Exoplanetas Habitables: junio 2017

domingo, 25 de junio de 2017

Reflexiones desde el misterioso Valle de los Exoplanetas Evaporados.

Tras unos días durante los que he tenido que dedicarme a temas profesionales, vuelvo al blog con fuerza, escribiendo sobre un tema tan misterioso como apasionante. Nuestro conocimiento de los sistemas planetarios no para de aumentar, cada vez sabemos más y más… y lo que vamos conociendo es simplemente alucinante.

Comencemos:

Representación artística de un minieptuno perdiendo su atmósfera por efecto de la fotoevaporación. Se piensa que este pueda ser el caso del planeta GJ 436 b. (Fuente: NASA. ESA. G. Bacon)

Uno de los resultados más interesantes del Telescopio Espacial Kepler es que ha permitido el estudio de una abundante población de varios miles de planetas con tamaños entre los de la Tierra y Neptuno. Son planetas muy cercanos a sus estrellas, con periodos inferiores a 100 días y altamente irradiados.

Los primeros estudios dieron la sorpresa: había una población muy abundante de planetas con radios entre el de la Tierra y Neptuno. (Fuente: Nasa Ames, con modificaciones de Lauren Weiss)

Sin duda una población muy distinta de la que podemos observar en el Sistema Solar interno. Las observaciones iniciales arrojaron la primera sorpresa, mostrando que esta población heterogénea de Supertierras/Minineptunos (entre 1,0 y 3,9 R⊕, Batalha et al. 2013), aunque inexistente en el Sistema Solar, era la más numerosa de nuestra Galaxia.

Luego vino la necesidad de diferenciar las Supertierras de los Minineptunos, y definir un umbral que los separe. El más famoso quizá fue el de Leslie Rogers de 2015 (1,6 R⊕). Por debajo de este umbral predominan las Supertierras rocosas, por encima, Minineptunos de baja densidad, cubiertos por una importante envoltura gaseosa.

El análisis posterior más detallado ha mostrado que realmente se componía de dos subpoblaciones claramente separadas por una zona de transición. El resultado es que la distribución del radio de los planetas se muestra claramente bimodal, con un "Valle" en torno a 1,5-2 R⊕ rodeado por dos picos en 1,3 y 2,4 R⊕.

Nuevos estudios aportan nuevas sorpresas: Hay un "Valle" entre las Supertierras y los Minineptunos (Fuente: Nasa Ames, con modificaciones de Lauren Weiss)

Si seguimos a James E. Owen (Princetown) el "Valle de la Evaporación" no es ni mucho menos sorprendente. De hecho, es una predicción de los modelos de fotoevaporación. Estos modelos predicen que los planetas con poco gas (H/He) son despojados de su envoltura gaseosa quedando en sus núcleos desnudos, rocosos. Por el contrario, los que están provistos de suficientemente gas consiguen aguantar la radiación XUV y permanecen gaseosos. Es decir, un resultado común de los modelos de formación de planetas que incluyen la fotoevaporación es un “Valle” en la distribución de radios planetarios.

James Owen durante una reciente charla sobre exoplanetas en el #KeplerSciCon. (Fuente: Zafar Rustamkulov)

Hay más predicciones confirmadas. Además hay una caída abrupta de planetas por encima de 2,6 R⊕, también observada, que los modelos reproducen bien. Es, al parecer, debida a que los minineptunos más grandes pierden fácilmente su gas debido a que son muy poco densos y las capas más externas pierden fácilmente su vinculación al planetas, por estas alejadas,

La zona sombreada son los datos observados, frente a las predicciones del modelo de fotoevaporación (cuva roja). Se ajusta bastante bien, salvo en la montaña de los planetas rocosos, en los que hay demasiados planetas no explicados por el modelo. Quizá planetas rocosos en origen formados "in situ", como la Tierra. (Fuente: Owen, 2017)

Según estos modelos la mayoría de los planetas rocosos observados por Kepler podrían tener una naturaleza y origen muy distintos a los de nuestra Tierra. Simplemente, podrían ser los núcleos desnudos de Minineptunos que perdieron su envoltura gaseosa, arrancada por la intensa radiación de la cercana estrella.

Sin embargo, el modelo de fotoevaporación no produce muchos planetas desnudos más allá de ~50 días de periodo orbital. Es decir, el mecanismo de fotoevaporación produce muy pocos planetas desnudos en tales condiciones. Como sí han sido observados hay que invocar orígenes distintos para estos planetas. Son, en principio, planetas formados inicialmente como planetas rocosos, tal vez más parecidos a los planetas terrestres del Sistema Solar.

Pero hay más. Para explicar los datos observados los núcleos desnudos no podrían estar compuestos por metales o ser Mundos Océano. Por el contrario, su composición debería ser similar a la de la Tierra. La falta de agua invita además a considerar que son mundos formados “in situ”, en los que no abundan las migraciones planetarias.

Pensemos en esto. Aplicando argumentos basados en la fotoevaporación, en la muestra de exoplanetas de Kepler podría haber pocos Mundos Océano. En otro caso dejarían su marca, formando “Valles” en zonas contrarias a los datos observados.

Algunos autores, como Eric D. Lopez, consideran la fotoevaporación el efecto predominante que explica las propiedades de los principales sistemas planetarios internos de la Galaxia. Estudiando poblaciones muy extremas (menos de 1 día) los modelos de fotoevaporación aplicados por Eric no permiten muchos planetas más allá de 1,4 R⊕, en correspondencia con los datos observados, ya que en esta zona de irradiación muy intensa los minineptunos no pueden retener su atmósfera de hidrógeno por mucho tiempo. Esto es lo que se llama el "Desierto de los minineptunos". Pero claro, si hubiera Mundos Océano estos sí podrían aguantar en esta ubicación y sería posible identificar una población de planetas de unos 2 R⊕. Pero esta población no ha sido observada...

Eric Lopez durante el reciente #KeplerSciCon (Fuente: Zafar Rustamkulov)

En resumen, según estos modelos, que parecen estar describiendo bien los planetas más cercanos a sus estrellas (menos de 100 días), los sistemas planetarios internos tendrían las siguientes características:

Están dominados por dos poblaciones de planetas muy abundantes en la Galaxia: A) Una, son minineptunos con cierta envoltura gaseosa. B) Otra, son Supertierras rocosas, meros núcleos desnudos de minineptunos que han perdido los gases más volátiles (H/He).
Además, hay otra población de planetas rocosos que, como la Tierra, han nacido siendo rocosos.
Son planetas nacidos “in situ", con escasa provisión de agua (incluso los minineptunos).
No abundan los Mundos Océano y otros planetas migrados. No se observan planetas perdiendo una envoltura de vapor de agua.

Da vértigo comprobar lo mucho que se está avanzando...

El "Valle de la Fotoevaporación" tal como lo muestra Fulton en 2017. (Fuente: Fulton, 2017)

2013. Owen y Wu analizan los sistemas planetarios a partir de modelos de fotoevaporación.
https://arxiv.org/abs/1303.3899

2016. Eric Lopez estudia los planetas con un periodo inferior a 1 día.
https://arxiv.org/abs/1610.01170

2016. Lopez y Rice analizan los planetas altamente irradiados identificando una zona de transición cercana a los 1,5 R⊕.
https://arxiv.org/abs/1610.09390

2017. Benjamin Fulton toma los precisos datos de 2.025 exoplanetas para mostrar el “Valle”.
https://arxiv.org/abs/1703.10375

2017. Owen y Wu explican el Valle de la Fotoevaporación. Los resultados observados concuerdan razonablemente bien con los modelos.
https://arxiv.org/abs/1705.10810

domingo, 4 de junio de 2017

GJ 625 b y la controvertida habitabilidad de un planeta cercano.

Hay un nuevo planeta cerca del Sistema Solar. Su nombre es GJ 625 b y está cerca, a unos 21 años luz. Es un planeta probablemente poco masivo, con una masa mínima de apenas 2,8 M⊕, que orbita alrededor de su estrella cada 14,6 días, con un semieje mayor de 0,078 UA.

El descubrimiento es fruto del duro trabajo del astrónomo Alejandro Suárez Mascareño del Observatorio de Ginebra, que antes trabajó en el IAC (Instituto de Astrofísica de las Canarias). El hallazgo se enmarca dentro del proyecto HADES (HArps-n red Dwarf Exoplanet Survey), que utiliza el magnífico espectrógrafo HARPS-N (en el Telescopio Nazionale Galileo) para identificar planetas pequeños en enanas rojas. Alejandro comenta en su blog que atravesó periodos de esperanza y desesperación, también por momentos de absoluta decepción y el resultado, tras muchos años de esfuerzo, fue este magnífico planeta. Como el propio Alejandro explica:

“Es una estrella brillante, de baja actividad y que muestra una variación de velocidad radial muy pequeña. Justo lo que uno quiere cuando busca planetas de baja masa. Debería haber sido fácil, pero no lo fue. Esta estrella me ha acompañado a lo largo de toda mi tesis, y durante los primeros meses de mi etapa post-doctoral (y no creo que vaya a abandonarla ahora). En algunas épocas me emocionaba, en otros momentos la odiaba. Algunas veces estuvo cerca de caerse de la lista de estrellas de alta prioridad del programa porque perdíamos la paciencia”.

https://asuarezmascareno.com/2017/05/19/una-super-tierra-en-la-zona-habitable-de-la-enana-roja-gj-625/

Representación artística de GJ 625 b. (Gabriel Pérez. SMM. IAC)

La estrella GJ 625 en una pequeña enana roja, una estrella pequeña, con algo así como un tercio de la masa del Sol, y fría, con un temperatura de unos 3.500 K. Su periodo de rotación es de 74 días.

La Habitabilidad del Planeta.

La expectación inicial sobre la habitabilidad del planeta se ha ido difuminando poco a poco. A pesar de los titulares de muchos medios de comunicación, los autores ya mostraban que el planeta quedaba fuera de Zona Habitable clásica (Kopp. 2013), que estiman en un límite inferior (optimista) de 0,088 UA, frente al dato del planeta, ubicado a 0,078 UA. De hecho, no ha sido incluido en el Catálogo de Planetas Potencialmente Habitables de la Universidad de Puerto Rico en Arecibo.

Se argumenta que una versión de la habitabilidad del año 2007 (Selsis) podía justificar una posible habitabilidad. Se explica que quizá si el planeta tiene más albedo que la Tierra. Si tuviera nubes que reflejaran la luz de la estrella… Otras medidas más modernas de la Zona Habitable (Kopp. 2016, Yang, 2014) directamente no son citadas.

No he conseguido encontrar en ningún lugar del artículo la irradiación que recibe el planeta, un dato esencial. Así que he intentado realizar una estimación aunque sea burda, y me sale algo así como 2,3 S⊕, es decir, el doble de la luz que recibe la Tierra del Sol.

Un reciente artículo de Kopparapu muestra los límites internos de la Zona Habitable según diversos modelos. GJ 625 b estaría a 3500 K y con un flujo superior a 2, muy a la izquierda, en la zona caliente por tanto. (Fuente: Kopparapu. 2017)

Hum. De hecho, el planeta recibe más luz que (esteeee) Venus.

Tampoco podemos decir que no sea habitable. Entendamos que la habitabilidad de las enanas rojas es un tema más bien desconocido...

Representación de muchos planetas cercanos al Sistema Solar. Falta Lalande 21185 b. (Fuente: Gabriel Pérez. SMM. IAC)

Y ahora dibujemos una línea. Pasen solo esta línea aquellos lectores que quieran profundizar un poco más y conocer cómo son descubiertos los planetas. Atrévanse únicamente los lectores saber cómo se detectan los planetas, y sin miedo a adentrarse en la complejidad de la naturaleza de las cosas…

Vamos allá.

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Nota Técnica.

La técnica utilizada para detectar el planeta es la de la velocidad radial. En esta técnica se mide cómo la estrella se aleja o se acerca ligeramente de nosotros, como consecuencia de influjo gravitatorio producido por un planeta. Claro, el efecto es muy débil porque si hablamos de planetas terrestres su influencia sobre la velocidad de su estrella suele ser muy reducida, cercana a 1 m/s. Es fenomenal que la tecnología actual permita alcanzar estas mediciones ultraprecisas.

Para ello, se mide el efecto Doppler-Fizeau, de tal manera que cuando la estrella se acerca se produce un ligero corrimiento al azul de las líneas espectrales. Recíprocamente, cuando la estrella se aleja se produce un corrimiento al rojo, y las líneas espectrales parecen tener una longitud de onda ligeramente mayor.

Y medir este corrimiento no es nada fácil. Tengamos en cuenta que la estrella es un objeto dinámico, y las líneas espectrales pueden verse afectadas por la rotación o la actividad estelar, pudiendo llegar a un grosor de km/s. Pues bien, es posible identificar señales planetarias de solo algunos m/s. La clave es, claro está, obtener mediciones ultraestables, de gran calidad, con un S/N elevado. Si a esto le añadimos que no se estudia una única línea espectral, sino miles, promediando las observaciones se puede alcanzar la precisión requerida.

El Pipeline.

Los pipelines son el conjunto de algoritmos empleados en reducir los datos en bruto facilitados por los observatorios, en información útil lista para iniciar la búsqueda del planeta mediante un análisis estadístico.

En el caso de la técnica de la velocidad radial los datos son los espectros obtenidos analizando la luz procedente de la estrella. Tradicionalmente en los espectrógrafos HARPS y HARPS-N se aplica el método del CCF (Queloz, 1995. Pepe, 2002), consistente en multiplicar la señal de las líneas espectrales por una máscara sobre la que se va moviendo la longitud de onda (es decir, la velocidad). Esta máscara no es otra cosa que una suma ponderada de funciones binarias (valor 0 o 1) que solo toman el valor 1 para unas mil líneas representativas del espectro de la estrella (con su grosor). La señal resultante es la llamada función de correlación cruzada (CCF).

Esta función CCF, intuitivamente, dibuja algo así como la forma promedio de una línea espectral, en función de la velocidad radial. Si hay un efecto Doppler podremos observar que no está centrada perfectamente sobre el valor 0. Según este método se ajusta a la curvita una gaussiana, que nos permitirá identificar dónde se minimizan los datos. Alejandro propone en su artículo una mejora sobre este planteamiento, con un polinomio adicional que mejora el ajuste, sobre todo en las enanas rojas.

Representación de una curva de Correlación Cruzada partiendo de otras dos curvas. Se multiplican y una se mantiene estática mientras la otra mueve el corrimiento. (Fuente: Wikipedia)

Los propios investigadores de HARPS que aplican habitualmente este método reconocen que, aunque es robusto, no es óptimo y, la verdad, da pena construir un espectrógrafo tan exquisito para luego no aplicar las mejores prácticas. Quizá eso fue lo que motivó a Guillem Anglada a proponer en 2012 un método que sobre el papel parece dar mejores resultados. El método, implementado en el software TERRA parte de un template que es ajustado a las líneas espectrales observadas aplicando el método de los mínimos cuadrados. El template, como la máscara, nuevamente se mueve en la longitud de onda (el corrimiento) para identificar la que mejor ajusta, aunque, a diferencia de la máscara, se construye con una selección de determinadas líneas observadas del espectro que se consideran que poseen buena calidad, es decir, buena señal sobre ruido.

El resultado final de este proceso es la obtención de una serie temporal con 140 velocidades radiales obtenida de los efectos Doppler de análisis de los datos espectrales. Abarca un periodo de algo más de 3 años.

La Detección.

El análisis de la serie de velocidades radiales tiene como objeto la identificación de señales de planetas. Un planeta circular produciría típicamente una serie con forma de función seno. Claro, a menudo los planetas tienen excentricidad (lo que se denomina una solución kepleriana) y la serie del planeta, sin dejar de ser periódica, pierde parte de su simetría.

Debido a que el muestreo de la serie de velocidades radiales no es uniforme, es decir, las observaciones sobre la estrella normalmente no están regularmente espaciadas, el análisis de las series de velocidad radial se analiza habitualmente con periodogramas como el de Lomb-Scargle, siendo preferida frente a otras técnicas alternativas (Fourier).

Se han desarrollado muchos tipos de periodogramas. Pero se elige el de Lomb-Scargle por ser una técnica robusta, a la vez que sencilla y muy conocida. El diagrama, en función de la periodicidad, nos muestra la potencia, algo así como la verosimilitud de que en la serie observada de velocidades radiales haya una señal planetaria con ese periodo. Cuando la densidad de potencia de la señal supera determinado umbral el resultado es estadísticamente significativo y hay que realizar análisis adicionales que nos permitan saber si esa periodicidad esconde realmente un planeta.

El umbral se define partiendo de un nivel de confianza sobre la Probabilidad de Falso Positivo, que desea que sea tan baja como sea posible. El dato del umbral se obtiene aplicando técnicas de Bootstrap sobre la muestra observada.

Periodogramas. El primero es el inicial con la señal de 14,6 días. El segundo, es el de los residuos, que muestra señales en 70-80 días. (Fuente: Suárez Mascareño)

El análisis del periodograma arroja una señal significativa en el periodo de 14,629 días, que supera el umbral de 0,1% de Probabilidad de Falso Positivo. Tenemos por tanto, unos datos de velocidad radial y un modelo basado en un planeta con una periodo de 14,629 días.

Señal de velocidad radial en forma de función seno, propia de un planeta poco excéntrico (para los dos pipelines). (Fuente: Suárez Mascareño)

Para saber si el modelo explica bien la variabilidad observada de la serie de velocidad radial, a los datos observados le restamos el modelo teórico basado en un planeta con 14,629 días. El resultado es una nueva serie temporal: los residuos.

Claro, para saber si hay más señales tomamos los resíduos y le aplicamos otra vez el periodograma, y así lo haremos tantas veces como sea necesario.

Y aparece otra señal señal, menos sólida, que tiene 74,7 días (pipeline CCF) o 85,9 días (pipeline TERRA). En la siguiente iteración ya no aparecen señales significativas.

Señal de velocidad radial adional de 70-80 días. Se percibe una forma menos clara, más errática. (para los dos pipelines). (Fuente: Suárez Mascareño)

Una vez que tenemos las señales hay que verificar que son planetarias. Para ello se realizan más análisis. Se utilizan diversos indicadores de actividad estelar que puedan estar distorsionando las velocidades radiales, haciendo que parezca que haya un planeta cuando no es así: FWHM y BIS (obtenidos de la función CCF); el índice S y el H(alfa). Además se estudia la fotometría, es decir, las variaciones del brillo de la estrella en el tiempo.

Las señales de 74,7 y 85,9 días aparecen en los indicadores de actividad estelar, y posiblemente están relacionadas con la rotación de la estrella, y el movimiento de las manchas solares, fáculas y plagas.

El resultado es un magnífico planeta con un periodo orbital de 14,6 días, cuyos parámetros se precisan con un algoritmo MCMC, del que algún día hablaré.