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.”
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| 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.
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| 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.
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.
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| 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.
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| 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.
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| 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.
2017. Marzo. Rodrigo Luger et al. muestran los resultados del Kepler K2.
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.
2017. Abril. Tamayo pone de manifiesto la falta de estabilidad del sistema TRAPPIST-1.
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.
2017. Abril. Songhu Wang calcula las nuevas masas de los planetas de TRAPPIST-1. Con estas nuevas masas el sistema es estable.
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