Exoplanetas Habitables: marzo 2017

domingo, 26 de marzo de 2017

La Habitabilidad de los planetas de TRAPPIST-1.

Hace tan solo unas semanas Eric T. Wolf de la Universidad de Colorado y su equipo han dejado en el Arxiv un análisis de la habitabilidad de TRAPPIST-1, que utiliza modelos sofisticados (de 3 dimensiones), frente a los del modelo clásico (1 dimensión) de Kopparapu de 2013/2014, utilizado habitualmente para el cálculo de la Zona Habitable.

Representación artística de un planeta en TRAPPIST-1. (Fuente:ESO; Crédito: M. Kommesser y N. Risinger)

Wolf es un científico muy experimentado. Aparece, por ejemplo, como segundo autor del artículo de Kopparapu en 2016, que ampliaba la Zona habitable interna para planetas sincrónicos. Aplica el modelo de circulación global CAM-4 (Community Atmosphere Model, versión 4), un modelo ampliamente empleado, por ejemplo, por Kopparapu en 2016 o Yang en 2014.

Como sabemos, según el modelo clásico de Kopparapu 2013/2014, TRAPPIST-1 b y c quedan en la zona demasiado caliente; TRAPPIST-1 d está ubicado en la Zona Habitable Optimista, suponiendo un escenario similar al de un Venus joven; TRAPPIST-1 e, f y g residen confortablemente en la Zona de Habitabilidad Conservadora; y, finalmente, TRAPPIST-1 h parece estar cerca de la “Zona del Hielo”, demasiado frío como para mantener mares de agua en su superficie.

Hasta el momento hemos considerado que hay tres planetas (e, f y g) en la Zona Habitable de TRAPPIST-1. (Fuente: PHL. Universidad de Puerto Rico en Arecibo)

Los nuevos resultados son que sólo uno de los tres planetas en la Zona de Habitabilidad parece realmente habitable: TRAPPIST-1 b, c y d están desecados y abrasados por un efecto invernadero descontrolado, mientras TRAPPIST-1 f, g y h son mundos helados. Finalmente, TRAPPIST -1 e SÍ parece capaz de mantener agua en su superficie.

Para las simulaciones, Wolf plantea asunciones típicas, habituales en este tipo de modelos, con planetas cubiertos por océanos y atmósferas ricas en N2, CO2 y H2O. El modelo asume planetas en órbitas sincrónicas. Los planetas están dominados por la intensa gravedad de la estrella, produciendo cierta circularización de sus órbitas (la excentricidad es reducida) y un acoplamiento de marea. Es decir, probablemente, al igual que la Luna con la Tierra, presentan siempre su misma cara a su estrella. Tendrán, por consiguiente, una cara eternamente iluminada y otra eternamente en sombras.

Los planetas terrestres de TRAPPIST-1 en comparación con los del Sistema Solar. (Fuente: NASA/Spitzer)

TRAPPIST-1 d recibe 1,143 S⊕. Según el modelo pierde su agua abrasado por efecto invernadero desbocado, en coherencia con el modelo clásico de Kopparapu 2013/2014 en su versión más conservadora. Sin embargo, hay autores (Leconte, 2013) que le dan todavía alguna oportunidad al agua en este tipo de planetas.

Por supuesto, TRAPPIST-1 b y c, aún más cerca que d, y también están demasiado calientes.

TRAPPIST-1 f, por su parte, queda completamente cubierto de hielo aunque tenga una buena atmósfera de CO2, porque recibe apenas 0,382 S⊕. Al final, la temperatura baja tanto en la cara oculta del planeta que el CO2 de la atmósfera colapsa y se congela. Las diferencias con el modelo clásico de Kopparapu 2013 residen, según el autor, en el tratamiento del albedo (más sofisticado en el modelo de Wolf), que aumenta por la presencia de hielo y por las nubes del planeta. Otros autores consideran las posibilidades del hidrógeno como factor de calentamiento de las atmósferas bien sea original o proporcionado por el vulcanismo (Ramírez & Kaltenegger, 2017) y no olvidemos las posibilidades del calentamiento de los efectos de marea.

TRAPPIST-1 g y h, ni siquiera son estudiados, ya que si TRAPPIST-1 f está helado, estos los están en mayor medida.

Sí hay consenso para TRAPPIST-1 e entre el modelo clásico y este modelo, arrojando ambos un planeta con mares de agua líquida. Wolf afirma que las condiciones de habitabilidad son además estables frente a grandes variaciones en la composición de la atmósfera.

Son siempre predicciones que asumen cierta abundancia de agua en el planeta, pero recordemos que las enanas rojas comienzan su vida en una fase ultraluminosa que deseca los planetas, especialmente las muy frías como TRAPPIST-1, que pudo durar en esta fase abrasadora sus buenos 1.000 millones de años. Si se confirman los indicios basados en la presencia de resonancias en los planetas bien pueden ser planetas migrados, que durante la fase abrasadora pudieran estar mucho más lejos de su estrella, reteniendo parte del agua y otros compuestos volátiles.

El artículo se centra en el estudio de las atmósferas, pero nada se comenta de las radiaciones X y ultravioleta, que pueden afectar severamente a la habitabilidad. Tampoco hay referencias a las fuerzas de marea que pueden calentar los planetas mediante vulcanismo.

En definitiva, es una interesante adaptación del potente modelo CAM-4 (Kopparapu 2016) a las especificidades del sistema TRAPPIST-1. Es apasionante que en unos años podamos revisar la validez de estos modelos y comprobar su grado de acierto en planetas tan distintos de la Tierra como los que orbitan alrededor de esta estrella ultrafría.

Incluso analizando TRAPPIST-1 e bajo tres atmósferas radicalmente distintas, sigue teniendo mares en su superficie. En cambio TRAPPIST- 1 f con una atmósfera de 5 bares de CO2 sigue sin dejar de ser una bola de hielo. (Fuente: Wolf, 2017)

2013 y 2014. Los artículos clásicos de Kopparapu et al. que definen la Zona Habitable más comúnmente utilizada.
https://arxiv.org/abs/1301.6674
https://arxiv.org/abs/1404.5292

2016. El estudio de Kopparapu en 2016 está centrado en el límite inferior de la Zona Habitable de las estrellas en las que los planetas tienen acoplamiento de marea. Wolf es el segundo autor.
https://arxiv.org/abs/1602.05176

2017. El anuncio de los 7 planetas de TRAPPIST-1 ubica a 3 de ellos en la Zona Habitable clásica.
https://arxiv.org/abs/1703.01424

2017. El estudio de Wolf de la Habitabilidad de TRAPPIST-1 utiliza los mismos modelos de Kopparaqpu 2016 pero con un refinamiento en el límite superior de la Zona Habitable que es ahora más conservadora.

https://arxiv.org/abs/1703.05815

lunes, 20 de marzo de 2017

Un planeta potencialmente habitable en la Estrella de Luyten

No acabamos de certificar la baja de Wolf-1061 c como planeta potencialmente habitable y ya tenemos un nuevo candidato cerca del Sistema Solar. Es, además, una estrella famosa: la estrella de Luyten.

Una tras otra las estrellas más cercanas van rindiéndose ante el esfuerzo de los científicos y revelan sus secretos. Luyten b, a 12,4 años luz podría ser el planeta potencialmente habitable más cercano al Sistema Solar después de Proxima b (4,24 años luz).

Una representación artística de un planeta orbitando alrededor de una enana roja. Bien podría ocurrir que Luyten b fuera así. (Fuente: David Aguilar y Christine Pulliam, CfA)

Es comprensible esta abundancia de planetas cercanos a la Zona Habitable. Según algunas estimaciones hay 0,8 planetas de media en la Zona Habitable de cada enana roja (Morton & Swift, arxiv 2013), es decir, si esto es correcto ¡casi todas tienen uno!.

Las predicciones de 2015 de Courtney Dressing, y su maestro, el gran astrónomo David Charbonneau, analizando estadísticamente los datos del telescopio Kepler sugerían que el planeta terrestre en la Zona Habitable de la enana roja más cercana al Sistema Solar estaba a menos de 8,48 años luz (2.6 parsecs). Y si además pedíamos que tuviera tránsitos estaba a menos de 27,56 años luz (10,6 parsecs). Fueron excelentes estimaciones estadísticas, aunque en su tiempo parecieron datos demasiado optimistas: Proxima b está a 4,24 y TRAPPIST-1 a 39,5 años luz.

La estrella de Luyten (GJ 273) es una enana roja cercana, una M3,5V con un cuarto de la masa y un tercio del radio del Sol. Fue nombrada en recuerdo de Willem Jacob Luyten, el astrónomo que descubrió su inusual movimiento propio en 1935. Su periodo de rotación es más bien lento, con unos 99 días. Como curiosidad, la estrella de Luyten reside a tan solo 1,2 años luz de Proción AB, un famoso sistema binario formado por una estrella que está abandonado la secuencia principal y una enana blanca. Hace unos millones de años Proción B debió ser una gigante roja, ¡una vista espectacular desde los planetas de Luyten!.

El nuevo resultado es debido a mi espectrógrafo favorito. HARPS, claro, montado en el telescopio de 3,6 metros del ESO en la La Silla (Chile). Se ha estudiado la estrella de forma intensiva, tomando nada menos que 280 espectros desde 2003 hasta 2016, durante 12.8 años.

El artículo de Astudillo-Defru, liderando a los integrantes del equipo HARPS, es el fruto de un proyecto a largo plazo de seguimiento de enanas rojas cercanas, que ha descubierto en total 12 planetas utilizando la técnica de las velocidades radiales en las estrellas GJ 3138, GJ 3323, la Estrella de Luyten, Wolf-1061 (sobre la que ya hemos escrito) y GJ 3293 siendo. En total, son 12 planetas, de los cuales 9 eran desconocidos hasta ahora.

Los datos de los dos planetas de la Estrella de Luyten (Fuente: Astudillo-Defru, 2017)

Los dos planetas de la Estrella de Luyten son muy interesantes: Luyten b tiene una masa de 2,9 M⊕ y un periodo orbital de 18,7 días con un semieje mayor de 0,09 UA; Luyten c es muy pequeño, con 1.18 M⊕, y está más cerca de la estrella, a 0,036 UA, con un periodo de 4,7 días. Ambos tienen cierta excentricidad, con 0,10 y 0,17, respectivamente.

Los datos de los dos planetas en la Wikipedia.

Habitabilidad.
La habitabilidad de Luyten b puede ser más prometedora de lo que parece. Es interesante comprobar que Luyten b recibe 1,06 S⊕ (un 6% más luz que la Tierra), y esto ubica al planeta cerca del límite inferior de la Zona Habitable conservadora de 0,997 S⊕ (para 5 M⊕). Está, por tanto, FUERA de la Zona Habitable Conservadora de Kopparapu 2013/2014.

Para solventar esta inconveniencia el autor nos muestra que cae confortablemente dentro de los límites de la Zona Habitable de Kopparapu 2016, pero hay que recordar sobre esta otra Zona Habitable, pensada para los rotadores lentos, que no hay consenso en la comunidad científica. No obstante, es un argumento a favor, aunque Luyten b no tiene que tener acoplamiento de marea necesariamente, porque la órbita no es perfectamente circular, la excentricidad es de 0,10.

Para mí es potencialmente habitable. Basta modificar ligeramente las asunciones de los estudios de Kopparapu 2013/2014 para entenderlo. Por ejemplo, bastaría con que el albedo del planeta fuera un poquito mayor y ya está. El autor, y este argumento es bueno, propone una temperatura de equilibrio entre 206 y 293 K.

Hay más argumentos a favor. Además, Luyten b orbita alrededor de una estrella tranquila, poco activa, sin fulguraciones intensas, y no tenemos que preocuparnos demasiado de los rayos XUV. Por si fuera poco, una estrella M3,5V tendrá una Zona Habitable más estable que las de Proxima b y TRAPPIST-1, que someten a sus planetas potencialmente habitables a un periodo previo en el que el flujo luminoso es muy elevado, con posibles peligros de desecación para los planetas.

No obstante, no debería sorprendernos que el Laboratorio de Habitabilidad Planetaria (PHL) de la Universidad de Puerto Rico en Arecibo no incluyese este planeta en su lista conservadora. Objetivamente, no parece verificar los criterios, aunque en mi opinión tiene méritos de sobra.

Los planetas suelen mostrarse en las curvas de velocidad radial como funciones seno (sin no hay excentricidad).
(Fuente: Astudillo-Defru, 2017)

Nota Técnica.
Técnicamente, para identificar los planetas en los datos observados se aplica el diagrama Lomb-Scargle Generalizado (GLS) para ver qué periodos son los más potentes y tienen menos probabilidad de ser un falso positivo (FAP). El análisis se completa con una algoritmo genético (YORBIT) para buscar los parámetros más adecuados al modelo y finalmente el MCMC (Markov Chains MonteCarlo) para medir la incertidumbre de los resultados.

A) En el GLS de la serie temporal de velocidades radiales la señal más fuerte tenía un periodo de 420 días (según YORBIT). Tras ajustar a la serie temporal la órbita kepleriana de 420 días se obtienen los residuos (simplemente se restan a las observaciones los datos estimados por el modelo de una única órbita), es decir, los datos que no son explicados con la órbita kepleriana metida. Y sobre los residuos se vuelve a aplicar el GLS otra vez. Ahora el pico es una órbita de unos 20 días. Y así se reitera el algoritmo. Sucesivas iteraciones aportan señales de 720 días y 5 días, dejando un diagrama con señales de unos 100 días, relacionadas con el periodo de rotación de la estrella.

B) Las señales de período largo son sospechosas (420 y 720 días). Aparecen en una zona donde la potencia en general es muy alta. Son los dos picos que más sobresalen de una zona con numerosos picos… Cuando se analiza el indicador de actividad estelar R’HK se verifica que también muestra periodicidades con altos periodos. La conclusión es clara, estas dos señales son manifestaciones de ruido de la estrella, probablemente influencia de ciclo magnético de la estrella que suele afectar a las velocidades radiales con periodicidades elevadas.

C) Para eliminar el ruido que está contaminando la serie se ajusta a los datos de velocidades radiales una órbita de un periodo de 2.000 días, que se estima es el periodo del ciclo magnético de la estrella. Una vez obtenidos los residuos se sigue el proceso comentado en A). Ya no aparecen las señales de periodo largo (alias y armónicos del ciclo magnético), pero sí vuelven a aparecer las de periodo corto (planetas genuinos). Estas señales de 4,27 y 18,76 días no parecen ser armónicos del periodo de rotación de la estrella (99 días), que también se encuentra presente distorsionando los datos.

D) Sobre las 2 señales de periodo corto se realizan estudios que muestran que las señales no son transitorias. Para ello (se tiene una muestra muy grande) se parte la muestra de datos observados en 4 submuestras y se verifica que las 2 señales de periodos más cortos aparecen en cada uno de los subperiodos.

El método aplicado es conservador e identifica planetas con bastante seguridad. No obstante, es posible que otros científicos de datos con algoritmos algo distintos puedan identificar planetas adicionales escondidos en el ruido estelar.

Diagramas GLS en los que iterativamente van a pareciendo las 4 señales de 420, 20, 720 y 5 días. Al final queda una débil señal en 100 días atribuible a la rotación de la estrella (es ruido). En el primero puede observarse la enorme potencia acumulada en periodos altos, fruto del ciclo magnético de la estrella (también ruido). (Fuente: Astudillo-Defru, 2017)

2013 y 2014. Los artículos clásicos de Kopparapu et al. que definen la Zona Habitable más comúnmente aceptada.
https://arxiv.org/abs/1301.6674
https://arxiv.org/abs/1404.5292

2013. Morton y Swift estiman 0,8 planetas en la Zona Habitable de Kopparapu por enana roja. El futuro mostrará si acertaron.
https://arxiv.org/abs/1303.3013

2015. El artículo de Courtney Dressing y su director de tesis, David Charbonneau.
https://arxiv.org/abs/1501.01623

2016. La habitabilidad definida por Kopparapu en 2016 está pensada para estrellas en las que los planetas tienen acoplamiento de marea. Esta asunción ha sido discutida (p.e. Leconte y otros)
https://arxiv.org/abs/1602.05176

2017. El espectacular anuncio del equipo HARPS, con Astudillo-Defru a la cabeza, de un planeta potencialmente habitable en la Estrella de Luyten.
https://arxiv.org/abs/1703.05386

domingo, 19 de marzo de 2017

Ecosistemas de la Galaxia: El “Punto Naranja Pálido”.

Se está iniciando una revolución en la planetología sin precedentes. En unos años dejaremos de conocer unas pocas atmósferas terrestres mínimamente densas (Tierra, Marte, Venus y Titán) para contarlas por decenas. En las próximas décadas las atmósferas de los planetas rocosos en otros soles serán objeto de un análisis minucioso: TRAPPIST-1 b, c, d, e, f, g y h, Proxima b, GJ 1132 b y K2-3 d serán los primeros planetas de una larga lista a la que se irán uniendo nuevos objetivos descubiertos por Kepler K2, TESS y los observatorios terrestres que tan bien están funcionando.

El resultado final de esta aventura alucinante será la clasificación coherente de los diferentes tipos de planetas terrestres de la Galaxia. Quizá descubramos planetas habitables, quizá comprendamos cómo la Vida surge y prospera en el Universo. No será fácil, si hay algo que hemos aprendido es que supondrá un enorme esfuerzo.

La Tierra arcaica pudo tener periodos en los que se viera cubierta por una envoltura de partículas orgánicas. (Fuente: NASA; Crédito: Francis Reddy)

Conocemos al menos dos atmósferas que con seguridad son habitables: una de ellas es la de nuestra Tierra actual, un Punto Azul Pálido, pero la otra es mucho menos conocida. Me refiero, claro está, a la Tierra de hace 3.000.000.000 años.

El Arcaico es el eón de la historia de la Tierra que se inicia hace 3,8 miles de millones de años (3,8 Ga) con el Bombardeo Intenso Tardío y termina hace 2,5 Ga, con el holocausto del oxígeno, cuando la Tierra empezó a contener cantidades significativas de oxígeno en su atmósfera. Sigue al eón Hádico, que comienza con la formación de la propia Tierra hace 4,6 Ga. Durante el Arcaico, quizá incluso desde su inicio, había mares y posiblemente vida.

Eones geológicos de la Tierra: Hádico, Arcaico, Proterozoico y Fanerozoico. (Fuente: Wikipedia.)

La imagen más aceptada es que la atmósfera del Arcaico era reductora, muy pobre en oxígeno y ozono, consistiendo principalmente en N2, CO2, CH4, quizá H2 y, por supuesto, H2O. La actividad volcánica era muy acusada y vertía continuamente gases a la atmósfera.

Los astrónomos predicen además que el Sol era entonces un 20%/30% menos luminoso que en la actualidad. Sin embargo, los registros geológicos no aportan evidencias de glaciaciones. Se acepta en general que el Arcaico no fue una era demasiado fría. Esta situación contradictoria, la llamada “Paradoja del Sol Débil”, suele solucionarse planteando una atmósfera rica en gases de efecto invernadero, que calientan el planeta.

La presión atmosférica, a tenor del nitrógeno (N2) actualmente secuestrado en el manto terrestre, se ha sugerido que debió ser mayor que la actual, potenciando la labor de los gases de invernadero.

El dióxido de carbono (CO2) fue el principal gas de efecto invernadero de la Tierra primitiva. No obstante, argumentos geoquímicos inducen a pensar que la cantidad de CO2 era moderada. Con el CO2 estimado y el H2O no bastaba para compensar al Sol débil.

El metano (CH4) ha sido sugerido como un gas de invernadero complementario al CO2 para calentar la Tierra. En una atmósfera anóxica debió acumularse sin demasiados problemas. La fuente más probable era biológica, como mero producto del metabolismo de los organismos metanógenos, que pudieron estar muy extendidos. De cualquier forma, también pudo obtenerse de las fumarolas hidrotermales o, adicionalmente, de los procesos geológicos de serpentinización.

Por su parte, el amoniaco (NH3), un eficiente gas de efecto invernadero, debía ser totalmente residual, por ser mucho más frágil frente a la fotólisis producida por los ultravioleta del Sol.

En este contexto se ha planteado la teoría del “Punto Naranja Pálido” (Pale Orange Dot), que propone que pudo haber periodos del Arcaico en los que el exceso de CH4 en la atmósfera produjera una especie de calima (haze en inglés) orgánica a mucha altitud, que pudo enfriar moderadamente el planeta al reducir el efecto invernadero. Sería similar a la calima de Titán, que es fruto de una química orgánica muy rica. Los estudios anteriores descartaban este planteamiento afirmando que esta calima enfriaría el planeta hasta llevarlo a una profunda glaciación que no ha sido observada en el registro geológico. Nuevos modelos predicen que el enfriamiento no sería tan intenso. Son modelos con un nuevo planteamiento de las partículas de la calima que son modelizadas utilizando fractales, y ponen de manifiesto que la luz visible sí podría atravesar la calima de la atmósfera, aunque sería extremadamente opaca frente al ultravioleta.

La Tierra arcaica pudo tener momentos en lo que tendría este aspecto, similar a Titán. (Fuente: Universidad de Whasington)

La vida en un exoplaneta de este tipo encontraría ciertas ventajas, como la protección que proporcionaría la calima frente a radiaciones ultravioleta. A cambio, los organismos deberían acostumbrarse a un clima algo más frío. No obstante, esto puede paliarse si hay abundancia de gases de efecto invernadero. El frágil amoniaco podría estar presente en esta atmósfera, protegido de los ultravioletas bajo el escudo protector de la calima. Finalmente, los organismos estarían en contacto con una rica química orgánica. Quién sabe si la vida en la Tierra no nació así...

Si alguna vez detectamos un exoplaneta habitable en un sistema planetario joven quizá sea más similar a este “Punto Naranja Pálido” que a la Tierra azul actual.

Sería relativamente fácil detectar este tipo de planetas. En el espectro de transmisión de un “Punto Naranja Pálido” debería observarse una drástica absorción en el ultravioleta y en el azul. Además, en longitudes más largas sería detectable la presencia de H2O, CO2, CH4, C2H6, CO,... En un planeta rico en CO2, la detección de la calima, producto en la Tierra de la actividad biológica, sería un biomarcador, un indicio de vida en el exoplaneta.

Titán, el satélite de Saturno es la fuente de inspiración para el "Punto NAranja Pálido". (Fuente: NASA/JPL)

Ya se han detectado, por cierto, planetas con nubes, neblinas o calimas que impiden observar detalles en el espectro de transmisión (GJ 1214 b, entre otros), pero se asume que es debido a la presencia de nubes y aerosoles en una atmósfera rica en hidrógeno, propia de un minineptuno. Nada en principio que ver con este ecosistema.

Los estudios realizados sugieren que las estrellas del tipo G, como el Sol, y algunas K y M permiten el desarrollo de calimas orgánicas en sus planetas como las que posiblemente hubo en la Tierra primitiva. Por el contrario, los planetas que orbiten en estrellas grandes del tipo F, con elevadas emisiones ultravioleta o estrellas fulgurantes lo tendrán más difícil y en los casos menos desfavorables necesitarán una elevada concentración de CH4 para formar la calima. El tema está en que la radiación ultravioleta FUV si es muy intensa produce radicales de oxígeno que destruyen los compuestos orgánicos de la calima.

Estemos atentos.

2016. El “Punto Naranja Pálido” es el tema central de la tesis doctoral de Giada Nicole Arney, de la Universidad de Washington, una tesis supervisada nada menos que por Victoria Meadows.

https://digital.lib.washington.edu/researchworks/bitstream/handle/1773/37019/Arney_washington_0250E_16421.pdf?sequence=1

2014. Arney et al. proponen sus ideas sobre el “Punto Naranja Pálido”.

http://adsabs.harvard.edu/abs/2014AGUFMPP53A1202A

2016. Arney et al. Sobre las posibilidades de una calima orgánica durante la Tierra Arcaica.

https://arxiv.org/abs/1610.04515

2017. Sobre las posibilidades de que la calima pueda desarrollarse bajo distintos tipos de estrellas. Se estudian, entre otros, Epsilon Eridani, GJ 876,...

https://arxiv.org/abs/1702.02994

domingo, 12 de marzo de 2017

Wolf-1061 c y la potencialmente inhabitable “Zona Venus (ZV)”

Recientemente se han producido cambios en el Catálogo de Habitabilidad Planetaria actualizado por la Universidad de Puerto Rico en Arecibo. Uno de ellos ha sido la incorporación de 3 nuevos planetas en la Zona Habitable de TRAPPIST-1; el otro, la desaparición de Wolf-1061 c de la relación de planetas potencialmente habitables.

Esta imagen de tres planetas orbitando en una estrella roja bien podría representar al sistema planetario de Wolf-1061 (Fuente: NASA/JPL)

El motivo de la destitución de Wolf-1061 c ha sido un artículo liderado por Stephen R. Kane, un experto en habitabilidad y viejo conocido en este blog. Ya hemos dedicado alguna entrada a comentar los resultados de este gran científico. Está vinculado a la Universidad de San Francisco en California, pero Kane es australiano de nacimiento. Quizá es por ello que sintió interés por los planetas de Wolf-1061, descubiertos por astrónomos de la Universidad de Nueva Gales del Sur, también en Australia.

Wolf-1061 es una estrella del tipo espectral M3V (con un cuarto de la masa del Sol), es una enana roja muy cercana al Sistema Solar, a unos 14 años luz. La estrella es bastante estable, relativamente carente de manchas solares y fulguraciones. Esta estabilidad ha motivado a los científicos a estudiar las velocidades radiales de la estrella en busca de planetas, con buenos resultados.

Como ya comentamos en una entrada anterior, la estrella aloja nada menos que tres planetas denominados Wolf-1061 b, c y d, descubiertos por Wright et al. en 2015. Entre todos destacaba c con una masa mínima de 4.25 M⊕ porque se pensaba que podría estar ubicado en la Zona Habitable, de tal manera, que si tuviera una composición atmosférica terrestre bien podría mantener mares de agua en su superficie. La Zona Habitable conservadora se estimaba en 0,092 UA - 0,18 UA. Por su parte, el cálculo anterior de Wright partía de una temperatura de 3393 K y una luminosidad de 0,007870 L⊙ para la estrella.

Un diagrama del sistema Wolf-1061 de cuando se pensaba que Wolf-1061 c estaba en la Zona Habitable. (Fuente: Universidad de Nueva Gales del Sur)

Las estimaciones de los planetas suelen depender en gran medida de los parámetros de la estrella en torno a la que orbitan. Es por ello que estas estimaciones suelen ser muy relevantes, y eso que, a menudo, por la lejanía de la estrella pueden llegar a ser mediciones bastante toscas, sobre todo en las enanas rojas, que son las peor comprendidas. Pero Wolf-1061 es una estrella muy cercana.

Esto tenían en mente Kane y su equipo cuando se aprovecharon la cercanía de la estrella para estudiarla con el interferómetro CHARA y medir directamente su diámetro con una precisión extraordinaria. No eran parámetros estimados sino mediciones directas. Y del radio medido con gran precisión en 0,3207 R⊙, se dedujo la luminosidad que aumentaba hasta 0,01102 L⊙. Se recalculó la Zona Habitable en 0,11 UA - 0,21 UA en su versión conservadora, aplicando el modelo de Kopparapu. La Zona Habitable se alejaba y Wolf-1061 c, a 0,0843 UA, quedaba totalmente fuera.

La conclusión de Kane, fue la misma que hace años (2013) planteó para Kepler-69 c (también fue fulminado de la lista de planetas potencialmente habitables). Este planeta, más que una supertierra, tenía que ser algo así como un super-Venus. Lo cierto es que ambos planetas, Wolf-1061 c y Kepler-69 c, caen fuera de la “Zona Habitable conservadora” (ZHC) de sus respectivas estrellas y dentro de la denominada “Zona Venus” (ZV). Este concepto es un desarrollo de Kane (2014) que describe la zona del sistema planetario en la que los planetas son candidatos a estar dominados por un efecto invernadero abrasadoramente descontrolado.

Quizá esta imagen de Venus sea también la de Wolf-1061 c. Venus visto por la Mariner 10. (Fuente: NASA. Procesado: Ricardo Nunes)

Venus es un planeta de tamaño similar a la Tierra cuya atmósfera ha evolucionado de forma diferente a la de la Tierra. De alguna manera, ambos planetas gemelos siguieron caminos distintos. Una de las causas es que Venus recibe el doble de insolación. En otros sistemas planetarios también el calentamiento por efectos de marea puede ser otro motivo.

La Zona Venus termina donde empieza la Zona Habitable conservadora. En la Zona Venus según Kane lo más probable es que se evolucione hacia un efecto invernadero abrasador. Otros autores dan posibilidades más benévolas a los rotadores lentos. (Fuente: Kane, 2014)

El límite superior de la ZV se define como la zona a partir de la cual sus océanos se evaporan, debido a un efecto invernadero desbocado, siendo en la práctica coincidente con el límite inferior de la Zona Habitable conservadora según la versión de Kopparapu 2014, unas 0,95 UA en el Sistema Solar.

El límite interior de la ZV se determina porque la cercanía a la estrella y su emisión XUV pueden erosionar la atmósfera del planeta, suavizando el efecto de invernadero. En la práctica supone unas 25 veces la insolación de la Tierra, a unas 0,2 UA en el Sistema Solar.

Kane calculó que proporción de estrellas podrían tener planetas del tipo Venus y la cifra resultó ser bastante alta: el 32% de las estrellas del tipo M, y el 45% de las estrellas del tipo solar (G y K).

Los parámetros del sistema no han cambiado demasiado, lo que ha cambiado es la Zona Habitable. (Fuente: Wright, 2015)

2013. Una de las víctimas de Kane. Destituye el planeta Kepler-69 c, entonces potencialmente habitable, a humilde gemelo de Venus.

https://arxiv.org/abs/1305.2933

2014. Kane define la Zona Venus que empieza donde acaba el límite inferior de la Zona Habitable Conservadora.

https://arxiv.org/abs/1409.2886

2015. El esperanzador anuncio de los tres planetas de Wolf-1061 c.

https://arxiv.org/abs/1512.05154

2016 Kane vuelve a las andadas. Wolf-1061 c es más parecido a Venus que a la Tierra.

https://arxiv.org/abs/1612.09324

domingo, 5 de marzo de 2017

Exosferas en TRAPPIST-1 y las atmósferas terrestres

Indicios sobre el posible descubrimiento de exosferas en algunos de los planetas de TRAPPIST-1 nos permiten intuir el origen y la formación de los 7 planetas. El descubrimiento de planetas terrestres orbitando en TRAPPIST-1 es una oportunidad inmejorable. Las excepcionales condiciones de observación de las atmósferas de sus planetas facilitarán la comprensión de ese fenómeno esencialmente desconocido que es la habitabilidad de las enanas rojas, permitiendo construir modelos mucho más depurados. No lo olvidemos. TRAPPIST-1 es, ante todo, un Laboratorio de Habitabilidad Planetaria.

Esta recreación artística de GJ 436 b bien podría representar también a TRAPPIST-1 c. Sería una visión espectacular desde el resto de planetas del sistema. (Fuente: ESA / Hubble)

Nuestro conocimiento de las atmósferas de los exoplanetas más o menos terrestres es rudimentario. Demos un repaso:

Durante 2013-2015 se publicaron algunos artículos sobre la atmósfera de GJ 3470 b (13.7 M⊕) que terminaron detectando la dispersión Rayleigh. Es un minineptuno que, como consecuencia, de la dispersión debería mostrar cierta coloración azul.

Menos masivo es GJ 1214 b (6,26 M⊕), un planeta que ha causado auténtica fascinación. A pesar de los extraordinarios esfuerzos y enormes recursos empleados no se ha detectado atmósfera alguna. En 2014, tras utilizar intensamente el Hubble, seguía sin detectarse ningún detalle, aunque parece poder rechazarse una atmósfera con hidrógeno (sin nubes) junto con el caso dominado por el vapor de agua. HD97658 b (7,55 M⊕) y GJ 436 b (25,42 M⊕) son casos similares que también esconden la naturaleza de sus atmósferas en el visible, mostrando un espectro plano, sin detalles.

Sin embargo, Tsiaras anunció en 2016 (preprint 2015) una atmósfera rica en hidrógeno y posiblemente HCN para 55 Cancri e (8,08 M⊕), pero el hallazgo no ha sido confirmado y no faltan voces discrepantes. Demory considera que es rocoso y que la atmósfera no existe, porque si existiera en un planeta tan cercano a su estrella, a miles de grados de temperatura, dejaría escapar parte de su atmósfera al espacio, creando una exosfera que Ehrenreich no pudo detectar.

55 Cancri e. Demory muestra durante un congreso que el descubrimiento de la atmósfera de hidrógeno no es compatible con la falta de una exosfera. (Fuente: Demory 2017)

Mucho más terrestre es el pequeño planeta GJ 1132 b (1,6 M⊕). Finalizando 2016 apareció en el preprint la detección de Southworth et al. de una atmósfera de hidrógeno que no ha podido ser confirmada. De hecho, en enero los datos mostrados por Diamond-Lowe durante el congreso de la AAS inducen a pensar lo contrario… Hum. No pegaba mucho esa atmósfera rica en hidrógeno en un planeta terrestre.

GJ 1132 b. Diamond-Lowe parece no encontrar atmósfera alguna. (Diamond-Lowe, 2017)

Y, por supuesto, TRAPPIST-1 (b y c, de masa 0,85 y 1,38 M⊕, respectivamente). Julien De Wit et al. han estudiado los planetas más cercanos (b y c), cuando ambos dos conjuntamente produjeron un tránsito. Parece que se puede descartar una atmósfera rica en hidrógeno.

Así estamos, a la espera del telescopio espacial James Webb, el año que viene. No obstante, el viejo Hubble puede dar todavía alguna sorpresa.

A falta de atmósferas se han detectado exosferas en algunos planetas. Fue Ehrenreich el que detectó que GJ 436 b está rodeado de una suerte de nube de hidrógeno, que le confiere una forma cometaria. Si viéramos GJ 436 b nos parecería un cometa del tamaño de Neptuno. Ehrenreich también lo intentó con la supertierra 55 Cancri e y Bourrier con HD 97658 b, sin éxito.

La espectacular exosfera de GJ 436 b podría ser así. (Fuente: Mark Garlick. Univ. Warwick)

Las capas altas de la atmósfera de los planetas cercanos a sus estrellas se calientan, se expanden y pueden terminar escapando del planeta. Cuando esto ocurre, y el gas que escapa es hidrógeno, un poco antes y después del tránsito se puede observar la absorción en la línea Lyman-α, la línea del hidrógeno. De todos los planetas que están evaporándose GJ 436 b es el más pequeño, mostrando una absorción en la línea Lyman-α que llega al 60% de la profundidad.,

Bourrier y Ehrenreich (Observatorio de la Universidad de Ginebra) emplearon en septiembre de 2016 el telescopio espacial Hubble para observar TRAPPIST-1 b y c en la línea del hidrógeno, dedicando una órbita a cada uno de los planetas.

Y no es nada sencillo. La Lyman-α se contamina fácilmente por el medio interestelar que la absorbe (la técnica no se puede aplicar en estrellas lejanas) entre otros muchos aspectos. A esto hay que añadir que TRAPPIST-1 es una enana roja ultrafría, y su emisión en la Lyman-α es muy tenue.

Pues bien, a pesar de todo, parece que algo ha podido detectarse. Absorciones del 40% de la profundidad del tránsito para cada uno de los planetas. Es verdad que quizá la emisión puede confundirnos si la estrella es variable y activa produciendo algo que parece una exosfera cuando no lo es. La detección no es segura ni concluyente, se necesitan más datos para confirmar los resultados. Adicionalmente, en el caso de la absorción de TRAPPIST-1 c se produjo 2 horas después del tránsito, es decir, su posible exosfera puede tener la forma de una cola de cometa.

Una representación artística de TRAPPIST-1. (Fuente: ESO. Crédito: M. bartmann)

Podría sorprender esta hipotética exosfera de hidrógeno rodeando a los planetas terrestres más internos de TRAPPIST-1. No parece que tengan una atmósfera rica en hidrógeno, como ya han mostrado los estudios iniciales de espectroscopía. Su densidad (sin ser muy fiable), con 0,66 y 1,17 veces la de la Tierra para b y c, respectivamente, parece claramente terrestre. Decididamente, TRAPPIST-1 b y c no son minineptunos.

La explicación es que pueden contener atmósferas ricas en sustancias volátiles, calentadas por la intensa radiación XUV de la estrella y por efecto de marea. Probablemente el agua de la atmósfera está tan caliente que pasa a un estado “supercrítico” en el que no hay diferencia entre el vapor y agua líquida.

Esta atmósfera dominada por el agua puede producir hidrógeno y oxígeno en su atmósfera por la fotodisociación de las moléculas. El hidrógeno, más ligero, escapa del planeta, dando lugar a la exosfera; el oxígeno, más pesado, puede permanecer en la atmósfera, pero es totalmente abiótico.

Si se confirman las exosferas son un hallazgo muy importante. Quiere decir que los planetas de TRAPPIST-1 son ricos en volátiles, incluyendo agua. Es decir, probablemente son planetas formados en la zona externa del sistema y migrados al interior, en su ubicación actual. Mi intuición inicial era que se habían formado “in situ” pero, si se confirman las exosferas, deberían ser migrados. Si es así, todos los planetas serían ricos en agua, incluyendo los ubicados en la Zona Habitable.

Para hacernos una idea, pensemos en un cuerpo lejano del Sistema Solar, un super- Ganímedes, de masa comparable a la Tierra, rocoso pero con una buena corteza de hielo. Si este planeta migrase en la Zona Habitable (TRAPPIST-1 e, f y g) desarrollaría mares en la superficie y una atmósfera de vapor de agua (sería un Mundo Océano). Si migrase a zonas mucho más cálidas (TRAPPIST-1 b y c) sería un infierno húmedo (quizá con oxígeno no biológico) que podría mantener unas estupendas exosferas de hidrógeno, como las que parecen haberse detectado.

Apasionante.