Por fin, después de muchos años de espera, este agosto de 2017 tenemos nuevas noticias sobre los planetas de esta interesante estrella. Aunque en mayo ya sabíamos que algo se estaba moviendo en Tau Ceti, no por eso ahora parece menos excitante.
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| Una sugerente recreación artística de un meteorito cayendo en el mar de un planeta de Tau Ceti. (Fuente: David Hardy) |
Fabo Feng de la Universidad de Hertfordshire está dándole un buen repaso a las estrellas del tipo G más cercanas al Sistema Solar. Después de la revisión de 82 G. Eridani (la quinta estrella del tipo G más cercana, a menos de 20 a.l.), le toca ahora a la mítica estrella Tau Ceti, que todos bien conocemos.
Y para ello, Feng vuelve a adentrarse en terreno desconocido, vuelve a realizar detecciones de planetas por debajo de 1 m/s. Todo un desafío para la tecnología actual.
La estrella Tau Ceti (la conocéis todos, pero os lo recuerdo) es una estrella del tipo solar, amarilla, de un tamaño solo un poco menor que el Sol. Está muy cerca, apenas a 11,9 años luz, y eso la convierte en la segunda estrella del tipo G más cercana al sistema Solar. Solo Alfa Centauri A, 4,4 años luz está más cerca. Al igual que el Sol, y a diferencia de Alfa Centauri A, es la única estrella de su sistema.
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| Una comparación entre el Sol (izquierda) y Tau Ceti (derecha), algo más pequeña y estable (no hay manchas solares). (Fuente:
R.J. Hall) |
Tau Ceti es una estrella tranquila y poco activa, con una curva de velocidad radial muy estable. Tanto, que algunos autores sugieren que estamos observando la estrella por uno de los polos. En ese caso sería comprensible que no se observasen grandes variaciones en las velocidades radiales y sería coherente con el hecho de que la mayoría de los astrónomos no hayan detectado nada en esta estrella.
El sistema planetario de Tau Ceti es famoso por sus potentes cinturones de asteroides, mucho mayores que los del Sistema Solar, con diez veces más cuerpos, abarcando desde 1-10 UA hasta 55 UA. Y eso a pesar de que la estrella podría tener cierta edad, se supone que unos 5.800 millones de años, algo mayor que el Sol con 4.600 millones de años. Quizá la diferencia esté en que Tau Ceti, a diferencia del Sol, nunca tuvo unos gigantes gaseosos que durante su juventud se dedicaron a desestabilizar los cinturones de asteroides. Esto quiere decir que en Tau Ceti posiblemente no se produjo ese Bombardeo Intenso Tardío que tantos cráteres han dejado en las lunas y planetas rocosos del Sistema Solar.
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| Imagen de Tau Ceti tomada por el telescopio espacial Herschel. El disco se ve "de cara", con una inclinación de unos 35 grados. (Fuente: ESA) |
La historia de los supuestos planetas de Tau Ceti comienza en 2012, cuando Mikko Tuomi, de la Universidad de Hertfordshire, utiliza la técnica de las velocidades radiales para inferir la presencia de planetas por las variaciones que producen en las velocidades radiales de la estrella alrededor de la que orbitan. El problema era que había ruido, es decir, fenómenos no planetarios de la estrella que introducían distorsiones en las velocidades radiales como la granulación, oscilaciones, manchas solares, etc.
Tuomi propuso eliminar estas distorsiones aplicando una nueva metodología basada en el empleo de medias móviles. Era muy novedoso, y eso producía cierta inseguridad. Al eliminar el ruido utilizando medias móviles (10 días de retardos, MA(10)) aparecían cinco señales que parecían ser propias de planetas. Por desgracia, las señales solo aparecían en los datos HARPS, pero no en los datos proporcionados por otros espectrógrafos menos precisos, como AAPS o HIRES.
No en vano el profesor Tuomi se mostraba muy prudente al presentar sus señales:
“De hecho, las señales que detectamos pueden ser resultado de la combinación de una modelización del ruido insuficiente y de nuestra falta de entendimiento la física estelar”. (“Indeed, the signals we detect may also result from the combination of insufficient noise modelling and our lack of understanding of stellar physics”)
Pero a los medios de comunicación poco les importaba la honestidad del autor y se dedicaron a exagerar y distorsionar la noticia como en ellos es habitual, dando por hecho los planetas.
Ya escribí sobre este estudio de Tuomi. Los que queráis profundizar podéis consultar mis comentarios aquí:
Las señales de los posibles planetas sólo aparecían cuando de los datos se eliminaba el ruido estelar empleando medias móviles. En otro caso, el resto de científicos que analizaban los datos no veían nada.
No ha sido hasta agosto de 2017, tras una prolongada espera, que se han vuelto a revisar los datos de velocidades radiales de Tau Ceti. Fabo Feng lidera el nuevo estudio en compañía de Mikko Tuomi, Guillem Anglada y otros científicos que ya participaron en el artículo de 2012.
Feng plantea en su estudio una metodología que parte de la de Toumi, pero ampliamente mejorada. Para ello, si las medias móviles se encargaban de corregir as dstorsiones derivadas de la evolución del ruido estelar en el tiempo, el planteamiento de Feng divide las velocidades radiales además en función de la longitud de onda, construyendo varias series temporales para cada paquete de longitudes de onda. Distingue así el ruido de la señal del planeta, porque la primera depende de la longitud de onda, la señal del planeta no. Esta sofisticada metodología se considera necesaria para el estudio de estrellas grandes como el Sol, Tau Ceti u 82 G. Eridani; no siéndolo para estrellas más pequeñas como las enanas rojas, para las que parece excesivo este tratamiento tan complejo.
Esta metodología es muy avanzada y ha venido para quedarse. Sin duda, cuando los nuevos espectrógrafos empiecen a añadir datos en el infrarrojo (aunque por ahora trabajen sobre todo con enanas rojas), a los datos en el visible, las metodologías como esta o similares serán necesarias.
Esta interesantísima metodología de Feng ya la analizamos en mayo cuando fue aplicada a 82 G. Eridani:
Feng analiza más 9.000 medidas de velocidad radial de Tau Ceti desde Junio de 2003 hasta Septiembre de 2013 proporcionados por el observatorio HARPS, frente a las 4.398 medidas de Toumi en 2012. Son casi el doble de datos, además estos nuevos datos son algo más precisos.
Si los resultados de 2012 aportaron 5 señales propias de planetas, con periodos orbitales de 14, 35,4, 94,1, 168,1 y 642 días, respectivamente. Por su parte, Feng et al. detectaban solo 4 señales significativas, con 20, 49,4, 162,9 y 636,1 días.
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| Comparativa entre los planetas del Sistema Solar interno y los hipotéticos planetas de Tau Ceti. (Fuente: Fabo Feng. Universidad de Hertfordshire) |
Los 3 planetas de periodo corto no aparecen en el nuevo estudio, quizá por ser más sensibles a las distorsiones provocadas en la velocidad radial de la estrella por granulación, manchas solares, fáculas y plagas y han cambiado mucho al utilizar un modelo del ruido más sofisticado; o quizá porque los nuevos datos de HARPS son algo más precisos.
Sin embargo, los 2 planetas de periodo largo sí aparecen, aunque con pequeños cambios en las masas. No obstante, aunque ahora tenemos un poco más de confianza en estos planetas, no puede hablarse de una confirmación. Es verdad, que hay datos nuevos, pero el equipo de científicos era básicamente el mismo de Tuomi et al. Tengamos en cuenta que la precisión es inferior a 1 m/s, al límite de lo que esta técnica puede aportar.
Hay que ser, por tanto, muy cautelosos con estos descubrimientos.
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| Los parámetros de los 4 posibles planetas. (Fuente: Fabo Feng.) |
Habitabilidad.
Siguiendo a Feng la Zona Habitable Conservadora de Tau Ceti (Kopp. 2014) abarca desde 0,70 hasta 1,26 UA para planetas de masa terrestre. Si son un poco más grandes, de unas 5 masas terrestres, el límite inferior varía ligeramente y queda en 0,68 UA. Por su parte, la Zona Habitable Optimista pasa a estar ubicada en la banda desde 0,55 hasta 1,32 UA. Pero los dos planetas más prometedores del sistema, los de 162,9 y 636,1 días de periodo orbital, están a 0,538 UA y 1,334 UA, respectivamente. Es decir, su habitabilidad teórica quizá no sea la más deseable. Quedan justo fuera de los límites, aunque hay que recordar que sus parámetros están sujetos a una gran incertidumbre.
Resumiendo, supuesto que existieran los dos planetas 162,9 y 636,1 días, el de 162,9 días estaría demasiado caliente, mientras que el de 636,1 días estaría en la zona demasiado fría.
De cualquier forma, la masa mínima de los planetas está en 3,93 masas terrestres, y es muy elevada. Son demasiado masivos. Lo más probable es que estos planetas sean planetas gaseosos, con atmósferas asfixiantes, dominadas por el hidrógeno y el helio, que los convierte en Minineptunos. Es posible que no puedan albergar vida, al menos tal como la conocemos en la Tierra.
Por si esto fuera poco, el enorme Cinturón de Kuiper parece estar “de cara” (inclinación de 35 grados) Si pensamos que habitualmente se ha observado que el plano del cinturón suele ser más o menos coplanar con el plano de las órbitas de los planetas, la masa de estos sería aún más elevada, alcanzando 6,85 masas terrestres. Estos dos planetas podrían llegar a ser realmente muy grandes.
Y el enorme cinturón proporcionaría numerosos meteoritos, con un ratio mucho mayor que el que sufre el Sistema Solar. Realmente, la Vida evolucionada no lo tiene fácil en este sistema planetario.
Pero hay un detalle que a menudo se pasa por alto. Los dos hipotéticos planetas (a 0,538 y 1.334 UA) están cerca del borde interior del cinturón de Kuiper del sistema planetario (1-10 UA), y estos planetas podrían capturar algún asteroide del cinturón, como ya hizo Neptuno con Tritón. Recordamos que este cinturón es mucho mayor que el del Sistema Solar y puede haber proporcionado muchas lunas. Si esos planetas existen, es posible que sus exolunas sean numerosas y estén llenas de sorpresas. Por desgracia, nada hay seguro sobre esto, no se han detectado estas lunas y no sería nada fácil hacerlo. Quizá haya alguna oportunidad cuando entren en funcionamiento los telescopios extremadamente grandes (ELTs).
En definitiva, se necesitan más datos y de buena calidad para seguir analizando estas señales, poder confirmar que son planetas reales y además precisar sus parámetros para valorar mejor su habitabilidad. Lo recordamos. La serie de datos utilizados de HARPS llega hasta 2013, porque los datos posteriores a esta fecha alguien los tiene, por decirlo de alguna manera, metidos en un cajón y a la espera de que la ESO les obligue a hacerlos públicos.
Hum.
El panorama de los planetas cercanos en estrellas del tipo solar queda tal como aparece reflejado en el cuadro siguiente. Hay que recordarle al profesor Fabo Feng, que ha empezado a estudiar los planetas de las estrellas del tipo G, que ahí está 61 Virginis con sus 3 posibles planetas a la espera de una buena revisión...
Sigamos atentos.
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| Los planetas de las estrellas del tipo solar más cercanas a la Tierra.
Muchos sistemas tienen potentes Cinturones de Kuiper. (Fuente:
Elaboración propia.) |
2004. Se detecta un exceso en el infrarrojo compatible con la presencia de un disco de escombros.
2011.Un estudio de Pepe donde no se detecta señal alguna.
2012. Tuomi anuncia sus 5 supertierras/minineptunos.
2014. El telescopio espacial Herschel resuelve el disco de escombros que rodea al sistema de Tau Ceti, mostrando que los planetas no se verían interferidos por el disco. El límite inferior está entre 1 y 10 UA.
2014. Estudio general de Howard en el que los planetas de Tau Ceti no aparecen.
2016. Observaciones del disco de Tau Ceti con ALMA. La mejor estimación del límite interior es de 6,2 UA.
2017. Feng detecta 4 supertierras/minineptunos.
