La espectroscopia de transmisión es quizá la mejor oportunidad que tenemos para estudiar las atmósferas de los planetas terrestres con tránsitos y en la zona de habitabilidad, como es el caso de TRAPPIST-1. Se basa en que, cuando hay un tránsito, parte de la luz de la estrella atraviesa la atmósfera del planeta, dejando sus “huellas dactilares” impresas en la luz que nos llega.
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| Una imagen artística de los planetas de TRAPPIST-1. (Fuente: ESO; Crédito: N. Bartmann) |
En la práctica no es un técnica exenta de dificultades. Si la fotosfera de la estrella no es uniforme las manchas y fáculas pueden producir efectos que dificultan el análisis de las atmósferas planetarias. Corregir los espectros de transmisión de estos efectos es un tema difícil pero posible.
Como ya comentamos Zhanbo Zhang et al. mostraron en Arxiv en febrero de 2018 un modelo que parecía explicar los datos observados del espectro de los planetas de TRAPPIST-1 atendiendo exclusivamente a la presencia de manchas y fáculas en la fotosfera de la estrella, y no a los posibles componentes atmosféricos de los planetas. (Ver nota técnica, más abajo).
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| Con los datos disponibles parece claro que los planetas de TRAPPIST-1 no son minineptunos recubiertos de hidrógeno. (Fuente: ESO; Crédito: M. Kornmesser) |
La respuesta no se hizo esperar. En Julio de 2018 Elsa Ducrot et al. mostraron en Arxiv que el modelo desarrollado con los datos de tránsitos del telescopio espacial Hubble no describe bien los datos de otros observatorios (SPECULOOS, Liverpool, K2), Criticaban que el modelo del equipo de Zhang aportaba demasiadas manchas y fáculas en la fotosfera de la estrella. Como alternativa propusieron dos escenarios más optimistas (en principio, JWST lo tendría más fácil):
A. En vez de considerar muchas manchas pequeñas, propusieron pocas manchas, pero grandes. El planteamiento encontró dificultades. Por ejemplo, SPECULOOS nunca ha mostrado la característica marca que queda en un tránsito cuando el planeta pasa por delante de una mancha grande. Así que se planteó que las grandes manchas podrían estar en latitudes altas, cerca de los polos de la estrella y que no estarían cerca de los tránsitos. No parece algo muy sólido.
B. Manchas brillantes como fáculas: pocas, pequeñas, pero muy calientes. Esto casa mucho mejor con la existencia de fulguraciones, que parecen estar correladas con zonas posteriores brillantes; y los datos empíricos observados de Spizer y K2. Hablamos de temperaturas de 4.500 K (Zhang et al. proponen un rango más bajo, entre [1.000 K, 3.000 K]).
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| Al rotar la estrella, las manchas entran y salen de la zona observable de la estrella alterando el flujo observado de la estrella. (Fuente: Rackham, 2017) |
Y no fue la única respuesta. En esto llegó Brett M. Morris, de la Universidad de Washington. Propuso una metodología alternativa para estimar si había contaminación en las mediciones: La curva de luz del tránsito es un objeto complejo y muy rico, con el que se puede medir el diámetro del planeta de varias formas. El más utilizado es la profundidad del tránsito (porque es el más preciso con diferencia), pero hay otros. Otro es estimar el tamaño del planeta por el tiempo que tarda éste en la entrada y la salida (ingress y egress) del tránsito (y no se ve afectado por las manchas y fáculas). En dos artículos en julio 2018 mostró que no había mucha diferencia entre calcular el diámetro de una forma u otra… aunque, por desgracia, utilizaba datos del K2 y de Spitzer y no “abría” el análisis por longitud de onda, lo cual en mi opinión debilita que sirva de crítica al modelo de Zhang et al.
Lo curioso del caso es que el artículo de Zhang (su Arxiv era un borrador y estaba todavía en la fase peer-review), aunque se inició en febrero, ha sido actualizado recientemente (agosto 2018), modificando sustancialmente el modelo. Por lo pronto, han incorporado a su construcción la mayoría de los datos que Ducrot et al. utilizaron para testearlo (antes sólo era Hubble y Spitzer). Además, han incorporado la posibilidad (más real) de que asociada a la zona del tránsito pueda también haber manchas y fáculas.
Según ellos, el nuevo modelo describe mejor los datos y supera las críticas del equipo liderado por Ducrot. Lo cierto es que el ajuste está bien, pero no es espectacular. Explica más o menos bien los datos observados, sobre todo cuando los tránsitos de todos los planetas son analizados de forma conjunta, pero en algunos tránsitos individuales (salvo en d) el modelo encuentra dificultades.
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| Parámetros obtenidos de los modelos de contaminación (cont.) frente a un modelo neutro (flat). La bondad del ajuste te la da el AIC (cuanto más negativo, mejor modelo). Solo el planeta d y el tránsito 7 del e parecen mostrar contaminación. (Fuente: Zhang, 2018) |
El artículo del equipo de Ducrot ahora se ha quedado desactualizado porque critica un modelo de Zhang que ya no existe y no ha sido publicado (también está en la fase peer-review). He comprobado que ha sido modificado el 3 de septiembre, pero no han entrado todavía en el meollo del nuevo modelo de Zhang et al.
En resumen, sabemos los siguiente sobre la atmósferas de los exoplanetas:
- No parece que los planetas b, c, d, e y f tengan una extensa atmósfera de Hidrógeno. No parecen ser minineptunos. (Julien de Wit, 2016 y 2018.)
- Los datos no muestran una atmósfera con la marca del Agua, aunque aún es pronto para asegurarlo. En 1,4 µm la profundidad de los tránsitos debería aumentar, y no ocurre, de hecho en algunos casos disminuye. (Zhang, 2018.)
- Las observaciones de atmósferas en planetas terrestres orbitando en estrellas enanas rojas (sobre todo las activas y de rápida rotación) van a ser algo más difícil de lo esperado para HST y JWST.
- Para cuando el JWST empiece a observar deberíamos tener unos buenos modelos de contaminación de la estrella.
Moraleja: si quieres conocer el planeta, conoce primero la estrella.
Nota técnica ++++++++++++++++++++++++++++++++++++++++++++++++++++++
La espectroscopía de transmisión es una técnica que, estudiando el tránsito en diferentes longitudes de onda, determina el tamaño aparente de un exoplaneta para cada longitud de onda. Se basa en que el exoplaneta puede parecer más grande para alguna longitud de onda porque algún componente atmosférico pueda estar absorbiendo o dispersando la luz de la estrella.
Sin embargo, manchas y fáculas presentes en la estrella pueden distorsionar los resultados. Cualquier análisis de espectroscopía de transmisión trata de medir la diferencia entre la luz incidente en la atmósfera del planeta y la luz transmitida. La precisión del estudio dependerá por tanto de la precisión de la estimación de la luz incidente asociada al tránsito. Y este es el problema, porque se parte de la hipótesis de que la luz incidente sobre la atmósfera del planeta es estable. La realidad es que el planeta no oculta la totalidad de la luz de la estrella sino una pequeña porción que, además, varía con el tiempo al moverse el planeta y que, si la fotosfera de la estrella no es uniforme, podrá tener un espectro distinto de la totalidad del disco de la estrella.
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| La estrella tiene un espectro, pero debido a las heterogeneidades de la fotosfera la luz que afecta al tránsito puede tener un espectro distinto y contaminar el transito (Rackham, 2017) |
En la última versión del artículo de Zhang et al. se plantea el modelo Composite Photosphere and Atmospheric Transmission (CPAT, de Rackham que es coautor del artículo) en el que la luz que nos llega de la estrella es la combinación de una fotosfera convencional salpicada de numerosas pequeñas manchas (frías) y fáculas (calientes) que según la estrella rota, algunas se hacen visibles y otras desaparecen, Matemáticamente, el espectro observado de la estrella es:
Sλ,disk = (1−Fspot−Ffac) Sλ,phot + Fspot Sλ,spot + Ffac Sλ,fac
Sλ,phot Espectro fotosfera inmaculada derivado de la temperatura y gravedad de la estrella TRAPPIST-1.
Sλ,spot Espectro de la mancha derivado de Sλ,phot pero algo más frío (x 0,86).
Sλ,fac Espectro de la fácula derivado de Sλ,phot pero algo más caliente (+100K)
Fspot Fracción de la fotosfera con manchas.
Ffac Fracción de la fotosfera con fáculas.
Es decir, el espectro de la totalidad estrella es la composición de los tres espectros: fotosfera, mancha y fácula, siguiendo ciertas proporciones.
Asociada a la zona de la fotosfera por la que transita el planeta también habrá manchas y fáculas. Es decir, a medida que el exoplaneta realiza el tránsito hay una parte de la fotosfera que está asociada:
Sλ,tran = (1−fspot−ffac) Sλ,phot + fspot Sλ,spot + ffac Sλ,fac
Que la misma ecuación anterior pero si la superficie de la estrella no es homogénea puede tener más o menos manchas y fáculas.
fspot Fracción de la zona asociada al tránsito con manchas.
ffac Fracción de la zona asociada al tránsito con fáculas.
Claro, si Sλ,disk = Sλ,tran la estrella es homogénea y no distorsiona el tránsito. Por otra parte, si estas magnitudes no son iguales pueden producirse distorsiones en la estimación del tamaño del planeta.
El espectro de la atmósfera de un exoplaneta por espectroscopía de transmisión (lo recordamos), no es otra cosa que la distribución del diámetro percibido del planeta en función de la longitud de onda. Es decir, si un componente de la atmósfera del exoplaneta absorbe o dispersa la luz a una longitud de onda, se percibirá que el diámetro aparente del exoplaneta es algo mayor. Es por ello que si estas magnitudes (Sλ,disk y Sλ,tra) no son iguales pueden producirse distorsiones en la estimación del tamaño del planeta. Además esta distorsión no será uniforme y afectará a unas longitudes de onda más que a otras, desvirtuando el espectro resultante.
El modelo de CONTAMINACION construido por Zhang es por tanto:
Dλ,obs = D x Sλ,tra / Sλ,disk
El decir, la distribución del diámetro (profundidad del tránsito) observado en función de la longitud de onda será igual a una constante D multiplicada por las heterogeneidades derivadas de la fotosfera estelar. Los datos observados, por tanto, son explicados por la contaminación de la estrella y no por efectos de las atmósferas planetarias.
En principio, se ajusta (como siempre, con un MCMC) más o menos bien a los datos, sobre todo cuando los tránsitos de todos los planetas son analizados de forma conjunta.
La explicada es la última versión del modelo (de agosto). La versión anterior (de febrero), era un modelo algo más sencillo y limitado. Algo parecido a esto:
Dλ,obs = D x Sλ,phot / Sλ,disk
Es decir, en la zona asociada al tránsito no hay manchas ni fáculas, siendo por tanto fspot = ffac = 0.
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| La ecuación en la última versión de Zhang 2018. el factor que se multiplica por D es el explicado en el texto |
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| La ecuación en la primera versión de Zhang 2018. La Básicamente lo mismo que la anterior, salvo que en el numerador sólo está el espectro de la fotosfera. La nomenclatura es distinta y F aquí es lo mismo que S en la ecuación anterior. |
2016. Benjamin Rackham aplicando su modelo CPAT (Composite Photosphere and Atmospheric Transmission) al estudio de el famoso exoplaneta GJ 1214 b.
2016. Julien de Wit. El primer estudio de las atmósferas de los planetas de TRAPPIST-1 aprovechando un tránsito conjunto de b y c. No parece que hay una atmósfera de H2. La posibilidad de nubes o aerosoles que escondan es improbable.
Mis comentarios sobre el primer estudio de Julien de Wit con el HST.
2017. Yifan Zhou comenta el Ramp effect como una oportunidad para mejorar las prestaciones del HST.
2017. Rackham et al. mostrando las distorsiones que pueden aparecer asociadas a los tránsitos en las enanas rojas. Estos son los modelos que inicialmente se aplicaron en Zhang et al. y no implican manchas y fáculas en el tránsito.
2018. Julien de Wit. Nuevas observaciones con el HST para d, e, f y g. Se excluye la posibilidad de una potente atmósfera de H2 para d, e y f. La cuestión queda abierta para g ( !y h!). La posibilidad de nubes o aerosoles que escondan la atmósfera es improbable.
2018. Zhanbo Zhang, Zhou (Ramp Effect), Rackham (modelos de contaminación) y Apai analizan las observaciones de Julien de Wit con el nuevo algoritmo Ramp Effect. La búsqueda de agua no tiene éxito. Los espectros parecen contaminados con las heterogeneidades de la estrella. (Actualizado en agosto.)
Mis comentarios iniciales sobre este artículo.
2018. Daniel Apai et al. mostrando la importancia de los modelos de contaminación para caracterizar los planetas terrestres.
2018. Ducrot et al. (Julien de Wit es coautor) aportan lo último sobre los espectros, reafirmando que los datos tienen distorsiones derivadas de la estrella. Analizan datos de varios observatorios (SPECULOOS, Liverpool, K2, Spitzer, HST), con una banda espectral de análisis más amplia (0,6-4,5 µm). Son menos pesimistas y discrepan con Zhang et al. argumentando que lejos de haber heterogeneidades globales en la fotosfera, más bien las distorsiones son debidas a unas pocas manchas muy grandes en latitudes altas, o bien (lo más probable) unas pocas fáculas muy calientes.
(Actualizado en septiembre.)
2018. Brett M. Morris et al. proponen una metodología alternativa para medir la contaminación. Medir el diámetro por la duración ingress y del egress. Analiza b y c con datos del K2.
2018. Morris aplica su metodología a los datos de TRAPPIST-1 proporcionados por Spitzer. Elsa Ducrot es coautora del artículo. No parece haber contaminación.
