domingo, 9 de septiembre de 2018

TRAPPIST-1. La atmósfera de los planetas (I)

El sistema planetario de la estrella TRAPPIST-1 se compone nada menos que de 7 planetas de tamaño terrestre (b, c, d, e, f, g y h), algunos de los cuales están ubicados en la Zona Habitable. Si atendemos a los modelos clásicos de habitabilidad, e, f, g y, siendo optimistas, también d son planetas prometedores. Alternativamente, otros modelos (que añaden H2) ubican h en la Zona Habitable. De cualquier forma, la actividad estelar, las fulguraciones, la radiación ultravioleta y otros muchos efectos, vierten dudas abre la habitabilidad del sistema planetario. 

Representación artística de los 7 planetas de TRAPPIST-1. (Fuente: NASA/JPL Caltech)
Por Fortuna, para aclarar la cuestión de la habitabilidad otro de los aspectos interesantes de TRAPPIST-1 es su observabilidad. Como la estrella tiene un tamaño reducido (sólo un 14% más grande que Júpiter), los planetas (aunque son de tamaño terrestre), producen tránsitos bastante profundos (0,3%/0,8%, o 3.000/8.000 ppm) en una estrella razonablemente luminosa en el infrarrojo (J=11,35). Es decir, podremos estudiar la atmósfera de estos planetas por espectroscopía de transmisión. No será fácil, pero se puede intentar.

Principales datos de los planetas de TRAPPIST-1, comparados con los del Sistema Solar interno. (Fuente: NASA/JPL Caltech)
Claro, el telescopio JWST se retrasa y esto complica la situación. A pesar de todo, hay buenas noticias. Zhou et al. (2017) muestran que el viejo telescopio espacial HST también podría ayudar a buscar la presencia de agua, oxígeno, ozono y dióxido de carbono en esas atmósferas. La clave es un nuevo algoritmo (“Ramp Effect” o “Efecto Rampa”) que elimina de forma más eficiente el ruido sistemático sacando más partido a la información que recolecta el telescopio.

Así que Zhang et al. han tomado los nuevos tratamientos de datos y los han aplicado a las observaciones existentes del HST, que son las que ha publicado Julien de Wit en 2016 y 2018, en sendas campañas. La primera campaña fue del 4 de mayo de 2016, en un tránsito conjunto de b y c. La segunda, incorpora tránsitos de d, e, f y g observados desde diciembre 2016 hasta enero 2017.

El tratamiento de las observaciones implica numerosas correcciones en los datos, como las debidas al paso del telescopio espacial por la “Anomalía Atlántica” en la que se reciben muchos rayos cósmicos, obtención de las curvas de luz y, sobre todo y el novedoso y eficiente algoritmo de corrección del “Ramp Effect”, que hace un tratamiento diferenciado para cada órbita del telescopio, en contraste con el algoritmo anterior con la misma corrección para todas las órbitas.

El resultado son curvas de luz bastante precisas, con un promedio para los planetas b, c, d, e y f de 123 ppm (broad-band, incorporando todas las bandas). Normalmente, los tránsitos que incorporan varios planetas, como el conjunto de b y c, tienen algo menos de precisión. Los tránsitos se estudian en diferentes longitudes de onda del infrarrojo (1,1μm - 1,17μm). 

En principio, no parece haber hidrógeno en la atmósfera porque (si no hay aerosoles o nubes) dejaría una marca muy fuerte en el espectro, tal como ha mostrado de Wit en 2016 y 2018. El siguiente compuesto más fácil de detectar es precisamente el agua. Si hubiera agua en la atmósfera, en la longitud de onda de 1,4 μm debería observarse que el tránsito es un poco más profundo, y el tamaño aparente del planeta un poco más grande, porque el agua absorbe la luz a esta longitud de onda.

Por desgracia, este efecto no se observa. De hecho, lejos de aumentar, la profundidad del tránsito se reduce a esta longitud de onda. Esto quiere decir que, o no hay agua, o hay algún efecto que está distorsionando los datos observados.

Arriba. Espectro combinado de los planetas b,c,d,e,f y g (puntos rojos) comparado con el espectro de una atmósfera con agua. Cerca de 14.000 A debería aumentar la curva, y no ocurre así. Medio: Sólo planetas d, e, f y g. Abajo: sólo b y c. (Fuente: Zhang et al. 2018) 
Tras mucho analizar los datos se plantea que los detalles observados en los espectros, lejos de reflejar la atmósfera de los planetas, lo que están mostrando son las inhomogeneidades (manchas y fáculas) en la superficie de la estrella. Este efecto también ha sido comentado durante el análisis de otros planetas (GJ 1214 b).

En definitiva, en el futuro ser deberá ser muy cuidadoso en el estudio por espectroscopía de transmisión en el infrarrojo de la atmósfera de los planetas que orbiten en estrellas pequeñas y rojas, sobre todo si rotan rápidamente. Habrá que encontrar la forma de diferenciar qué parte se debe a inhomogeneidades en la superficie de la estrella y qué parte se debe a la atmósfera del planeta.

Aquí se pueden ver dos tránsitos en diferentes momentos de TRAPPIST-1 e. Son muy distintos. (Fuente: Zhang et al. 2018)


Se avanza, lentamente, pero se avanza.



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.

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. La posibilidad de nubes o aerosoles que escondan es improbable.

2018. Zhanbo Zhang, Zhou (Ramp Effect), Rackham y Apai analizan las observaciones de Julien de Wit con el nuevo algoritmo. La búsqueda de agua no tiene éxitos. Los espectros parecen contaminados con las inhomogeneidades de la estrella.

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. Tienen más datos (SPECULOOS, K2, Spitzer, HST), con una banda espectral de análisis más ámplia (0,6-4,5 µm). Son menos pesimistas y discrepan con Zhang et al. argumentando que lejos de haber inhomogeneidades globales en la fotoesfera, más bien la s distorsiones son debidas a unas pocas manchas muy grandes en latitudes altas, o bien (lo más probable) unas pocas fáculas muy calientes.


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