domingo, 20 de mayo de 2018

Revisitando Proxima b. Ecos de Mundos Distantes.

Las violentas fulguraciones de Proxima Centauri podrían ser una gran oportunidad. Aunque no son muy beneficiosas para la habitabilidad del planeta (para la vida tal como la conocemos quiero decir), podrían ser una gran ayuda para conocer mucho mejor su sistema planetario.

Las fulguraciones podrían facilitar la detección de exoplaneta. (Fuente: NASA. Crédito: Chris Mann)


Un proyecto pionero de la NASA, cuya viabilidad está siendo analizada, considera que estas superfulguraciones podrían ayudar a detectar planetas de tamaño terrestre en las estrellas activas. Incluso se plantea la posibilidad de obtener toscos mapas (!) de la superficie de los exoplanetas que puedan estar orbitando cerca de Proxima Centauri, incluyendo Proxima b. Nada menos.

La técnica plantea capturar el reflejo en los exoplanetas de los aumentos de intensidad luminosa que se produzcan en las estrellas. Es algo así como capturar el eco que produce en el planeta. La clave está en que el reflejo, el eco, llegaría con un pequeño retardo, que permitiría diferenciar la señal del planeta de la señal de la estrella. La idea es que si es difícil resolver el exoplaneta angular y espectralmente, quizá pueda ser resuelto en el dominio del tiempo.

La luz de la superfulguración llegaría desde el planeta con un pequeño retardo. (Fuente: NASA. Crédito: Chris Mann)


Otras técnicas, como las que intentan capturar directamente la imagen del planeta, requieren sofisticados coronógrafos, construidos con una calidad óptica exquisita para alcanzar el elevado contraste requerido, o complejos starshades,... Aquí no es necesario todo esto.

En teoría, debería poder detectarse Proxima b, el exoplaneta más próximo, incluyendo un buen espectro del planeta y (esto me alucina) quizá mapas muy imprecisos, en los que se intuyan los continentes (!).

En la práctica, se necesita más trabajo. Comprender bien las fuentes de ruido, entender cuáles deberían ser las características de un observatorio adaptado para esta técnica, estudiar mejor la variabilidad de las estrellas: La técnica está todavía naciendo.

El análisis de datos implica estudiar la señal de la fulguración durante unos segundos después, con la esperanza de detectar el reflejo de la superfulguración sobre el planeta. Quizá no sea obvio con una sola fulguración pero la acumulación de numerosos eventos podría terminar dando resultados estadísticamente significativos. Matemáticamente, implicará el análisis de autocorrelaciones en la fotometría. Lo bueno que tiene en planetas cuyos parámetros orbitales son más o menos conocidos, como Proxima b, es que se podrá predecir con qué retardo temporal nos llegará el eco.

En principio, bastaría con observatorios similares a los que detectan tránsitos, porque la idea es estudiar la curva de luz (la fotometría) de la estrella. La técnica, por desgracia, también es sensible al centelleo de las estrellas debido a la atmósfera de la Tierra. Es por ello que, al igual que ocurre con los telescopios cazadores de tránsitos, son mucho más eficientes si están en el espacio.

Resultados de un telescopio de 10 metros en órbita. Proxima b necesitaría un coronógrafo (5 órdenes) no demasiado avanzado. (Fuente: NASA. Crédito: Chris Mann)

De cualquier forma, los datos de TESS Y Kepler no son adecuados para detectar ecos. La principal diferencia radica en la cadencia, es decir, en que los tránsitos se producen en periodos de horas o minutos, mientras que las técnicas de detección de ecos requieren cadencias mucho mayores, con periodos muy inferiores al segundo.

El HST obtuvo datos fotométricos durante 10 días de la estrella HD17156, con una cadencia de 40 Hz. Aunque esta estrella tiene un exoplaneta en una órbita excéntrica, el análisis de los datos en busca de ecos no dio resultados positivos, debido quizá a la excesiva estabilidad y la falta de variabilidad de la estrella.

Si la detección de exoplanetas es una tema difícil, obtener indicios de estructuras como continentes en la superficie del planeta, parece ya de ciencia ficción. Implicaría la aplicación de la técnica en un buen telescopio con buenas capacidades de imagen directa, equipado con un coronógrafo de alto contraste...

Resultados de un telescopio espacial de 20 metros. Necesita un coronógrafo potente (8 órdenes). (Fuente: NASA. Crédito: Chris Mann)

En resumen, estamos ante una técnica con unas posibilidades más que interesantes, pero cuya viabilidad todavía está siendo evaluada. Quizá esta técnica debería recibir más atención, pues permitiría un análisis de la multitud de planetas que orbitan alrededor de estrellas activas, como Proxma Centauri.

Sigamos atentos.


Mi entrada sobre las superfulguraciones de Proxima Centauri.
http://exoplanetashabitables.blogspot.com.es/2018/05/revisitando-proxima-b-las.html

La nota de prensa de la NASA.
https://www.nasa.gov/directorates/spacetech/niac/2017_Phase_I_Phase_II/Stellar_Echo_Imaging_Exoplanets

El estudio de la técnica de los ecos.
https://ntrs.nasa.gov/archive/nasa/casi.ntrs.nasa.gov/20170002797.pdf

domingo, 13 de mayo de 2018

Revisitando Proxima b. Las Superfulguraciones de una Estrella Asesina.

Proxima Centauri, la estrella más cercana, es muy distinta de nuestro acogedor Sol. En las estrellas como el Sol el calor del núcleo (en el que se produce la fusión del hidrógeno), se traslada a la superficie de forma compleja. En el interior, el calor se mueve por procesos radiativos y conductivos, mientras en la zona más externa predominan los flujos de convección.

Representación artística de una estremecedora emisión de masa coronal de Proxima Centauri. (Fuente: Carnegie Institution. NASA. Crédito: Roberto Molar Candanosa)

La convección implica movimientos más o menos circulares de grandes masas de plasma solar, en los que las zonas calientes afloran mientras las más frías se sumergen. Estos movimientos de plasma, junto a la rotación de la propia estrella, producen campos magnéticos muy intensos, causantes de las tormentas solares.

Por su parte, Proxima Centauri es una enana roja, una estrella más pequeña y fría. Son estrellas menos masivas, de gravedad más reducida, en las que la opacidad interna a la radiación suele ser mayor. En estas estrellas, casi todo el calor del núcleo se transmite a la superficie por flujos convectivos. Suelen ser llamadas estrellas totalmente convectivas.

Estructura interna de estrellas atendiendo a su masa. En la enana roja toda la transferencia de calor se produce por convección, produciendo unos fenomenales campos magnéticos. (Fuente: Sun.org)

El resultado es que estas pequeñas enanas rojas, cuyos flujos convectivos suelen dominar su dinámica interna, desarrollan unos campos magnéticos muy muy intensos, que suele convertirlas en estrellas activas. La mayoría de las enanas rojas suelen ser fulgurantes, es decir, experimentan aumentos tan drásticos como momentáneos del brillo, consecuencia de su atormentado campo magnético.

La pequeña estrella Proxima Centauri es una estrella fulgurante. Está tan cerca que, desde hace tiempo, es objeto de un seguimiento intenso que no deja de aportar noticias, revelando una naturaleza violenta y activa. Más, incluso, de lo que inicialmente se pensaba.

Lo más relevante han sido las intensas superfulguraciones detectadas. Hace unas semanas Ward S. Howard et al. hicieron público un evento que ocurrió en marzo de 2016, hace más de 2 años.

Arriba, antes de la Superfulguración de Proxima Centauri. Abajo, durante la superfulguración Proxima Centauri pudo ser observada a simple vista (Fuente: Evryscope)

El momento del evento coincidió con la campaña del equipo Pale Red Dot que posteriormente permitiría el anuncio del hallazgo de Proxima b. El espectrógrafo HARPS pudo estudiar el espectro en el ultravioleta de la superfulguración.

El evento consistió en nada menos que una superfulguración en Proxima Centauri que incrementó 68 (!) veces su brillo. Tan intensa fue que la estrella pudo verse a simple vista. Como sabemos, no hay ninguna enana roja visible, pero brevemente Proxima Centauri fue visible sin instrumentos, alcanzando una magnitud de 6,8.


El evento de marzo 2016 (Fuente: Ward S. Howard 2018)

El descubrimiento fue realizado por Evryscope, formado por un conjunto de pequeños telescopios que observaron 8.000 grados cuadrados del hemisferio sur con una cadencia de 2 minutos. Evryscope observó Proxima desde enero de 2016 hasta marzo de 2018, detectando 24 fulguraciones grandes. El evento de marzo de 2016 fue 10 veces más intenso que cualquier otro detectado.

En lo tocante a la habitabilidad son malas noticias para Proxima b. En el paper se estima que la actividad de la estrella arrasaría el ozono de un planeta como la Tierra en apenas 5 años. Como sabemos, la capa de ozono es la que nos protege de los rayos UV más perjudiciales. Según el autor el evento de marzo de 2016 alcanzó en el UV una intensidad 100 mayor de lo que la mayoría de los microorganismos más resistentes pueden aguantar…

De cualquier forma, hay estrategias adaptativas que los organismos pueden adoptar para protegerse de una amenaza de este tipo. La más obvia es permanecer enterrado o sumergido, a salvo de las emisiones nocivas. En la Tierra primitiva no había oxígeno ni ozono y sí había microorganismos.

Pero es todavía peor. El efecto acumulado de las fulguraciones y la emisión de rayos XUV pueden destruir la atmósfera del planeta en unos miles de millones de años. Y sin atmósfera no puede un mar de agua en la superficie…

Claro, un planeta de cierto tamaño debería estar activo geológicamente y emitir gases que alimenten su atmósfera, creando lo que suele llamarse una atmósfera secundaria. Debería haber atmósfera aunque si hay mala suerte puede ser demasiado tenue.

De cualquier forma, no será fácil sobrevivir cerca de esta estrella asesina. Sé que no viene a cuento, pero no me resisto. En el distante futuro quizá algún navegante del espacio pueda hablar así de su viaje a Proxima Centauri (son unas líneas de la Odisea):

“Ninguna embarcación de hombres, en llegando allá, pudo escapar salva; pues las olas del mar y las tempestades, cargadas de pernicioso fuego, se llevan juntamente las tablas del barco y los cuerpos de los hombres. Tan sólo logró doblar aquellas rocas una nave surcadora del Ponto, Argo, por todos tan celebrada, al volver del país de Eetes; y también a ésta habríala estrellado el oleaje contra las grandes peñas, si Hera no la hubiese hecho pasar junto a ellas por su afecto a Jasón.”

Por cierto, seguimos sin noticias de Proxima c, el posible exoplaneta adicional. El análisis de 2017 no parecía nada concluyente y quizá se necesiten más datos.

Sigamos atentos.


2016. Davenport analiza las fulguraciones de Proxima con el satélite MOST.

2018. El reciente paper del equipo Evryscope.

sábado, 12 de mayo de 2018

El satélite GAIA. ¿Cuántos exoplanetas podrá descubrir?

Las estimaciones para el telescopio TESS de más de 16.000 exoplanetas nuevos dependerán de las precisión que muestre en órbita. La posibilidad de que, más allá de los 2 primeros años, la misión principal sea ampliada, no haría sino mejorar estas previsiones con exoplanetas adicionales.

El satélite GAIA (Fuente: ESO)

A esto hay que añadir las previsiones de GAIA. He revisado la estimación que realizó Perryman en 2014. La idea es que, si todo sale como está previsto, hay que añadir más de 20.000 exoplanetas. La lista de exoplanetas de GAIA serán parte del DR4, previsto para 2022.

El autor de las estimaciones de GAIA no es otro que Michael Perryman (Universidad de Cambridge), que lideró el proyecto Hipparcos y está vinculado a GAIA. Es el recordado escritor del famoso libro “Handbook of Exoplanets”, un resumen muy completo del panorama actual de esta rama de la Astronomía.

Si todo sale según lo previsto, los próximos años podrían constituir una época dorada de descubrimientos que aumente en un orden de magnitud el número de exoplanetas conocidos, desde 3.767 (exoplanet.eu).


Representación artística del satélite GAIA. (Fuente: ESO/ATG medialab)

Las estimaciones de Perryman se basan en la utilización de los datos de posición de GAIA para detectar los exoplanetas por métodos astrométricos, que como sabemos son sensibles a la distancia desde la Tierra a la estrella (al contrario de los métodos de la velocidad radial y del tránsito), entre otros aspectos. Los más de 20.000 planetas serán, por tanto, exoplanetas a menos de 500 parsecs del Sistema Solar.

La signatura astrométrica depende del semieje mayor (a), algo así como la distancia entre el exoplaneta y la estrella, de tal forma (al contrario de los métodos de la velocidad radial y del tránsito), que más distancia supone mayor signatura y más fácil de detectar. Permitirá, por tanto, sondear zonas externas de los sistemas planetarios hasta ahora muy poco conocidas, las más distantes a la estrella.

En lo malo, las detecciones serán sobre todo planetas muy masivos, con toda seguridad, gigantes gaseosos. Se estima que estarán entre 1 y 15 veces la masa de Júpiter.

Hay que tener cautela. Los métodos astrométricos siempre han prometido mucho, pero nunca han terminado de desarrollar todo su potencial. Los casos son  numerosos desde los tiempos de Peter Van de Kamp y George Gatewood, Benedict y el HST, y Epsilon Eridani,...

Algunos de los logros de la astrometría. Únicamente los tres primeros son exoplanetas. Eps. Eri b actualmente está cuestionado. (Benedict et al. 2008)

Esperemos que esta vez sí la astrometría nos proporcione una grata sorpresa…

Permanezcamos atentos.



2008. Benedict mostrando las capacidades astrométricas del Telescopio Espacial. Hubble. Con el tiempo la técnica fue sustituida por otras más fructíferas: Doppler y tránsitos.

2014. Las estimaciones de Perryman et al. para GAIA.

jueves, 10 de mayo de 2018

El telescopio TESS (IV). Misiones extendidas y el futuro de TESS.

Se estima que el telescopio TESS podría descubrir más de 16.000 exoplanetas durante su misión primaria de dos años. El primer año lo dedicará al hemisferio sur y el segundo año el hemisferio norte de la eclíptica. Pasados estos dos primeros años si el telescopio sigue en buena forma todavía no está definido cuál será el objetivo de TESS. Actualmente se está a la espera de recibir propuestas para esta “misión extendida” pero ya hay algunas ideas definidas.

Reprezsentación artística de TESS: (Fuente: ESO.)


Bouma y Winn de la Universidad de Princeton han aportado algunas consideraciones que podrían permitir perfilar esta misión extendida. Por lo pronto, ya han sido definidos 6 posibles escenarios para el tercer año:
  • HEMI. Se toma uno de los hemisferios y se sigue observando de la misma manera que en la misión primaria.
  • HEMI+ECL. Se toma uno de los hemisferios y se sigue observando, con la diferencia de que se incluye la parte de la eclíptica, que actualmente no forma parte de la estrategia de observación de TESS. Para ello, se sacrifica el polo de la eclíptica, que deja de observarse.
  • POLE. se observa únicamente uno de los dos polos de la eclíptica.
  • ECL-LONG. Se observa la eclíptica, haciendo que el eje largo (96 grados) del campo visual coincida con la eclíptica. Cuando la Luna o la Tierra no lo permitan se enfocará a uno de los polos de la eclíptica.
  • ECL-SHORT. Igual, pero se hace coincidir el eje más corto (24 grados) con la eclíptica.
  • ALLSKY. Se cubre casi todo el cielo, pero para hacerlo durante todo un año, se alterna hemisferio norte y sur, reduciendo el tiwmp de exposición por sector, de 27,4 días a 14.

Descripción gráfica de los 6 escenarios. (Bouma et al.)


HEMI+ECL, POLE y ALLSKY son las que más planetas de menos de 4 radios terrestres prometen detectar. De cualquier forma,  no hay diferencias muy grandes entre unas y otras en las cantidades dependiendo de la estrategia elegida.

La finalización de la misión primaria de 2 años y el inicio de la misión extendida no debería suponer una reducción drástica de detecciones. Por el contrario, aunque las estimaciones para los dos primeros años sean optimistas, se estima que el ritmo se mantendrá durante el tercer año (subneptunos o menores), sumando más planetas a estas estimaciones. Habrá muchos exoplanetas que habrán escapado a la detección en los dos primeros años y que, con la información y los tránsitos adicionales que proporcione el tercer año, pueden alcanzar una relación Señal/Ruido que los haga detectables.

Los planetas del tercer año serán planetas de periodo más largo que no hayan sido detectados en las campañas de 27,4 días de la misión primaria. De esta manera, podrían aparecer planetas potencialmente habitables en estrellas algo más grandes. Un tipo de planeta de periodo largo que se podrá detectar con mayor probabilidad es el circumbinario, que orbita alrededor de varias estrellas conjuntamente. También se podrán detectar exoplanetas en estrellas poco brillantes que necesitan más tránsitos para permitir su detección.

Otra de las ventajas será que las predicciones de las efemérides sobre los exoplanetas existentes podrán ser verificadas. Es decir, los exoplanetas detectados durante la fase primaria producirán tránsitos durante la fase extendida que podrán ser observados, permitiendo la mejora de la calidad de los parámetros de los exoplanetas, incluyendo el refinamiento de los tiempos de paso y sus variaciones (TTV), que en algunos tipos de sistemas multiplanetarios permite la medición de las masas.

Una posibilidad de la misión extendida será ampliar el llamado Candidate Target List (CTL), actualmente de más de 200.000 estrellas seguidas con una cadencia frecuente (cada 2 minutos), incorporando otras estrellas porque hayan mostrados tránsitos en la fase primaria. 

El CTL de la misión primaria se centra en estrellas de la secuencia principal (M, K, G y F). Pero podrán incorporarse estrellas evolucionadas, enanas blancas, binarias eclipsantes, estrellas grandes (O, B, A) y otras,

Una de las ideas que está cobrando fuerza es la observación de clusters abiertos, con muchas estrellas jóvenes. Muchos están acumulados en el hemisferio sur, lo que fortalece la idea de una misión tipo HEMI.

Mis favoritas son las misiones ECL-SHORT y, sobre todo, ECL-LONG, ya que permitirán sinergias con el K2, la misión final del telescopio Kepler. Conjuntar los datos del K2 y los datos del TESS de la eclíptica quizá nos abra la posibilidad de detectar exoplanetas de periodo largo y multiplicar el número de detecciones de planetas interesantes.

Exoplanetas detectables en cada uno de los escenarios. Planetas de menos de 4 radios terrestres. new son planetas detectados durante la misión extendida. pri son los descubiertos durante la misión primaria de 2 años, que suelen ser como el doble que en new. HZ potencialmente habitables. atm susceptibles de análisis de la atmósfera. SNR y tra son exoplanetas que durante la pri no fueron detectado por SNR inferior a 7 o por tener menos de 2 tránsitos.(Bouma et al.2017)

Estimación de exoplanetas detectables para la misión primaria de 2 años. Únicamente planetas con menos de 4 radios terrestres. (Bouma et al. 2017)


Veremos qué propuestas se hacen.

La página web de Winn, uno de los autores, sobre el tema.

domingo, 6 de mayo de 2018

La revolución de GAIA y los Exoplanetas.

GAIA es un observatorio espacial de la ESA dedicado a la astrometría que ha conmocionado el mundo de la Astronomía. La segunda entrega de datos de GAIA (el llamado DR2) está siendo especialmente demoledora. Disponible desde Abril de 2018, ha proporcionado la posición, paralaje, movimiento propio, brillo y color de más de 1.000.000.000 de estrellas, multiplicando por 500 (!) el número de paralajes conocidos respecto a Hipparcos. Además, son datos de una precisión exquisita. Los paralajes tendrán un error inferior a 30 µas para las estrellas más brillantes (G=15).

Una representación de la sonda GAIA (Fuente: ESA. Crédito: D. Ducros)

Se espera una avalancha de papers. En este momento hay decenas de astrónomos que lo han dejado todo para centrarse en el DR2, el último fichero de GAIA. No quieren saber nada de sus tesis doctorales o de lo que han estado investigando. Están dedicándose a entender cómo su área se ve afectada por los exquisitos datos de GAIA. Se tardarán años en entender bien los datos actuales, y es seguro que la fisonomía de muchas ramas de la Astronomía va a cambiar...

Rsumen de los datos aportados por GAIA. Más de 1.300.000.000 de paralajes... (Fuente: ESA)

Claro, también afecta a los exoplanetas y ya están apareciendo los primeros resultados. Al margen de futuras entregas (en 2022 será el GAIA DR4) con miles de nuevos exoplanetas que serán descubiertos por métodos astrométricos, ya están apareciendo artículos derivados del DR2.

El que comento es el de Travis R. Berger et al. Los exoplanetas de Kepler han sido descubiertos por el método del tránsito. En este método el radio del exoplaneta es obtenido partiendo de las propiedades de las estrellas alrededor de las que orbitan, especialmente el radio de la estrella.

Hay métodos complejos que pueden ser aplicados para obtener el radio una estrella con ciertas garantías, pero requieren muchos recursos y han podido aplicarse a unas pocas. En el caso de las casi 190.000 estrellas que fueron estudio del telescopio Kepler, los métodos han sido masivos y toscos hasta ahora. Pero gracias al GAIA DR2 eso va a cambiar. Ya ha permitido obtener un cálculo del radio de la estrella mucho más preciso y, por consiguiente, una mejor estimación de los radios de los exoplanetas. La precisión en los radios ha pasado de un 30%/40% a un 8%.

Según Berger et al. Los nuevos datos han llevado a nuevos resultados sobre la ciencia de los exoplanetas. Nuevos papers ayudarán a dilucidar estas cuestiones:


El Valle de la Evaporación sigue apareciendo, aunque se mueve un poco a la derecha (Fuente: Berger, 2018)

Según Berger parece que con los nuevos datos el valle se mueve ligeramente hacia radios más grandes. Ahora está en 2 radios terrestres. Los modelos que intentar explicar el valle utilizando modelos de evaporación de planetas que pierden su atmósfera debido al flujo estelar deberán ser revisados y mostrar nuevas conclusiones sobre la composición interna de estos exolanetas.

El valle aparece como mucho más intenso para exoplanetas sometidos a una intensa irradiación (F mayor de 200 F⊕) y se muestra menos claro para irradiaciones menos intensas.

En el recuadro, el "Desierto de las Supertierras", en el que no suele haber Minineptunos. En verde la Zona Habitable Optimista. (Fuente: Berger, 2018).
  • Se confirma el “Desierto de las Supertierras”, que aparece cuando los planetas están fuertemente irradiados (F mayor de 650 F⊕) y pierden sus envoltorios más volátiles (H, He). No parecía haber minineptunos en el desierto.
La sorpresa es que se han encontrado algunos y esto deberían poder explicarlo los teóricos. Quizá son Mundos océano, quizá enormes gigantes gaseosos todavía evaporándose.

  • Se siguen observando la correlación entre el radio de los gigantes gaseosos y la irradiación. De alguna manera los planetas del tamaño de Júpiter se “inflan” cuando son fuertemente irradiados.

  • Finalmente, los planetas potencialmente habitables. Tras definir una optimista zona habitable (0.25<F<1.50F⊕) se identifican 8 planetas confirmados con menos de 2 R⊕, la mayoría de los cuales ya los conocemos: Kepler-62e, Kepler-62 f, Kepler-186 f, Kepler-440 b, Kepler-441 b, Kepler-442 b, Kepler-452 b y Kepler-1544 b.


Es el primer paper. Habrá que esperar y ver a qué consenso llega la comunidad científica. Ya veremos.

La segunda entrega de datos de GAIA (DR2).

2017. Descripción de los datos del GAIA DR2.

2018. Berger et al.


sábado, 5 de mayo de 2018

El Telescopio TESS (III). ¿Cuántos exoplanetas podrá descubrir?

Continuando con la serie de entradas sobre el proyecto TESS llegamos a la pregunta crucial que todos nos hacemos:

¿Cuántos exoplanetas podrá descubrir TESS?


La sugerente imagen de un Falcon 9 despegando para poner en órbita el telescopio TESS. (Fuente; NASA. Equipo TESS.)
Thomas Barclay, un investigador curtido por la experiencia de trabajar durante varios en el proyecto del telescopio Kepler, ha intentado responder a esta cuestión. Para ello, ha utilizado el catálogo de referencia de TESS (TESS Input Catalog. TIC) para realizar simulaciones de Monte Carlo en un intento de proyectar el número y la naturaleza de los exoplanetas que TESS podrá detectar. Los ratios de frecuencias de exoplanetas utilizados para el estudio ha sido obtenidos gracias al proyecto Kepler, aunque sus cifras finales es un tema sobre el que todavía hay cierto debate.

Barclay, el autor del artículo, posa delante del Falcon 9, justo antes del despegue. La emoción le desborda, y no es para menos. Tras muchos años de trabajar con Kepler, TESS viene a descubrir todavía más exoplanetas. (Fuente: Thomas Barclay)


Se habla de más 16.000 exoplanetas nuevos. No es poco si tenemos en cuenta que actualmente superamos los 3.767 exoplanetas conocidos (http://exoplanet.eu).

Los descubrimientos de Kepler arrojan miles de exoplanetas (algunos realmente interesantes), pero en su mayoría en estrellas lejanas y tenues que hacían difícil su seguimiento. Por el contrario, muchos exoplanetas de los miles que TESS descubrirá, serán estrellas cercanas y brillantes que podrán ser objeto de estudios adicionales por otros observatorios.

Según las simulaciones 47 exoplanetas estarán a menos de 50 parsecs y 236 a menos de 100 parsecs. De esta forma, se doblará y cuadruplicará, respectivamente, en número de exoplanetas con tránsitos conocidos a estas distancias. Incluso se estima que se detectarán unos pocos tránsitos más cercanos que los tránsitos más cercanos conocidos actualmente (HD 219134 b y c).

En negro tránsitos ya conocidos. En naranja las estimaciones de Barclay. TESS proporcionará tránsitos más cercanos que HD 219134 b y c, los tránsitos más cercanos conocidos, a unos 20 años luz. (Fuente: Thomas Barclay)

Se estima que 46 de los planetas serán claramente terrestres, de menos de 1.25 radios terrestres, y 240 supertierras (entre 1,25 y 2 radios terrestres). Barclay proporciona estimaciones algo más conservadoras: Sullivan en 2015 estimaba 560 exoplanetas de menos de 2 radios terrestres frente a los 286 (=46+240) de Barclay en 2018.

Como sabemos, la estrategia de observación de TESS pasa por buscar tránsitos en una muestra inicial de unas 200.000 estrellas (Candidate Target List, CTL), con una cadencia de 2 minutos. En esta muestra cabe esperar unos 1.250 exoplanetas, de los que unos 250 serán menores que 2 radios terrestres (supertierras). Es decir, La mayoría de estas 286 supertierras+tierras las proporcionará esta lista.

Estimaciones de exoplanetas nuevos en función del radio. (Fuente: Thomas Barclay)
El resto de las estrellas son observadas con una cadencia más prolongada de unos 30 minutos (FFI). En esta muestra caben esperar más de 3.200 exoplanetas en las estrellas más brillante. Además habrá que añadir los más de 10.000 en las estrellas que son algo más tenues. Serán en su mayoría serán planetas grandes y gaseosos.

Los exoplanetas que TESS proporcionará orbitarán alrededor de estrellas brillantes. Proporcionará 160 supertierras en estrellas con magnitud visible 12 o menor, cuya masa podrá ser estudiada con técnicas de velocidad radial. Sin duda, muchos observatorios terrestres tendrán trabajo. La estrella más brillante con tránsitos es 55 Cancri. Pues bien, TESS descubrirá 10 exoplanetas en estrellas aún más brillantes.

Nuevos exoplanetas en función de la magnitud de la estrella. Muchos de ellos serán brillantes y podrán ser estudiados desde la Tierra. (Fuente: Thomas Barclay)
Finalmente, la simulación aporta 71 exoplanetas en la Zona Habitable Optimista de enanas rojas, siendo 10 de ellas tierras o supertierras, con menos de 2,5 radios terrestres que, además (por si esto fuera poco), estarán orbitando en estrellas M3V o posterior y tendrán un brillo suficiente (Ks 10 o menor) para ser objeto de seguimiento con el futuro telescopio espacial JWST.


Nuevos exoplanetas en estrellas frías y brillantes (estarán al alcance del JWST). En el recuadro se incluyen las 10 de tamaño reducido y en la Zona Habitable optimista. (Fuente: Thomas Barclay)

El autor además asegura que sus proyecciones tienen un sesgo conservador, siendo menos optimistas que otras anteriores (Sullivan, 2015), que asumen una configuración del hardware de TESS que finalmente se vio algo reducida en la configuración final.

Todas estas proyecciones (Sullivan 2015, Barclay 2018) asumen la detección de 2 o 3 tránsitos como mínimo para anunciar una detección. Como consecuencia de la estrategia de observación de TESS, las tierras y supertierras potencialmente habitables estarán en estrellas pequeñas y tendrán periodos que no superarán en mucho los 20 días.

Recientemente, ha aparecido un nuevo estudio (Villanueva et al.) sobre estimaciones de detecciones de TESS basadas en un único tránsito. Para estos hallazgos el seguimiento desde la Tierra será esencial. A las estimaciones de Barclay habrá que añadir 79 exoplanetas más basados en un único tránsito que estarán en la zona habitable. Y algunos de ellos serán planetas de periodo largo, orbitando en la zona habitable de estrellas grandes, FGK...

Son proyecciones fenomenales pero tengamos cautela. Todas estas estimaciones, claro está, dependen de que una vez puesto en órbita el TESS muestre la misma precisión fotométrica con la que fue diseñado. Como sabemos, esto no ocurrió con Kepler.

De cualquier forma, no cabe duda de que durante los próximos años TESS va a proporcionar excitantes resultados…

Estemos atentos.


2015. Las primeras estimaciones de Sullivan et al.

2017. Bouma et al. realizan correcciones a las estimaciones de Sullivan. Incorpora escenarios de TESS sobre las posibilidades una vez finalizado el proyecto actual de 2 años.

2018. Ballard se centra en las estimaciones de exoplanetas en las enanas rojas.

2018. Thomas Barclay et. aporta estimaciones basadas en las de Sullivan incorporando el catálogo TESS (TIC) y la configuración del hardware final.

2018. Las estimaciones de Villanueva et al. basadas en un único tránsito.

miércoles, 2 de mayo de 2018

El Telescopio TESS (II). La Estrategia de Observación.

Tras las descripción de los detalles técnicos de la fotometría continuamos desglosando los entresijos de TESS.

El objetivo principal del proyecto TESS es la detección de tránsitos de los exoplanetas más cercanos (200 parsecs) al Sistema Solar que permitan el seguimiento por otros observatorios para obtener datos adicionales. Se hará énfasis en la búsqueda de exoplanetas con las siguientes características:
  • Se analizará una muestra de unas 200.000 estrellas cercanas (secuencia principal) con el objetivo de detectar exoplanetas con un diámetro igual o menor a 2,5 radios terrestres en órbitas de 10 días o menor.
  • Se buscarán exoplanetas de periodo de 120 días en otra muestra de unas 10.000 estrellas de los polos de la eclíptica.
Se espera, además, poder determinar la masa de 50 planetas con menos de 4 radios terrestres.

(Fuente: NASA TESS)
La estrategia de observación de TESS dedicará el primer año al hemisferio sur y otro año más al hemisferio norte, completando la misión nominal en un total de dos años, en la que se cubrirá el 90% del cielo.

TESS va equipado con 4 cámaras con un campo conjunto de 24 x 96 grados. Con ellas observará unas 200.000 estrellas de la secuencia principal con una cadencia de 2 minutos, estrellas cercanas preseleccionadas por su especial relevancia. Además, tomará imágenes globales (FFI Full Frame Images) de 24 x 96 grados con una cadencia de 30 minutos.

Las 4 cámaras de TESS cubren un área de 24 x (24 x 4) grados.(Fuente: NASA )

Cada 27,4 días (2 órbitas) TESS cambiará de sector, eligiendo otro campo distinto de 24 x 96 grados. Como los sectores no serán totalmente disjuntos habrá zonas con solapamientos, que tendrán una exposición más prolongada, por pertenecer a varios sectores. De hecho, en el polo norte y sur de la eclíptica algunas zonas permanecerán continuamente expuestas, superando los 350 días cada una.


Cada 27,4 días TESS cambia de sector, pero algunas áreas quedarán solapadas (Fuente: NASA)

En las zonas observadas durante 27,4 días podrán detectarse 2 o 3 tránsitos de los planetas buscados de 10 días; en las zonas casi continuamente observadas serán 2 o 3 tránsitos de los planetas de 120 días.

Las áreas solapadas estarán ubicadas sobre todo en los polos de la eclíptica. (Fuente: NASA)

Para controlar el proceso se ha confeccionado una catálogo estelar de referencia con todos los objetos del cielo que pueden afectar a las detecciones. Este catálogo (TESS Input Catalog. TIC) de varios cientos de millones de objetos se ha utilizado para obtener la submuestra de más de 200.000 estrellas (Candidate Target List, CTL).

Esto contrasta con el planteamiento de Kepler que no fue otro que observar  durante 2009-2015 una región del cielo (Cygnus-Lirae) de 115 grados cuadrados (sólo un 0,25 % del cielo, frente al 90% de TESS) fijamente. Se tomó una muestra de 190.000 estrellas, observadas con una cadencia de 30 minutos. El resultado fueron más de 2.000 exoplanetas, y algunos de ellos impresionantes.

Las 19 campañas previstas del K2. Están centradas en el plano de la eclíptica. Puede verse que la 12 y la 19 se solapan (allí está TRAPPIST-1). Vamos por la 17. (Fuente: NASA Kepler GO)


Posteriormente, cuando los volantes de reacción empezaron a fallar, el telescopio Kepler se reinventó, de forma milagrosa, denominándose proyecto K2. La nueva estrategia pasaba por la observación de zonas cercanas a la elíptica por periodos de unos 80 días. Se consiguió mantener una precisión fotométrica razonable de unos 50 ppm cada 6,5 horas (magnitud 12), frente a los 30 ppm iniciales. El maltrecho telescopio, cada vez con menos combustible todavía está funcionando (actualmente en su campaña 17), pero no se espera que funcione durante mucho más tiempo. Si aguanta hasta la campaña 19 volverá a observar TRAPPIST-1...

Descripción del proyecto TESS.
https://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/tess/observing-technical.html