supertierras. Además, observaciones de microlente han permitido anunciar el hallazgo de planetas en torno a enanas marrones.

Teóricamente la formación de planetas en una enana marrón no debe ser menos frecuente que en torno a una estrella del tipo solar. La diferencia está en que serán sistemas planetarios más compactos, coplanares, formados por planetas más pequeños, terrestres y en cierto modo similares a los sistemas de satélites en los gigantes gaseosos de nuestro Sistema Solar. Todos ellos sin excepción, como sabemos, tienen satélites.

La principal diferencia entre una enana roja y una enana marrón reside en que esta está sustancialmente menos caliente. Como consecuencia, la Zona Habitable está mucho más cercana en las enanas marrones. De hecho, los periodos orbitales en la Zona Habitable suelen ser de ¡1 ó 2 días o incluso horas!.

Esta situación tiene consecuencias interesantes. Una de ellas es que es mucho más probable que un planeta en la Zona Habitable produzca tránsitos en las enanas marrones. Además, los tránsitos son más profundos y se producen más a menudo, Ideales por tanto para un estudio atmosférico detallado.

Todo esto está muy bien, pero, ¿puede un planeta ser habitable en torno a una enana marrón?

Uno de los efectos en el planeta es que se produciría un acoplamiento de marea, con cero oblicuidad. Si la atmósfera no distribuye adecuadamente el calor, tanto los polos como la zona del planeta eternamente en sombras estarían cubiertos por casquetes de hielo. Este efecto, que también se produce a veces en los planetas que orbitan en enanas rojas, sería inevitable en la zona habitable de una enana marrón.

La Zona Habitable se acerca a la enana marrón con el tiempo, según el cuerpo se va enfriando. Al final, llega al límite de Roche y no hay habitabilidad posible por el calentamiento de la luz del planeta. Por suerte, hay otras fuentes de energía disponibles. (Fuente: Bolmont et al. 2011)


Otro efecto es que la energía de emisión de la enana marrón proviene de la contracción gravitatoria del objeto. Como este efecto es cada vez menos intenso la emisión de la enana marrón se va atenuando con el tiempo y, como consecuencia, la Zona Habitable (esa región del sistema en la que el planeta puede mantener mares de agua en su superficie y que depende de la irradiación del cuerpo luminoso), cada vez se va acercando más y más a la enana marrón. La consecuencia es interesante: la habitabilidad derivada de la irradiación de la enana cambia en el tiempo, ¡un planeta se mantendría habitable sólo mientras permanece temporalmente  dentro de la cambiante Zona Habitable!:


  • Esto quiere decir que al principio de la formación del sistema planetario, el planeta queda fuera (por el interior) de la Zona Habitable y sufre un periodo de calentamiento intenso, haciendo frente a un serio peligro de desecación por pérdida de su agua, como al parecer ha ocurrido en Venus. Pero el Sol es distinto de una enana marrón y mientras el primero emite radiaciones que pueden realizar fácilmente la fotolisis del agua, con el posterior escape del hidrógeno (más ligero) al espacio, no está claro que las enanas marrones durante su juventud puedan producir estas energéticas radiaciones. En este caso, el agua podría sobrevivir en forma de vapor de agua en la atmósfera.

  • Posteriormente, se encuentra dentro de la Zona Habitable (durante unos cientos de millones de años) en la que, si en el periodo previo no ha perdido todo su agua, tiene alguna posibilidad de albergar mares de superficie.  
  • Al final del periodo el planeta queda fuera de la Zona Habitable (por el exterior) y el planeta teóricamente se hiela. O no. En algunos casos el planeta puede acceder a formas de energía alternativas. Si el planeta estuviera acompañado de otros planetas (esto no es improbable) afectarían a su excentricidad. Por pequeña que fuera la alteración en la excentricidad sería suficiente en un campo con un gradiente gravitatorio tan elevado. El resultado sería un calentamiento similar al de Europa o IO, las lunas de Júpiter. De hecho, la intensa gravedad de las enanas marrones en su Zona Habitable podría conducir fácilmente a un efecto invernadero descontrolado a los planetas por reducida que fuera su excentricidad. 

Si las enanas marrones son objetos intermedios entre las estrellas y los planetas gigantes gaseosos, su habitabilidad será un compromiso entre los efectos que predominan en unos y otros. La habitabilidad de las estrellas como el Sol viene de la radiación que calienta los planetas terrestres, la habitabilidad de las lunas de Júpiter viene del calentamiento originado por los efectos de marea.


En resumen, aunque este complejo asunto de la habitabilidad de las enanas marrones está lejos de ser entendido en su totalidad, a priori no parece que un planeta tuviera fácil mantener agua líquida en su superficie.

Imágenes de Gliese 229 B, una de las primera enanas marrones conocida. (Fuente: NASA)

2004. Andreeshchev y Scalo inician los estudios de habitabilidad de las enanas marrones mostrando que el clásico concepto de Zona Habitable se movería y que el planeta sólo permanecería dentro por unos cientos de millones de años.

2011. Bolmont, Raymond y Leconte incluyen conceptos más complejos asociados a los efectos de marea. Se define el radio de corrotación como el que tiene el periodo orbital igual al periodo de rotación de la enana marrón. Los planetas exteriores al radio de corrotación migrarían hacia afuera, y hacia adentro los que queden por dentro de dicho radio. A su vez, como la rotación de la enana aumenta con el tiempo (a diferencia de las estrellas) el radio se reduce en el tiempo, habiendo planetas que migran hacia adentro y luego hacia afuera.

2012. Barnes y Heller estudian los diversos efectos que afectan a los cuerpos que orbitan en torno a las enanas marrones y enanas blancas.

2013. Belu et al. estudian las posibilidades de detectar los tránsitos de un planeta en la zona de habitabilidad de una enana marrón. Además, el estudio de su atmósfera y sus biomarcadores sería una tarea abordable para los más cercanos.

2013. Demory et al. analizan las posibilidades del K2 para detectar planetas terrestres orbitando en enanas marrones.

Un artículo de Sean Raymond en su blog.

domingo, 1 de enero de 2017

Luhman-16, el sistema más cercano a Alfa Centauri.

El sistema más cercano al Sistema Solar es Alfa Centauri, a algo más de 4 años luz, compuesto de tres estrellas y Proxima b, un planeta en la zona de habitabilidad. Pero el sistema más cercano a Alfa Centauri no es el nuestro. Por el contrario, a 3,5 años luz de Alfa Centauri hay un sistema realmente interesante. Su nombre es Luhman-16.

Representación del posible aspecto de una enana marrón, en este caso del tipo T. (Fuente: NASA/JPL)

La historia de Luhman-16 comienza en 2009 cuando es puesto en órbita el telescopio espacial WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) de la NASA. Este telescopio operaba en el infrarrojo y era extremadamente sensible a objetos muy fríos. WISE realizó un barrido de todo el cielo en busca de cuerpos fríos utilizando su telescopio de 40 cm de apertura en las ventanas de 3,4, 4,6, 12 y 22 μm.

De hecho, ha descubierto miles de cuerpos menores en el Sistema Solar. La sensibilidad del instrumento era inferior a la de otros telescopios como Spitzer pero suficiente para descubrir un planeta del tamaño de Júpiter a menos de 1 año luz. Os lo aseguro, esas teorías sobre la posibilidad de que el Sol pueda tener una estrella compañera ahora sabemos que son poco probables. Si existiera, WISE la habría detectado.

Cuando en 2011 WISE dejó de funcionar quedaba un fichero de datos con cientos de millones de objetos de todo el cielo. Los datos recolectados abarcaban desde enero de 2010 hasta enero de 2011, un periodo de un año durante el que WISE había cartografiado el cielo 2 veces. La idea era ir objeto a objeto, para comprobar si se había movido entre las dos imágenes obtenidas. Si había algún tipo de movimiento propio es que no era una lejana estrella o galaxia, sino un objeto más cercano. El método no era novedoso, identificar objetos con un movimiento propio elevado fue  el método utilizado por Barnard para encontrar su famosa estrella y Clyde Tombaugh para descubrir Plutón, con la diferencia de que estos señores realizaban sus búsquedas “a ojo” y ahora existían potentes ordenadores que permitían analizar millones de objetos de forma automática. Aun así, no era una tarea ni mucho menos sencilla.

Una representación artística del telescopio WISE. (Fuente: NASA/JPL)

Kevin Luhman es un astrofísico de la Universidad de Pensilvania que se dedicó a la tarea de analizar los datos de WISE de forma concienzuda y no tardó en cosechar resultados importantes. Uno de los objetos llamó su atención. Tenía el feo nombre de WISE 1049-5319 y por el análisis de su color y las magnitudes que mostraba en las diferentes longitudes de onda parecía similar a otras enanas marrones del tipo espectral L.

Para seguir profundizando Luhman tuvo que utilizar un telescopio más potente como el Gemini South telescope de 8,2 metros. La sorpresa saltó nada más realizar las primeras observaciones preliminares en el visible, cuando en la zona esperada aparecieron no uno, sino dos objetos. Era un sistema binario. El análisis espectroscópico detallado reveló que el mayor (A) era una enana marrón del tipo L8 y la menor (B) más fría del tipo L o T.

En el fondo imagen de Infrarrojo de WISE. En el recuadro, el resultado del telescopio Gemini mostró que en realidad se trataba de dos objetos. (Fuente: NASA/JPL/Observatorio Gemini)

El cálculo de la distancia al sistema no era fácil. El objeto era un sistema binario con un movimiento propio notable. Por suerte, WISE 1049-5319 aparecía detectado en otros ficheros de otros observatorios en los que anteriormente había pasado desapercibido, como 2MASS y DENIS. Uniendo todas las detecciones se pudo obtener la paralaje: estaba a tan sólo 6,5 años luz. Además, estaba curiosamente alineado con Alfa Centauri, ¡quedando a sólo a 3,5 años luz de este sistema!

Diagrama mostrando la distancias de los sistemas más cercanos al Sol. WISE-1049-5319 (Luhman-16)  está sensiblemente cerca de Alfa Centauri. (Fuente: NASA)

Se acordó que un cuerpo tan excepcional necesitaba un nombre excepcional. El tercer objeto más cercano al Sistema Solar después de Alfa Centauri y la estrella de Barnard (a 6 años luz) recibió el nombre Luhman-16, a propuesta de Erik Mamajek.

Representación artística de Luhman-16 _A y B. (Crédito: Janella Williams, Penn State University)

En seguida llegaron estudios adicionales que refinaron los datos obtenidos. El tipo espectral fue precisado para Luhman-16 A (L-7,5) y B (T-0,5). En ambas enanas marrones se observaba la presencia Li, característica de las enanas marrones, junto a H2O, CO y (en B) CH4.


El análisis de las órbitas de las dos enanas marrones mostraba que ambas orbitaban en torno al centro de gravedad común separadas por solo un poco más de 3 UA, con un periodo de unos 25 años.

Y había un dato esencial: ¡el sistema se veía casi perfectamente “de canto”! Si había algún planeta produciendo tránsitos sería posible detectarlo...

Enseguida el famoso cazaplanetas Gillon se puso manos a la obra, anunciando sus resultados en apenas unos meses. Orientó el telescopio infrarrojo de 60 cm del observatorio TRAPPIST (seguro que os suena por TRAPPIST-1) a Luhman-16 durante 12 noches. Detectó variaciones del 11% en la luminosidad de B, posiblemente derivadas de intensas turbulencias en su atmósfera, pero nada de tránsitos, cualquier planeta con más de 2R⊕ habría sido detectado. Siempre cabe preguntarse qué habría pasado si los objetos hubieran sido observados durante más tiempo...

Boffin et al. también lo intentaron aprovechando las capacidades para la astrometría del VLT analizando con precisión la órbita de A y B. El análisis astrométrico mostró un hecho esperanzador: parecía haber un componente adicional, un exoplaneta.

El exoplaneta parecía tener entre 3 y 30 MJup en una órbita de unos meses en torno a A, la enana marrón principal. Por aquel entonces (en 2013 Proxima b no era conocida y Alfa Centauri Bb era cuestionada por Hatzes) parecía el anuncio del exoplaneta más cercano a la Tierra, si era confirmado, claro.

La confirmación no llegó. Sahlmann y Lazorenko en 2015 volvieron a analizar astrométicamente el sistema con el VLTl, alcanzando un precisión notable, de 0,15 mas. El resultado descartaba acompañantes de más de 2 MJup en órbitas entre 20 y 300 días.

El asunto no está ni mucho menos zanjado. Falta un análisis más extenso para planetas de tamaño terrestre, tanto por el método del tránsito como el de la velocidad radial. Un día de estos puede haber una sorpresa.

Estemos atentos por favor a la evolución de este maravilloso sistema.








Un resumen sobre las posibilidades de WISE de Emily Lakdawalla

2013. Marzo. El extraordinario astrónomo Kevin Luhman anuncia su hallazgo.

2013. Marzo. Erik Mamajek explica que el objeto ya había sido detectado en otras campañas de otros observatorios en los que había pasado desapercibido. Propone además un nombre que terminó haciendo fortuna: Luhman-16.

2013. Marzo. Kniazev et al. obtienen diversos parámetros del sistema, como las clasificaciones espectrales. También muestran velocidades radiales con una precisión suficiente para estudiar el par de enanas marrones, pero no planetas. Me encantaría ver espectrógrafos más adecuados para la búsqueda de planetas apuntando a este sistema.

2013 Marzo. Burgasser et al. Detectan H2O y CO en las atmósferas de las dos enanas marrones. En B además parece que hay CH4.

2013. Abril. Gillon busca tránsitos producidos por exoplanetas en Luhman-16 utilizando el telescopio TRAPPIST. No hay éxito.

2013 Julio. Nuevamente Burgasser et al. Proponen el sistema como un ejemplo de transición entre el tipo espectral L y el T. Se realizan análisis espectroscópicos de alta resolución.

2013 Diciembre. El supuesto planeta de Boffin y su equipo detectado astrométricamente con el VLT.

2015. Sahlmann y Lazorenko realizan un nuevo estudio astrométrico del par Lugman-16 A y B. El análisis es muy preciso, rechazando la presencia de planetas de más de 2 MJup en órbitas entre 20 y 300 días. La significatividad estadística es de 3 sigmas.