K2-229 b y el planeta Mercurio.

Tanto se parecía el exoplaneta K2-229 b a Mercurio que sus descubridores  empezaron a llamarlo Freddy, quizá recordando al famoso cantante de Queen, Freddie Mercury.

Una imagen de Mercurio tomada por la sonda MESSENGER. K2-229 b es más grande, está más caliente y presenta siempre la misma cara a su estrella. Sin embargo, su estructura interna es muy similar. (Fuente: NASA/JPL)

K2-229 b al principio parecía un planeta común, uno más de los muchos detectados por el proyecto del K2, la segunda vida del telescopio espacial Kepler. Como sabemos, los exoplanetas detectados por Kepler, son estudiados por el método del tránsito.

Fue detectado durante la campaña 10 del proyecto K2 en 2016. Observando una estrella de tipo solar (K0), caliente (5.120 K) y brillante, la fotometría reveló tránsitos de dos posibles planetas de periodos de 14 horas y 8,3 días. Además, había otro tránsito que no se correspondía con ninguno de los planetas anteriores, difícil de caracterizar, con más de 31 días.. Los denominaron K2-229 b, c y d, con radios de 1,165 R⊕ 2,12 R⊕ and 2,65 R⊕, respectivamente.

Una estrella tan brillante como K2-229 podía ser estudiada con técnicas de velocidad radial. Así que durante 2017 HARPS recolectó 120 medidas ultraprecisas de velocidad radial. Los resultados arrojaban unas masas de 2,59 M⊕, 21,3 M⊕ y 25,1 M⊕, respectivamente para b, c y d.

Especialmente interesante resultaba el más interior de todos, K2-229 b. El radio y la masa calculados implicaban una densidad claramente terrestre, de 8,9 g/cm3. Un planeta tan denso tenía que contener silicatos y un núcleo metálico muy grande. De hecho, se estimaba que el 68% del planeta tenía que estar compuesto por el núcleo metálico. Las abundancias medidas en la estrella K2-229 permitían calcular una relación Fe/Si que arrojaban una proporción muy inferior (27%). Eso quería decir que, desde su formación el planeta había sufrido procesos que habían enriquecido su relación, quizá eliminando compuestos con Si.

Un esquema de la composición interna de Mercurio. el 70% de masa del planeta son los compuestos metálicos del núcleo. (Fuente: Jcpag2012 sobre imagen de MESSENGER/NASA/JPL)

En el Sistema Solar, sólo Mercurio tiene una proporción similar (Mercurio 70%, en la Tierra 32,5%) del núcleo sobre la masa total. Es verdad que el planeta es más masivo que Mercurio (con 2,59 M⊕ es más masivo incluso que la Tierra). También es mucho más denso (8,9 g/cm3 vs 5,4 g/cm3) debido a que al ser más masivo, el planeta se comprime con su propia gravedad. Además, en una órbita de sólo 14 horas la temperatura tiene que ser mucho más elevada, de más de 2.000 K. Pero la estructura interna tenía que ser similar.

Relación entre el radio y masa de diversos planetas. El más denso de todos es K2-229 b (Fuente: Santerne et al, 2018)

Es posible que quizá ambos planetas, Mercurio y K2-229 b, hayan tenido una evolución similar. A muy altas temperaturas la corteza y la parte más exterior del manto rocoso de silicatos del planeta se evapora, creando una suerte de atmósfera mineral, y si el planeta pierde una parte sustancial de la atmósfera puede perder parte de su manto. Pero (¡claro!) por muy intensa que sea la infernal temperatura y la emisión de rayos XUV no parece fácil que el planeta pueda perder una densa y espesa atmósfera de silicatos, de elevado peso molecular medio… Se considera que, quizá, el campo magnético estelar, CMEs, tormentas solares y fulguraciones hayan colaborado (pero el núcleo metálico debería haber protegido al planeta formando una magnetosfera)… Quizá un impacto descomunal arrancase parte del manto…

No se sabe. Posiblemente, cuando los planetas no estaban aún formados el calentamiento hizo que localmente el disco protoplanetario se enriqueciera en compuestos metálicos. O no.

En resumen, K2-229 b es un supermercurio que puede hacer de laboratorio para ayudarnos a entender los mecanismos que hicieron que Mercurio tenga un núcleo metálico tan grande. Más datos y más planetas similares son necesarios.

Estemos atentos.

Datos del sistema planetario de K2-229. (Fuente: Santerne, 2018)

2018. Santerne anuncia el descubrimiento de tres planetas en K2-229.

https://arxiv.org/abs/1805.08405

Los misterios de GJ 1132. Nuevo planeta.

GJ 1132 vuelve a ser noticia. Seguro que lo recordáis. GJ 1132 es una pequeña enana roja que se hizo famosa en 2015 por tener un planeta de tamaño terrestre (1,2 R⊕) muy interesante, ubicado en una zona no demasiado caliente (400/700 K), y descubierto por el método del tránsito con los telescopios del proyecto MEarth. Lo emocionante del planeta es que está cerca de nosotros (a unos 40 años luz) y el tránsito es lo suficientemente profundo como para permitir estudios adicionales de su atmósfera, si es que tiene atmósfera...

Representación artística de GJ 1132 b. (Fuente: Dana Berry)

Dittmann (el descubridor de LHS 1140 b, también con MEarth), publicó en 2016 observaciones adicionales de tránsitos de GJ 1132 tanto de MEarth como del telescopio espacial Spitzer, arrojando un mejor conocimiento de las efemérides, un refinamiento del cálculo de radio (1,13 R⊕) y que no aparecían tránsitos debidos a planetas adicionales.

Dibujo representando a escala Gj 1132 b y su estrella. El tránsito es bastante grande comparado con la estrella y permitirá estudios de la atmósfera del planeta. (Fuente: Berta-Thomson, descubridor del planeta)

Fimalizando 2016 surgió la bomba: Southworth parecía detectar una extensa atmósfera, quizá dominada por el hidrógeno, en la que aparecía agua o metano, que luego, por suerte o por desgracia, no pudo confirmarse. Diamond-Lowe puso de manifiesto que no había atmósfera, o al menos una atmósfera dominada por el hidrógeno.

Para mí, que no hubiera una extensa atmósfera de hidrógeno fue una buena noticia (un planeta tan pequeño y tan cálido no podía ser un minineptuno), porque abría la puerta a atmósferas más difíciles de detectar y más interesantes, como la dominada por el oxígeno que predecían los modelos teóricos de Schaefer et al. en 2016.

No fue algo tampoco sorprendente. GJ 1214 b y 55 Cancri e ya nos han acostumbrado a encendidas controversias sobre detecciones de atmósferas que luego no se confirman.

Paciencia.

Comparativa a escala entre GJ 1132 b y la Tierra. Es un poco más grande y un poco más denso. (Fuente: Wikipedia. Crédito: Aldaron)

Cuando el planeta fue descubierto en 2015, se estudió por la técnica de velocidad radial revelando una masa y un densidad marcadamente terrestres: 1,6 M⊕ y 6,0 g/cm3, respectivamente. La noticia es que desde entonces han seguido observando con HARPS y hoy hay disponibles datos más precisos.

Lo nuevos datos publicados por Xavier Bonfils desvelan un sistema planetario muy interesante:

• GJ 1132 c. Aparece lo que parece ser un nuevo planeta. GJ 1132 c, tiene un masa mínima bastante terrestre, de 2.75 M⊕, y un periodo orbital de 8,92 días, que le ubica muy cerca de la Zona Habitable, aunque demasiado cercano a su estrella y, por tanto, demasiado caliente. Recibe tanta luz como Venus.

• ¿GJ 1132 d? Hay un señal muy intensa pero dudosa, que puede ser ruido estelar, con masa mínima de 8,4 M⊕ en una zona muy fría y distante, y un periodo orbital de 177 días. Se necesitan más datos. Es lo que tienen las órbitas alejadas, que al tardar más tiempo en completar una órbita necesitan más datos para confirmarlas.

El nuevo planeta GJ 1132 c está sin confirmar, así que hago las habituales llamadas a la prudencia de resultados por ahora provisionales y sujetos a cambios.

Por desgracia, GJ 1132 c no transita. Como ya hemos comentado, Dittmann analizó el sistema con Spitzer, detectando únicamente los tránsitos de GJ 1132 b. Una pena. Sería interesantísimo poder analizar la atmósfera de este planeta.

Finalmente, el resultado es un sistema planetario más rico y complejo. Como sabemos, los sistemas planetarios en las enanas rojas no suelen tener un único planeta. Por el contrario, suelen ser multiplanetarios. Quizá también se terminen descubriendo planetas adicionales en otros sistema ahora con un único planeta como LHS 1140 o Proxima Centauri.

Sigamos atentos.

Datos del sistema planetario. (Fuente: X. Bonfils, 2018)

Otras entradas del blog:

Sobre el proyecto MEarth.

La supuesta atmósfera de GJ 1132 b.

La atmósfera no es confirmada.

2015. El anuncio del descubrimiento de GJ 1132 b. El planeta era terrestre y no demasiado cálido.

https://arxiv.org/abs/1511.03550

2016. Laura Schaefer realiza predicciones teóricas sobre GJ 1132 b. El oxígeno puede dominar la atmósfera.

https://arxiv.org/abs/1607.03906

2016. Búsqueda de tránsitos con el telescopio espacial Spitzer.

https://arxiv.org/abs/1611.09848

2016. El anuncio de la atmósfera de GJ 1132 b.

https://arxiv.org/abs/1612.02425

2018. La atmósfera no puede ser confirmada.

https://arxiv.org/abs/1805.07328

2018. Nuevos planetas en GJ 1132.

https://arxiv.org/abs/1806.03870

Revisitando Proxima b. El Eco de las Superfulguraciones.

A menudo las enanas rojas, como Proxima b, son estrellas activas, produciendo intensas fulguraciones estelares. Estas fulguraciones están asociadas a drásticos y momentáneos aumentos de la luminosidad de la estrella, que podrían ser una magnífica oportunidad para ayudarnos a detectar planetas en otras estrellas, utilizando lo que podríamos llamar “El Método del Eco”.

Proxima Centauri, vista desde el HST. Quizá este telescopio debería realizar fotometría de alta cadencia de la estrella más cercana. (Fuente: Hubble Space Telescope.)

El método en cuestión consiste en detectar, unos segundos tras el aumento del brillo de la estrella derivado de la fulguración, un aumento menos intenso, asociado al reflejo de la luz de la fulguración sobre el planeta. Y no es fácil.

A la Tierra llegaría el aumento de brillo de la fulguración y una pequeño "eco" con unos segundos de retardo derivado del reflejo sobre el planeta. (Fuente: NASA. Crédito: Chris Mann)

Esta técnica abriría nuevas posibilidades. La mayoría de los exoplanetas se detectan por tránsitos (cuando el planeta pasa por delante de la estrella), o por velocidades radiales. La detección por este método serviría para estudiar la numerosa población de las estrellas activas, principalmente enanas rojas.

William Sparks (Space Telescope Science Institute) asegura que el Telescopio Espacial Hubble podría tener alguna posibilidad de detectar planetas aplicando esta técnica. Para ello, propone la observación de las estrellas justamente tras la ocurrencia de una fulguración.

El contraste entre el brillo de un planeta como la Tierra y una estrella como el Sol es de 10e-10. A priori, una estrella enana roja, con 1% de la luminosidad del Sol tendrá los planetas en la zona habitable mucho más cerca. El resultado será un contraste de 10e-8. Claro, luego tendrán que realizarse ajustes sobre este dato porque de toda la emisión bolométrica de la estrella la mayoría se emite en el infrarrojo. Tras esta corrección nos queda un contraste para Proxima b que puede estar entre 10e-5 a 10e-7.

Una superfulguración podría mejorar este contraste, porque pasados unos segundos tras el estallido de luz la estrella reduciría su brillo, pero el planeta lo aumentaría, mejorando el contraste, siempre en función de la intensidad de la superfulguración.

La detección del eco es menos difícil en el ultravioleta o el azul que en las longitudes de onda más largas, ya que las enanas rojas suelen ser poco luminosas en esta región del espectro. En el FUV, por ejemplo, la emisión de las enanas rojas es reducidísima. El eco podría llegar a ser muy intenso en esta banda produciendo un contraste todavía mejor.

El caso con el contraste más favorable ocurriría cuando no pudiéramos ver la superfulguración, por producirse en la cara oculta de la estrella, pero sí pudiéramos observar su reflejo sobre el planeta.

Hay un problema que viene por el hecho de que Proxima b está muy cerca de su estrella. Si un planeta como la Tierra situado a 1 UA de su estrella ubicado a 1 parsec de nosotros queda separado por un ángulo de 1 segundo de arco, Proxima b queda a apenas 0,037 segundos de arco, 0,37 mas. Esta separación quizá algún día pueda ser resuelta por telescopios extremadamente grandes.

Gracias a las fulguraciones, si la resolución angular no da, podemos encontrar otras magnitudes con las que separar el planeta de la estrella. La más obvia es el tiempo. La detección del reflejo de la fulguración sobre Proxima b debería mostrar un comportamiento característico, con un retardo del eco tras la superfulguración no superior a los 60 segundos, dependiendo de la fase de la órbita del planeta, su inclinación y excentricidad.

Suponiendo Proxima b en una órbita circular, esta sería la señal de su "eco": un retardo entre 0 y 50 segundos en función de la fase de la órbita en la que se encuentre el planeta y un efecto Doppler entre +50 y -50 km/s. Depende de la inclinación de la órbita. El efecto Doppler es más marcado si la inclinación es de 90 ("de canto") y es inexistente si es de 0 ("de cara"). (Fuente: Sparks et al. 2018)

El autor propone un eje adicional para separar el planeta de su estrella. El efecto Doppler debería dejar su firma en la luz reflejada, imprimiendo corrimientos al rojo dado al azul en función de que el planeta se aleje o se acerque en el momento de la fulguración. Este efecto es sustancial, con velocidades del orden de 50 km/s.

Suponiendo excentricidad de 0,35 para Proxima b: Se llega a alcanzar casi 60 s de retardo porque el planeta se aleja más de la estrella en algunas partes de la órbita elíptica. Además, en el periastro se alcanzan mayores velocidades, con algo más de 50 km/s. (Fuente: Sparks et al. 2018)

El autor reconoce que no es sencillo, pero considera que puede obtenerse un contraste abordable tanto en el dominio del tiempo como en el de la frecuencia, haciendo visibles planetas en la Zona Habitable en otro caso ocultos.

Interesante, pero sin duda se necesita más trabajo, sobre todo experimental.

Otras entradas sobre los ecos de Proxima b:

http://exoplanetashabitables.blogspot.com/2018/05/revisitando-proxima-b-ecos-de-mundos.html

Un artículo sobre el tema.

https://www.newscientist.com/article/2158416-hidden-exoplanets-could-be-revealed-by-echoing-light/

2018. El paper de Sparks.

https://arxiv.org/abs/1801.01144

Los planetas de YZ Ceti, el sistema más cercano a Tau Ceti.

La estrella más cercana a la famosa Tau Ceti se llama YZ Ceti y parece tener varios exoplanetas, conformando un sistema planetario realmente interesante.

Representación artística de cómo podría verse el sistema planetario desde el más exterior de los planetas (Fuente: NASA/JPL/Caltech)

Tau Ceti es una estrella solar (G8V) sobre la que hemos escrito sobradamente, quizá es la estrella individual cercana más similar al Sol. Podría tener un sistema planetario muy rico, incluyendo un planeta potencialmente habitable.

Muy cerca de Tau Ceti está YZ Ceti, a tan sólo 1,6 años luz, y parece también tener un sistema planetario. Como comparación, Proxima Centauri, la estrella más cercana al Sol, está a 4,25 años luz de nosotros, más del doble.

YZ Ceti es una pequeña enana roja (M4,5), similar Proxima Centauri, con un 17% del tamaño y un 13% de la masa del Sol. Es una estrella variable fría de 3.054 K en su superficie. Está a 12 años luz del Sol y, al igual que Proxima Centauri, presenta fulguraciones.

Fue en 2017 cuando el equipo de Astudillo-Defru, al que conocemos por su participación en descubrimientos de planetas en otras estrellas cercanas como la Estrella de Luyten o Ross 128,  anunció el hallazgo de varios planetas en YZ Ceti.

El sistema de YZ Ceti parece formado por al menos por 3 planetas muy pequeños (quizá 4) en una formación compacta. Dos de ellos pueden ser menos masivos y el tercero más masivo que la Tierra, con masas mínimas de 0,75, 0,98 y 1,14 M⊕, respectivamente, para YZ Ceti b, c y d.

Estamos escribiendo sobre un sistema planetario típico para una estrella pequeña (como el de Kepler-42): multiplanetario, coplanar, compacto, órbitas (casi) circulares, planetas terrestres de baja masa, … Tengamos en cuenta que las enanas rojas suponen algo así como el 70% del total de estrellas. Es decir, tiene que haber miles de millones de sistemas similares a éste en nuestra galaxia. Un sistema mucho más típico que el de Proxima Centauri, con un único planeta, en el que quizá queden más planetas por descubrir...

Comparativa a escala entre el pequeño sistema de Kepler-42 con los satélites galileanos de Júpiter. Los planetas de YZ ceti son un poco más grandes y alejados, pero es un sistema planetario similar: múltiple, compacto, de masas terrestres, órbotas circulares. (Fuente: NASA/JPL/Caltech)

Es un sistema resonante (como el de TRAPPIST-1). Es decir, debido a interacciones gravitatorias entre ellos, presentan periodos orbitales de 1,97, 3,06 y 4,66 días, respectivamente, mostrando una relación de cada planeta con el siguiente similar a 3/2. Con estos periodos es esperable que estén a una temperatura elevada, para nada dentro de la Zona Habitable.

Al igual que el sistema TRAPPIST-1, YZ Ceti presenta resonancias derivadas de las interacciones entre los planetas. (Fuente: NASA/JPL/Caltech)

El equipo observó la estrella, con el espectrógrafo HARPS en el telescopio de 3,6 metros del ESO, desde Diciembre de 2003 hasta Octubre de 2016, y se aplicaron a los datos los tratamientos habituales que ya he explicado: Periodograma Lomb-Scargle, un proceso gaussiano con un núcleo cuasiperiódico para caracterizar las autocorrelaciones del ruido rojo y finalmente el algoritmo MCMC (Markov Chain Monte Carlo) para estimar los parámetros.

Seamos cautos. Los resultados son provisionales y no han sido confirmados todavía. De cualquier forma, se adivina un sistema enormemente habitual, quizá estemos ante el tipo de sistema planetario más común en nuestra galaxia. Mucho, mucho más común, sin duda, que nuestro extraño Sistema Solar.

Estemos atentos.

Datos de los planetas de masa terrestre más cercanos al Sistema solar. (Fuente: Elaboración Propia)

Otras entradas:

2016. Tuomi y los  planetas de Tau Ceti, con alguno de ellos en la Zona de Habitabilidad.

http://exoplanetashabitables.blogspot.com/2016/05/los-enigmaticos-planetas-de-tau-ceti.html

2017. Feng y los nuevos planetas de Tau Ceti.

http://exoplanetashabitables.blogspot.com/2017/09/los-nuevos-planetas-de-tau-ceti.html

2017. El artículo de Astudillo-Defru et al sobre los planetas de YZ Ceti.

https://arxiv.org/abs/1708.03336

Regresando al Valle de los Exoplanetas Evaporados.

Conocer la composición de los exoplanetas que orbitan alrededor de las estrellas del tipo solar sería sin duda un descubrimiento importante, que nos ayudaría a  responder preguntas fundamentales, y conocer si nuestra Tierra es un planeta extraño o, por el contrario, común. Por supuesto, una de las principales herramientas disponibles para responder a esta cuestión es el “Valle de la Evaporación”.

Representación artística de un planeta fotoevaporándose y perdiendo su envoltura de hidrógeno/helio. Representa a uno de los Hot Júpiter mejor estudiados : HD 209458 b. (Fuente: ESA/NASA/Vidal A. Madjar)

Como sabemos, el llamado “Valle de la Evaporación” es una anomalía que se ha observado en la distribución de los radios de los exoplanetas pequeños que orbitan cerca de las estrellas del tipo solar (0,85 a 1,2 masas solares). La distribución no se muestra uniforme, sino bimodal, y es un claro indicio de que en órbita cercana alrededor de las estrellas solares conviven al menos dos poblaciones de exoplanetas pequeños: unos de ellos son rocosos y del tamaño de supertierras; otros son minineptunos, con una buena envoltura gaseosa, formada principalmente por hidrógeno y helio.

En las estrellas más pequeñas, este valle no ha sido observado, aunque no se tiene del todo claro. Suelen tener planetas más pequeños, pero no aparece valle alguno. Puede ser que la formación de estos sistemas planetarios tenga diferencias sustanciales con las de los de estrellas más grandes, o que faltan más datos. Lo cierto es que el asunto está todavía siendo analizado y entendido. Se me ocurre que quizá TESS nos ayude a entender qué pasa en estas estrellas pequeñas.

El "Valle de los planetas Evaoprados". La línea de puntos representa los datos en brutos. Pero al corregir las distorsiones de la muestra de estudio aparece mucho más pronunciado. (Fulton & Petigura, 2018)

La segunda entrega de los datos GAIA (DR2) ha motivado un nuevo artículo de Fulton y Petigura, dos viejos conocidos de este blog, mostrando una distribución del “Valle de la Evaporación” más precisa.

El valle parece estar entre 1.5 y 2.0 R⊕, y tiene pocos exoplanetas, pero no está vacío. Con los datos de Kepler anteriores la incertidumbre en los datos impedía llegar a esta conclusión, pero con los nuevos datos de GAIA DR2 parece claro. Este efecto debería entenderse mejor aunque, por ahora, es un misterio.

Se han desarrollado dos modelos que permiten explicar los datos observados. Ambos reproducen el valle en la distribución observado de los planetas de bajo tamaño:

• Pérdida de Masa por Fotoevaporación. La radiación XUV de la estrella calienta las capas más externas de la atmósfera del planeta y ésta pierde masa.

• Pérdida de Masa alimentada por el Cuerpo del Planeta. En este modelo el planeta, al enfriarse, calienta la atmósfera, que pierde masa.

Otra representación artística de un planeta fotoevaporándose. En este caso es el minineptuno GJ 436 b. (Fuente: ESA/NASA/G.Bacon)

En ambos modelos aparecen dos poblaciones: una de ellas de planetas rocosos y otra con atmósferas extensas de H/He que suponen un porcentaje no despreciable del tamaño total del planeta. Ambos mecanismos son más eficientes cuando se recibe un flujo estelar más intenso, haciendo que disminuyan los minineptunos en las zonas más cercanas a las estrellas.

Sin embargo, los modelos predicen comportamientos diferentes en relación con la masa estelar. Los modelos de fotoevaporación son sensibles a la radiación más energética (XUV) y para un mismo nivel de radiación las estrellas menos masivas suelen emitir más radiaciones de este tipo, ergo debe haber menos minineptunos enlas estrellas de baja masa.

Los datos parecen mostrar esta tendencia, favoreciendo el modelo de fotoevaporación, pero aún es pronto para estar seguros.

Ya veremos.

Otras entradas sobre el valle:

Una panorámica general del “Valle”.

http://exoplanetashabitables.blogspot.com/2017/06/reflexiones-desde-nel-misterioso-valle.html

El “Valle” visto a la luz de los nuevos datos de GAIA.

http://exoplanetashabitables.blogspot.com/2018/05/la-revolucion-de-gaia-y-los-exoplanetas.html

2017. Benjamin Fulton y Erik Petigura muestran el “Valle”.

https://arxiv.org/abs/1703.10375

2018. El artículo de Fulton y Petigura que comento en esta entrada.

https://arxiv.org/abs/1805.01453