Las masas de los planetas de TRAPPIST-1

Cuanto más leo sobre TRAPPIST-1 más viene a mi mente el “Mare Infinitus” de Endymion, esa novela de Dan Simmons con un Mundo Océano imaginario de la estrella 70 Ofiuchi A: “He oído a algunos cazadores de Pax hablar de él. Gran pesca en alta mar. Dicen que en el océano de Mare Infinitus hay una criatura cefalocordada con antenas que alcanza más de cien metros de longitud… se traga buques pesqueros enteros a menos que lo capturen primero.”

Representación artística de los planetas de TRAPPIST-1. (Fuente: NASA-JPL)

Los misteriosos siete planetas de TRAPPIST-1 van poco a poco desvelando un sistema sorprendente. Como sabemos, los tránsitos de los tres planetas más internos fueron detectados por Gillon en 2016 desde observatorios terrestres. Posteriormente, los datos aportados por otros telescopios, incluyendo el preciso telescopio espacial Spitzer, permitieron la detección de tres planetas más ubicados en la Zona Habitable clásica e indicios de un planeta adicional en la zona fría.

Las interacciones gravitatorias entre los planetas del sistema permitieron además estimar las masas de los planetas por el método del TTV (Transit Timing Variations), con un amplio margen de error. Las masas eran a todas luces reducidas, en algunos casos inferiores a la terrestre. 

La buena suerte quiso que TRAPPIST-1 se encontrase en el campo de visión de la campaña 12 del Kepler K2. Su extraordinaria precisión permitió la sólida detección del séptimo planeta (h). El seguimiento de la estrella desde Diciembre de 2016 hasta Marzo de 2017 (74 días útiles) permitió además la recolección de tránsitos adicionales en los 7 planetas, que han mejorado los TTV, refinando el cálculo de las masas.

Las mediciones de los tránsitos del telescopio infrarrojo Spitzer eran de buena calidad. De hecho, la estrella es mucho más brillante en el infrarrojo que en el visible (K =10,3 y V = 18,8). Pero el telescopio Kepler aportaba mediciones adicionales que permitían reducir la incertidumbre y restringir los márgenes de error, sobre todo en los planetas más lejanos, de los que menos tránsitos se tenían.

Las antiguas (amarillo) y las nuevas (azul) masas. Los planetas e, f, g y h se comportan como si el planeta fuera agua en su mayor parte. (Fuente: Songhu Wang, 2017.)

Las antiguas masas aportadas por Gillon tenían un punto débil. Los planetas están tan cerca los unos de los otros que, el sistema, si tenemos en cuenta las interacciones entre los planetas, no era del todo estable (Tamayo et al. 2017). Pero las nuevas masas obtenidas por TTV de Songhu et al. tienen el valor de que, al ser en general más reducidas, permiten que el sistema sea estable.

Los planetas de la Zona Habitable (e, f y g) pasaban de tener unas masas de 0,62 M⊕, 0,68 M⊕ y 1,34 M⊕ a 0,24 M⊕, 0,36 M⊕ y 0,57 M⊕, para e, f y g, respectivamente, con unas densidades de 1,71 g/cm3, 1,74 g/cm3 y 2,17 g/cm3.

Con las masas antiguas el sistema es inestable. En esta simulación los planetas entran en órbitas cada vez más excéntricas. (Fuente: Songhu Wang, 2017.)

Los resultados no hacen sino afirmar la idea de que los planetas más externos del sistema son poco densos y ricos en volátiles, migrados desde las zonas más externas del sistema planetario. Songhu Wang, el científico que aporta la nueva medición de las masas lo expresa así:

“(..) dentro de los errores de las estimaciones – los cuatro planetas más distantes son consistentes con composiciones de agua pura, y en cualquier sentido, son sustancialmente menos densos que Marte o Venus.”

(“(...) to within the errors of our determinations –the four most distant planets are consistent with pure water compositions, and in any event, are substantially less dense either Mars or Venus”)

Aunque el margen de error todavía invita a la cautela, no dejo de pensar en ello. En los datos parecen emerger dos poblaciones: Una (b, c y d), la más cercana, ha perdido los volátiles (densidad superior a 3 g/cm3); la otra (e, f, g y h), ha conseguido retenerlos parcialmente (densidad inferior a 2,2 g/cm3). Los grandes satélites galileanos de Júpiter muestran que Io y Europa poseen una densidad superior a 3 g/cm3, frente a Ganímedes y Calixto, menos calientes y con mucha más agua, con una densidad inferior a 2 g/cm3.

Los satélites galileanos son menos densos cuando están más alejados. (Fuente: Wikipedia.)

También en los planetas del Sistema Solar hay una población más densa y cercana (Mercurio, Venus, Tierra, Marte), junto a otra más lejana y rica en volátiles (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno). Los planetas terrestres, además, muestran cierta relación entre su distancia y densidad.

Los planetas terrestres del Sistema Solar (cuando se descuenta el efecto de la compresión de los planetas más masivos) son menos densos cuando están más alejados. (Fuente: Wikipedia.)

De cualquier forma, los resultados son provisionales. Aunque la mayor interpretabilidad de los datos es un indicio de la mejora de su precisión, las densidades suelen ser volátiles, y quizá todavía necesitan más trabajo para poderlas estimar de forma fiable.

Bueno. Puede ser que al final algunos de los planetas de TRAPPIST-1 sean como el planeta “Solaris” de la novela de Stanislaw Lem: “Bajo el alto y rojo sol, el océano [de Solaris] se mostraba más negro que nunca. Una niebla bermeja desdibujaba el horizonte; era un día especialmente sofocante, que parecía presagiar aquellas tormentas, increíblemente violentas, que varias veces al año azotaban el planeta.”

Estemos atentos.
 

2017. Marzo. Gillon anuncia los 7 planetas de TRAPPIST-1.

https://arxiv.org/abs/1703.01424

2017. Marzo. Rodrigo Luger et al. muestran los resultados del Kepler K2.

https://arxiv.org/abs/1703.04166

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

https://arxiv.org/abs/1703.07790

2017. Abril. Tamayo pone de manifiesto la falta de estabilidad del sistema TRAPPIST-1.

https://arxiv.org/abs/1704.02957

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

https://arxiv.org/abs/1704.02261

2017. Abril. Songhu Wang calcula las nuevas masas de los planetas de TRAPPIST-1. Con estas nuevas masas el sistema es estable.

https://arxiv.org/abs/1704.04290

LHS 1140 b, TRAPPIST-1 e y Proxima b: planetas extraordinarios potencialmente habitables.

Recientemente se ha producido el anuncio espectacular de un nuevo exoplaneta con condiciones excepcionales. Su nombre es LHS 1140 b (o GJ 3053 b). Este planeta, junto a Proxima b y TRAPPIST-1 e, f y g, forma una selecta y exclusiva relación de planetas potencialmente habitables, que muestran condiciones extraordinarias de observabilidad.

Representación artística del planeta LHS 1140 b (Crédito: M. Weiss, CfA)

Estos nuevos planetas potencialmente habitables se caracterizan, no sólo por sus buenas expectativas de habitabilidad teórica, sino por el hecho de que en unos 10 años sabremos mucho más sobre ellos. En unos años estaremos analizando biomarcadores en sus atmósferas...

Sin duda, se inicia un Nueva Era en la Ciencia de los Exoplanetas.

Recientemente, escribíamos sobre Kepler-62 f, un planeta sumamente interesante, con una habitabilidad intrigante, quizá incluso más favorable que Proxima b, LHS 1140 b o TRAPPIST-1 e. Ahora conocemos el periodo y el semieje mayor de la órbita de Kepler-62 f y el radio del planeta. Dentro de 10 años seguiremos sabiendo lo mismo. No es previsible que aumentemos mucho más nuestro conocimiento sobre este planeta ubicado a 1.200 años luz.

LHS 1140 b (Crédito: ESO, spaceengine.org)

Por su parte, el planeta LHS 1140 b, al igual que algunos de los planetas de TRAPPIST-1, combina unas buenas posibilidades de habitabilidad con tránsitos en estrellas cercanas. Sus magnitudes son K=8,8 para LHS 1140 b y K=10,3 para TRAPPIST-1 en el infrarrojo.

Y hay muchos.

Es alucinante pensar que entre las estrellas más próximas puede haber muchos planetas como LHS 1140 b o TRAPPIST-1 e. Tienen que existir decenas de planetas con condiciones similares. Simplemente, el observatorio TRAPPIST (60 cm) no tuvo que esforzarse demasiado para descubrir el sistema TRAPPIST-1. Bastó con estudiar 50 enanas superfrías hasta encontrarlo. Pero TRAPPIST es sólo un prototipo, el proyecto empieza ahora con los observatorios SPECULOOS (1 m), los sucesores de TRAPPIST, para los que se tiene planificado estudiar más de ¡500 estrellas! de este tipo. También en el propio equipo MEarth hay cierta sorpresa por lo pronto que se ha detectado un planeta tan prometedor como LHS 1140 b.

Por su parte, los científicos de Pale Red Dot sigue trabajando duro, no sólo refinando sus estimaciones en Proxima Centauri (donde hay sospechas de planetas adicionales), sino analizando detalladamente otras estrellas extremadamente cercanas: la Estrella de Barnard, Wolf 359 y algunas más.

En unos pocos años tendremos un larga lista con muchos de estos exoplanetas extraordinarios.

Esta relación selecta de exoplanetas excepcionales cuenta hoy con cinco planetas pero en unos años podrían ser decenas (Fuente: Elaboración propia, Datos: PHL, Universidad de Puerto Rico en Arecibo y Michael Gillon)

El descubrimiento de LHS 1140 b.

La tecnología actual permite la detección, desde observatorios terrestres, de estos extraordinarios planetas potencialmente habitables. La condición es que orbiten alrededor de estrellas pequeñas.

Hay dos proyectos de presupuesto limitado que utilizan telescopios de aperturas moderadas para detectar estos excepcionales planetas por el método del tránsito. Es  impresionante lo que se está consiguiendo con estos telescopios tan modestos:

Uno de ellos ha desarrollado el observatorio TRAPPIST-South (La Silla, Chile), el que ha detectado TRAPPIST-1), que se ha visto reforzado por los observatorios TRAPPIST-North (Marruecos) y los futuros observatorios SPECULOOS.

El otro es MEarth, compuesto de dos instalaciones: MEarth-South, en Cerro Tololo (Chile) y MEarth-North (Arizona), cada uno compuesto de un grupo de 8 telescopios de 40 cm. Los telescopios escudriñan pacientemente, una tras otra, las estrellas más pequeñas a menos de 100 años luz y ya habían detectado otros planetas sorprendentes, como GJ 1214 b (2009), en el que el telescopio espacial Hubble ha invertido muchas órbitas para analizar su atmósfera, sin demasiado éxito; o como GJ 1132 b (2015), sobre el que actualmente se discute, en relación con su posible atmósfera.

Los ocho pequeños telescopios de MEarth-South han conseguido mucho con muy poco. (Crédito: Jonathan Irwin)

La estrella LHS 1140 es una estrella del tipo M 4,5 (Simbad) más bien modesta, con una masa del 15% de la masa del Sol y un radio del 19% del solar. El periodo de rotación es prolongado, con 131 dias, propio de una estrella madura quizá de unos 5.000 millones de años. Es, además, inactiva. Todavía no se ha observado ninguna muestra de actividad estelar.

La historia de LHS 1140 b comienza en septiembre de 2014, cuando los telescopios de MEarth-South se activó una alarma indicando un posible tránsito. Estas alarmas son diarias y normalmente están motivadas por efectos atmosféricos y otras posibles cuestiones técnicas, pero gracias a una red neuronal construida para separar “el grano de la paja”, se puso de manifiesto que este tránsito no era como los habituales falsos positivos.

Ante las dificultades de identificar más tránsitos del planeta, se dirigieron al observatorio HARPS, el legendario espectrógrafo que ha detectado por el método de la velocidad radial decenas y decenas de planetas cercanos, incluyendo Proxima b.

Se obtuvieron 144 medidas de velocidad radial de una calidad exquisita, desde el 23 de noviembre de 2015 hasta el 13 de diciembre de 2016.

Finalmente se detectó un tránsito el 19 de junio de 2016. Combinando todos los datos disponibles, de tránsitos y velocidades radiales se pudo encontrar en los datos históricos un tercer tránsito, apenas perceptible, el 23 de diciembre de 2014.

El proceso del descubrimiento de LHS 1140 b. (Crédito: Berta-Thompson, CASA. Universidad de Colorado Boulder.)

La confirmación llegó con la observación de otros tránsitos el 01 de septiembre, el 25 de septiembre y el 20 de octubre de 2016.

Los primeros tránsitos conocidos de LHS 1140 b (Crédito: Dittmann et al. 2017)

Los parámetros del planeta fueron obtenidos ajustando un modelo paramétrico conjuntamente a los datos fotométricos de los tránsitos y los datos de velocidad radial. El método empleado es una regresión basada en un proceso gaussiano.

El tránsito acumulando todos los tránsitos conocidos y la curva de velocidad radial con las 144 mediciones realizadas en HARPS. (Crédito: Dittmann et al. 2017)

El resultado es LHS 1140 b, un planeta excepcional de 1,4 R⊕, transitando en una enana roja pequeña, a 39 años luz. La masa es muy elevada, con 6.6 M⊕. La excentricidad simplemente está acotada superiormente, siendo inferior a 0.29. No es fácil, por el momento, saber si el planeta presenta acoplamiento de marea.  

El siguiente paso será observar la estrella con el telescopio espacial Spitzer que, como ya ocurrió con TRAPPIST-1, puede detectar planetas adicionales. Es probable, estos planetas no suelen estar solos.

La densidad es 12,5 g/cm3, coherente con un planeta denso y terrestre. Son todavía datos imprecisos. La mejor opción parece ser un modelo de su estructura interna consistente en una manto de silicatos rodeando a un núcleo metálico. De cualquier forma, la elevada densidad da lugar a un núcleo que es el 70% de la masa del planeta, frente al 30% de la Tierra. La densidad quizá necesita ser refinada. O no.

La habitabilidad del planeta, con una irradiación de 0,46 S⊕ es prometedora si se aplican criterios convencionales, como la Zona Habitable Conservadora de 2013 de Kopparapu. No obstante, para el caso con acoplamiento de marea tendría un periodo de rotación lento igual al de traslación de 24,7 días. Sería interesante ver este planeta de rotación lenta evaluado con el sofisticado modelo de Circulación Global de Wolf que recientemente rechazó la habitabilidad de los planetas TRAPPIST-1 f y g (0,38 S⊕ y 0,26 S⊕, respectivamente), considerándolos demasiado fríos.

Un dato esperanzador de LHS 1140 b es que la estrella es inactiva, no estando sujeto el planeta a los problemas de TRAPPIST-1 y, sobre todo, de Proxima Centauri.

Resumiendo, sin encontrar grandes obstáculos a la habitabilidad del planeta, como tantos otros, lo que realmente impresiona es la observabilidad de este cercano “traneta” (planeta con tránsitos). Habitabilidad potencial y Observabilidad son las cualidades que le confieren a este planeta su carácter absolutamente excepcional. 

Sin duda, los próximos años que nos esperan serán alucinantes.

Lo mejor está por llegar.

2017. El anuncio de Jason A. Dittmann (CfA) del planeta LHS 1140 b.

https://arxiv.org/abs/1704.05556

Los parámetros de LHS 1140 b (Crédito: Dittmann et al. 2017)

Kepler-62 f. Un planeta potencialmente habitable en una estrella del tipo solar.

Kepler-62 es una sistema planetario alucinante. Es uno de los pocos que tiene planetas en la Zona Habitable Conservadora de una estrella que no es una enana roja.

Representación artística del planeta Kepler-62 f. (Fuente: NASA Ames. JPL-Caltech).

Y no es nada fácil detectar un planeta potencialmente habitable en una estrella del tipo solar. Basta decir que, para obtener datos sobre Kepler-62 f, el planeta más prometedor, hay que esperar nada menos que 264 días hasta que se produce cada tránsito. Se obtienen menos tránsitos por unidad de tiempo y, por consiguiente, menos datos para calcular los parámetros del planeta. A esto hay que añadir que la señal del tránsito es más débil, porque depende de la relación entre el radio del planeta y el radio de la estrella.

Por el contrario, acostumbrados como estamos a analizar planetas potencialmente habitables en estrellas pequeñas y frías, enanas rojas, con todos los problemas que conllevan (actividad, desecación, acoplamientos de marea, etc.), en las estrellas como Kepler-62 estos aspectos son más moderados. 

Kepler-62, aunque algo más fría y pequeña que el Sol (0,64 R⊕), es una estrella de tipo solar. Es una vieja estrella del tipo K2V, con más de 7.000 millones de años, comparada con los 4.700 millones de años del Sol. Está muy muy lejos, a 1.200 años luz.

Comparativa entre el sistema planetario de Kepler-62 y el Sisterma Solar Interno. (Fuente: NASA Ames. JPL-Caltech).

En 2013 el equipo del telescopio Kepler, liderado por Bill Borucki, realizó el anuncio espectacular de 5 planetas orbitando alrededor de esta estrella. Los planetas (Kepler-62 b, c, d, e y f)  tienen tamaños marcadamente terrestres de 1,31, 0,54, 1,95, 1,61 y 1,41 R⊕, con periodos orbitales de 5,7, 12,4, 18,2, 122,4 y 267,3 días, respectivamente.

Además, los dos más alejados (Kepler-62 e y f) parecen especialmente prometedores, ambos cercanos a la Zona Habitable de la estrella. Particularmente interesante es Kepler-62 f, el más lejano que con 0,41 S⊕, está ubicado en la Zona Habitable Conservadora. De hecho, aparece en la lista de planetas más prometedores que mantiene en Laboratorio de Habitabilidad Planetaria, de la Universidad de Puerto Rico en Arecibo.

El impacto que ha producido este sistema planetario ha sido notable. Cuando fue anunciado en 2013 causó sensación que el telescopio espacial Kepler empezara a aportar candidatos tan interesantes. Con la experiencia de los años, podemos afirmar (en 2017) que esas buenas expectativas no han sido defraudadas.

Una manifestación apasionante del impacto en nuestra sociedad de este sistema planetario es, sin lugar a dudas, la serie de novelas juveniles KEPLER62, escritas por el finlandés Timo Parvela, con un éxito arrollador que ha motivado su traducción a varios idiomas. Espero que algún día sea traducida al español y al inglés.

Portada de una de las exitosas novelas juveniles KEPLER62, de Timo Parvela.

Sin embargo, volviendo al hecho científico, apenas se conoce el tamaño, el periodo orbital y el semieje mayor de la órbita de los planetas. La estrella está a más de 1,200 años luz y no es nada fácil obtener información adicional. Las masas de los planetas no son sino burdas estimaciones, ya que no es posible estudiar sus velocidades radiales, ni las interacciones gravitatorias entre los planetas (los TTV).

Los cinco tránsitos de los planetas anunciados en 2013. (Fuente: Bill Borucki, 2013)

El descubrimiento de 2013 utilizaba los primeros 12 trimestres de observaciones (Q1-Q12) del telescopio Kepler, abarcando 1.013 días de datos integrados cada 30 minutos, entre el 13 de Mayo de 2009 y el 17 de Marzo de 2012.

El software de identificación de candidatos a planeta (KOI, Kepler Object of Interest) detectó fácilmente 3 posibles planetas, los que serían posteriormente Kepler-62 b, d y e.

Más complicado fue el siguiente planeta, no detectado informática, sino visualmente. Es, además, el que se llamaría Kepler-62 f y el que tiene más posibilidades teóricas de habitabilidad. El tema era que únicamente había tres tránsitos, el mínimo necesario para identificar un planeta candidato (un KOI). Había además un posible un tránsito que caía muy cerca de una conexión técnica del telescopio Kepler con la Tierra, periodo durante el cual no había recolectado datos. Estos periodos cercanos a los huecos suelen producir señales espurias con numerosos falsos positivos y el software rechazaba al candidato.

Finalmente, una nueva versión más depurada del software permitió en el último momento identificar un pequeño candidato, quizá del tamaño de Marte, que posteriormente sería llamado Kepler-62 c.

El tránsito actual de Kepler-62 f con datos actualizados de 2017. (Fuente: DR25. NASA Ames, 2017)

La validación en 2013 de los planetas candidatos fue obtenida por el método BLENDER que estima la probabilidad de que los tránsitos observados puedan ser el resultado de un “falso positivo”, como pudiera ser que fueran producidos por dos estrellas binarias. El método es computacionalmente muy intensivo porque calcula numerosas combinaciones que puedan explicar los datos observados. Para ello, se obtienen muchas curvas de luz sintéticas construidas por escenarios de falsos positivos. Claro, estas curvas son comparadas con la curva de luz observada para identificar cuáles son plausibles y de esta forma deducir qué combinaciones de falsos positivos puedan justificar los datos observados. Cuando estos falsos positivos plausibles no son significativos el planeta se considera validado y que los tránsitos son debidos a un planeta real.

Tras la publicación de la detección de los planetas del equipo Kepler en 2013, enseguida, apareció un artículo de Lisa Kaltenegger et al. sobre la habitabilidad de los Mundos Océano, planetas cubiertos en su mayoría por un profundo océano de agua. Los modelos de habitabilidad desarrollados mostraron la viabilidad de los planetas Kepler-62 e y f como Mundos Océano.

Pero tanto los modelos 1-D de Mundos Océanos como los más convencionales de la Zona Habitable clásica de Kopparapu estaban limitados. Son planetas de los que apenas se conoce el radio y el periodo orbital, pero aspectos cruciales como la masa, la excentricidad, la rotación, el albedo y la densidad son desconocidos.

Qué sabe nadie.

Muy útiles fueron los estudios en 2014 de Stephen R. Kane, siempre perspicaz, analizando la sensibilidad de la Zona Habitable a la incertidumbre de los parámetros estimados de la estrella. El resultado era que, a pesar de la incertidumbre, con más de un 99% de posibilidades Kepler-62 f estaba en la Zona Habitable Conservadora de Kopparapu.

Finalmente, en 2016 Aomawa Shields et al. analizaron la habitabilidad del sistema aplicando un modelo de circulación global 3-D, que incluía un tratamiento sofisticado de las nubes. La rotación y la excentricidad de los planetas del sistema apenas son conocidas y tienen una gran influencia en estos modelos, sin embargo, en un planeta en la Zona Habitable de una enana naranja al menos para Kepler-62 f, con un periodo de 267 días, puede suponerse que las fuerzas de marea son débiles. El planeta no tiene necesariamente que sufrir acoplamiento de marea, tal como ya sugirió Bolmont en su artículo de 2014. Otra cosas sería si la estrella fuera una enana roja.

La última noticia (2017) ha sido la distribución del fichero con los resultados (casi) finales de la primera etapa del telescopio Kepler. En el DR25 (Data Release, versión 25), no deja de llamar la atención que el planeta Kepler-62 f aparece como un FALSO POSITIVO. Y todo ello a pesar de que el fichero completo actual de 17 trimestres (Q1-Q17) contiene un tránsito más para este planeta que el utilizado en 2013 (Q1-Q12).

Aclaran que eso no quiere decir que el planeta no exista. Al parecer asumen que la necesidad de utilizar algoritmos de chequeo (Robovetter) uniformes para todos los candidatos, con elevado nivel de fiabilidad, y que tengan una fuerte interpretabilidad estadística, imponen la necesidad de eliminar algunos planetas confirmados. Recordemos que Kepler-62 f se ve afectado por la falta de datos en su primer tránsito.

Parece que este interesante planeta potencialmente habitable será durante muchos años una gran incógnita. Sus 1.200 años luz de distancia a la Tierra hacen que la estrella sea demasiado débil para cualquier análisis detallado.

Para los 17 trimestres del DR25 una pequeña marquita muestra los tránsitos de Kepler-62 f. El primero (en Q3) coincide con una desconexisón del sistema  (Fuente: DR25. NASA Ames, 2017)

2013. El espectacular anuncio de los 5 planetas orbitando alrededor de la estrella Kepler-62.

https://arxiv.org/abs/1304.7387

2013. Lisa Kaltenegger et al. analizan las posibilidades de que algunos planetas de Kepler-62 puedan ser Mundos Océano.

https://arxiv.org/abs/1304.5058

2014. Stephen R. Kane analiza cómo la incertidumbre de los datos estimados puede afectar a la habitabilidad anunciada de Kepler-62 f.

https://arxiv.org/abs/1401.3349

2014 y 2015. Emeline Bolmont estudia las fuerzas de marea que pueden ser cruciales para entender la estabilidad de los planetas más interiores del sistema. Para Kepler-62 f el efecto es reducido.

https://arxiv.org/abs/1410.7428

https://arxiv.org/abs/1507.04751

2016. Aomawa Shields analiza la habitabilidad de una planeta con un sofisticado modelo de circulación global. Sin embargo, carece de datos precisos.

https://arxiv.org/abs/1603.01272

2017. Descripción de las condiciones de obtención de los candidatos del DR25.

http://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu/docs/Q1Q17-DR25-KOIcompanion.html

GJ 1132 b. NO está confirmada una atmósfera de Hidrógeno o Helio.

El 6 de enero de 2017 se celebró en Grapevine el 229 Congreso de la American Astronomical Society (https://aas.org). Allí, Diamond-Lowe mostró el resultado de sus investigaciones sobre la atmósfera del cercano planeta rocoso GJ 1132 b (1,2 R⊕; 1,6 M⊕, a 39 años luz).

La atmósfera de GJ 1132 b tarde o temprano mostrará sus secretos. Quizá todavía no ha llegado el momento (Fuente: MPIA)

Hannah Diamond-Lowe es una doctorando en la Universidad de Harvard, bajo la supervisión del eminente astrónomo David Charbonneau, nada menos que el descubridor (entre otras muchas cosas) de la primera atmósfera en un exoplaneta.

Las conclusiones del estudio utilizando el espectrógrafo multiobjeto LDSS3C del Telescopio de 6,5 metros Magellan Clay en Las Campanas en Chile, muestran que no hay evidencia de una atmósfera rica en hidrógeno o helio en el planeta terrestre GJ 1132 b.

Los resultados de Diamond-Lowe no parecen encajar bien con una atmósfera dominada por el hidrógeno o el helio. (Fuente: Diamond-Lowe, 2017)

El resultado es, en cierto modo, contradictorio con el anuncio reciente publicado por John Southworth en Astronomical Journal sobre una atmósfera en el exoplaneta GJ 1132 b.

La anomalía de Southworth en la banda z, pretende ser explicada con una atmósfera rica en hidrógeno con diversos porcentajes de agua. El resultado no ha podido ser confirmado. (Fuente: Southworth, 2016)

Esto no quiere decir que no haya una atmósfera con otros componentes más pesados en GJ 1132 b. Con mucha más precisión, el telescopio JWST y los telescopios terrestres extremadamente grandes  proporcionarán análisis más detallados, que quizá nos permitan  conocer qué hay en ese intrigante planeta.

En nuestra búsqueda de atmósferas en otros planetas terrestres no faltarán las pistas falsas, meros espejismos de la luz, que nos hacen ver lo que realmente no existe. Estamos al límite de la tecnología y los errores serán habituales. Deberíamos ser escépticos ante cualquier información no confirmada por otro observatorio trabajando de forma independiente.

Estamos cerca, pero un poco de paciencia.

Una sugerente representación artística de GJ 1132 b. Algún día sabremos qué hay allí. (Crédito: Diana Berry.)

2016. Este es el resumen que hicimos del anuncio de John Southworth de una atmósfera en GJ 1132 b, en la que se sugirió la presencia de H2O y/o CH4.
http://exoplanetashabitables.blogspot.com.es/2016/12/la-atmosfera-del-planeta-gj1132-b.html

2017. El resumen del trabajo de Diamond-Lowe, que todavía no ha superado el proceso de revisión que permita su publicación oficial.
http://adsabs.harvard.edu/abs/2017AAS...22930104D

La página web de Hannah Diamond-Lowe.
https://www.cfa.harvard.edu/~hdiamondlowe/

Supernovas y la Habitabilidad de la Galaxia.

Las zonas con mayor densidad de estrellas de la Galaxia, en las que la distancia media entre estrellas es la más reducida, podrían facilitar la expansión de civilizaciones interestelares. En esas zonas los viajes a otras estrellas podrían ser una tarea relativamente abordable...

Sin embargo, y esto no deja de ser una paradoja, son también las zonas más peligrosas de la Galaxia, la más hostiles al nacimiento y el desarrollo de la Vida. Las menos habitables.

Me refiero, claro está, a que estas zonas tienen la mayor probabilidad de que una supernova cercana arrase la Vida de un planeta habitado. Los modelos actuales de habitabilidad de la Galaxia, suelen excluir las zonas de alta densidad estelar, debido al carácter esterilizador de las supernovas. La Zona Habitable Galáctica tiene el límite inferior restringido por la probabilidad de las supernovas, excluyendo así el centro de las galaxias.

El remanente de la explosión de una supernova en la Gran Nube de Magallanes. Composición de imágenes de Chandra y Hubble. (Fuente: NASA)

En los estudios de habitabilidad de la Vía Láctea a menudo se considera que una supernova es letal en un radio inferior a 10 parsecs (32,6 años luz). Sin embargo, algunos autores elevan este radio hasta casi 50 parsecs (163 años luz) si se dan las condiciones adecuadas en los campos magnéticos interestelares. La estimación no es definitiva y se necesitan más datos, pero quizá signifique que nuestra Vía Láctea es más hostil de lo que sospechábamos.

La Zona Habitable de la Galaxia excluye el centro por las limitaciones que implican las explosiones de alta energía, como las supernovas.

El principal efecto sobre nuestro planeta de una supernova sería la desaparición de la capa de ozono. No habría un aumento sustancial de la luz visible, UV, X y gamma, pero SÍ habría un brutal aumento de los rayos cósmicos que produciría abundante NO y NO2 en la atmósfera, unos óxidos de nitrógeno que, literalmente, devorarían la capa de ozono. El resultado sería la exposición de la vida en la Tierra a las radiaciones UVB del Sol durante unos años, hasta que la capa de ozono se recuperase. Si la supernova no está cerca, no supondría la desaparición de la Vida. Lo cierto, es que los óxidos de nitrógeno facilitarían la fijación del nitrógeno, son de hecho un fertilizante. También se ha planteado que los rayos cósmicos podrían alterar catastróficamente el clima terrestre, pero es un tema controvertido sobre el que no hay acuerdo.

Se han sugerido dos eventos históricos de supernovas que afectaron a la Tierra en el pasado, desde unos 100 parsecs (326 años luz). Uno de ellos, hace unos 2 ó 3 millones de años y el otro hace 7 u 8 millones de años, durante el Pleistoceno y el Plioceno. Nuestros antepasados más directos, los primitivos homínidos que por entonces poblaban África, debieron sobrevivir a esas supernovas.

El remanente de la supernova de la Nebulosa del Cangrejo registrada hace 1.000 años por astrónomos chinos. (Fuente: NASA)

Los astrónomos sugieren que las características de los rayos cósmicos, así como su falta de isotropía, pueden ser explicados por un evento de supernova hace unos 2 millones de años a unos 100 parsecs. La Tierra está localizada dentro de lo que se denomina la Burbuja Local (Local Bubble, en inglés), una región de entre 100/200 parsecs caracterizada por la reducida densidad de la materia interestelar, supuestamente barrida por las ondas de choque de las explosiones de antiguas supernovas.

Los geólogos, por su lado, parecen estar de acuerdo, a partir del análisis de los depósitos de Fe60 de diversas fuentes, como el fondo del mar o, incluso, las rocas lunares, en fijar un evento en 2 millones de años y otro anterior, a unos 7 millones de años.

Los dos eventos históricos de supernovas parecen algo bastante seguro. Sin embargo, también sabemos que no se han producido extinciones masivas en los últimos 10 millones de años. La Vida sobrevivió y se abrió camino. Es verdad que se conocen extinciones moderadas, de carácter local, así como cambios hacia un clima más frío durante el periodo, pero nada que pueda conectarse con seguridad a las supernovas.

Por supuesto, no es en modo alguno previsible que una supernova destruya nuestra civilización en un futuro próximo. Phil Plait (el Bad Astronomer) estima que la supernova futura más cercana está ahora a unos 150 años luz, suficientemente alejada para garantizar nuestra seguridad. Además, la estrella se aleja de nosotros y cuando estalle, dentro de millones de años, estará mucho más lejos.

Estamos seguros. Tranquilos.

Una supernova estalla en una distante galaxia. Quizá esta destruyendo una civilización cercana. (Fuente: NASA)

2016. Thomas et al. analizan los efectos de una supernova a 100 parsecs sobre la Tierra del Pleistoceno.

https://arxiv.org/abs/1605.04926

2016. Fiege et al. añaden evidencias sobre la presencia de Fe60 en depósitos de fondos marinos, que completan hallazgos anteriores en rocas lunares, entre otros.

https://arxiv.org/abs/1611.01431

2017. Mellot et al. sobre el impacto de una supernova a 50 parsecs.

https://arxiv.org/abs/1702.04365

2012. El Bad Astronomer escribe sobre la posibilidad de supernovas cercanas en el futuro.

http://blogs.discovermagazine.com/badastronomy/2012/05/18/the-closest-supernova-candidate/