TOI-700 d, el primer planeta terrestre en la Zona Habitable de TESS

La búsqueda de planetas pequeños y rocosos como la Tierra que orbitan estrellas fuera de nuestro sistema solar ha avanzado rápidamente en la última década. La misión Kepler (liderada por Bill Borucki) lanzada en 2009, fue diseñada para observar fijamente una zona del cielo y así explorar una población específica de exoplanetas, planetas del tamaño de la Tierra en órbitas similares a la Tierra alrededor de estrellas similares al Sol, y tenía como objetivo abordar cuán comunes son. Kepler logró una serie de hitos importantes en esa búsqueda, incluida la detección de planetas dentro de las zonas habitables.

Representación artística de TOI-700 d. Fuente: NASA. Goddard Space Cennter.

Entre los descubrimientos más importantes de Kepler se encuentra la alta frecuencia de planetas que orbitan alrededor de enanas M de baja masa, pequeños y en planetas en sistemas compactos, coplanares y de múltiples planetas. 

Uno de los primeros planetas definitivamente del tamaño de la Tierra descubierto en la zona habitable de su estrella anfitriona, Kepler-186 f, reside en un sistema multiplanetario que orbita en una enana M. 

La misión extendida de Kepler, K2, extendió sustancialmente la misión principal de Kepler observando mucha enanas rojas. A pesar de la gran cantidad de descubrimientos de planetas pequeños, debido al diseño de las misiones  Kepler y K2 y su cobertura celeste fue limitada y la mayoría de los objetivos en cuestión son demasiado tenues para realizar el seguimiento adecuado.

El satélite de estudio de exoplanetas en tránsito (TESS, liderado por George Ricker), lanzado en abril de 2018, está realizando un estudio fotométrico de casi todo el cielo para buscar planetas pequeños alrededor de los vecinos más cercanos del Sol, y lo suficientemente brillantes para ser objeto de seguimiento.

La fotometría de TESS es más roja que la de Kepler, lo que proporciona una mayor sensibilidad a los planetas que orbitan estrellas más frías y de baja masa. TESS se encuentra ahora en su segundo año de operaciones y está cumpliendo su promesa de identificar pequeños planetas alrededor de las enanas M más cercanas y brillantes. TESS ha descubierto varios pequeños planetas que orbitan alrededor de enanas M con magnitudes de banda K de 6–11.  Entre estos se encuentran cinco sistemas compactos de múltiples planetas: TOI-270 b, c y d, L 98-59 b, c y d, GJ 357 b (junto con los planetas que no están en tránsito c y d), LP 791-18 b y c, y TOI-732 b y c. Como cada uno de los sistemas descubiertos por TESS es un nuevo punto de referencia potencial, se está realizando un seguimiento intensivo de cada uno de ellos, y serán estudiados por el Telescopio Espacial James Webb (JWST), aunque habrá que ver si es posible su estudio.

Otro de los descubrimientos de TESS es un sistema de tres pequeños planetas que transitan en la enana roja TOI-700, una estrella cercana (102 años luz) y relativamente brillante. 

El sistema está formado por tres planetas de tamaño terrestre (Rp = 1.01, 2.63, 1.19 R⊕). El planeta más externo, TOI-700 d, tiene aproximadamente el tamaño de la Tierra y reside en la Zona Habitable de la estrella. El sistema fue validado utilizando el paquete de software vespa, mostrando que las señales en los datos de TESS son de naturaleza planetaria y es muy poco probable que sean falsos positivos.

TOI-700 d reside en el borde interior se la Zona Habitable del sistema.

Aunque se anunció que TOI-700 d nos brindaba la emocionante oportunidad de estudiar un planeta del tamaño de la Tierra en la zona habitable para un seguimiento detallado, nunca serán comparables con los planetas de TRAPPIST-1, de hecho, es dudoso que JWST pueda estudiar demasiado en ellos. Quizá los observatorios de la Tierra puedan obtener sus masas por técnicas de velocidad radial.

TESS regresó al hemisferio sur observando TOI-700 en la misión extendida de TESS, en julio de 2020. El hallazgo fue confirmado observando el sistema con el Telescopio Espacial Spitzer.

2019. TOI-700 b, c y d, Validación del hallazgo obtenido con TESS (Gilbert et al.)

https://arxiv.org/pdf/2001.00952.pdf

2019. Rodríguez et al. El sistema es observado con Spitzer.

https://arxiv.org/pdf/2001.00954.pdf

2019.Suissa et al. analizan la habitabilidad de TOI-700 d.

https://arxiv.org/pdf/2001.00955.pdf

Los dos planetas potencialmente habitables de la Estrella de Teegarden

Desde los primeros descubrimientos de exoplanetas se han detectado muchos de cientos exoplanetas con el método de velocidad radial.  A pesar de este gran éxito, hasta ahora se han encontrado muy pocos planetas alrededor de estrellas frías y eso a pesar de que son muy abundantes. 

Ilustración de Ross 128 b, un planeta en cierto modo similar (Fuente: ESO, M Kommesser)

Hasta el día del hallazgo se conocían sólo dos estrellas con planetas con temperaturas efectivas inferiores a 3000 K, aunque son casos  muy notables. Uno de ellos es Próxima Centauri (M5.5V), que es la estrella más cercana al Sol y alberga un planeta de masa terrestre en su zona habitable. El otro es TRAPPIST-1 que alberga siete planetas con tránsitos, varios de ellos en la zona habitable.

En 2019 un numeroso equipo liderado por Zechmeister vinculado al espectrógrafo CARMENES, en el Observatorio Calar Alto de Almería, anunció la detección de dos planetas candidatos, cada uno con una masa mínima de 1.0–2.0M⊕, orbitando la Estrella de Teegarden, una enana roja pequeña y ultra-fría (M7V) cercana (12 años luz).

Los dos planetas tienen periodos de 4.91 y 11.4 días, que se corresponden a una distancia orbital de 0.025 y 0.044 UA, respectivamente. A estas distancias, con una edad estimada del anfitrión de 8 GAños,

Es muy probable que ambos planetas presenten acoplamientos de marea y que eso afecte de forma decisiva a la habitabilidad. 

Desde el punto de vista técnico el hallazgo es muy interesante, porque ha sido detectado en el Visible, en el que hay mayor precisión, y también (aprovechando las posibilidades únicas de CARMENES), en el infrarrojo, que se ha visto favorecido porque la fría estrella es muy luminosa en el infrarrojo. Esto es muy interesante, y permite mucha mayor solidez en las detecciones.

Aunque no son tan claras, la señal de los dos planetas también aparece en el infrarrojo.

Aplicando modelos de habitabilidad se deduce que podrían mantener agua líquida, al menos en parte de su superficie para una amplia gama de posibles atmósferas, 

A diferencia de lo que ocurre en otras enanas rojas la Estrella de Teegarden es una estrella antigua y tranquila, no es una estrella activa que ponga en peligro la estabilidad de la atmósfera de sus planetas.

Los dos planetas parecen encontrarse en la zona de habitabilidad clásica, aunque b está en la zona  menos conservadora (verde claro).

2019. Zechmeister anuncia el fantástico descubrimiento de los dos planetas.

https://arxiv.org/pdf/1906.07196.pdf

2019. Wandel y Tal-Or muestran un estudio sobre la habitabilidad de los planetas arroja resultados optimistas.

https://arxiv.org/pdf/1906.07704.pdf

A vueltas con la atmósfera de 55 Cancri e

En los últimos años, nuestra comprensión de las atmósferas de los Júpiter calientes se ha ampliado enormemente. Por el contrario, las propiedades atmosféricas de las supertierras calientes de menor masa permanecen en gran medida desconocidas.

Fuente: Ron Miller. NASA.

Es debido a que sus profundidades de tránsito menos profundas y escalas atmosféricas más pequeñas producen señales espectroscópicas mucho más débiles que son más difíciles de detectar dadas nuestras capacidades de observación actuales.

Sin embargo, estas atmósferas son de gran interés científico: en particular, se prevé que sean extraordinariamente diversas, potencialmente ricas en carbono, silicato y/o vapores de agua. Es probable que sus composiciones atmosféricas reflejen la formación variada y las historias evolutivas que han experimentado las supertierras, y pueden arrojar luz sobre estos mundos tan desconocidos. 

Una supertierra de particular interés es el cercano planeta con tránsitos 55 Cancri e, cuya existencia fue sugerida por primera vez por McArthur et al. (2004).  Dawson y Fabrycky (2010) determinaron más tarde que su período derivado inicialmente de 2.808 días era un alias de su verdadero período mucho más corto de unas 18 horas;  este valor fue refinado recientemente por Bourrier et al. (2018). 

55 Cnc e tiene una masa de unas 8 M⊕ y un radio de unos 2 R⊕ y orbita en una estrella G8V brillante (del tipo solar). El período orbital ultracorto de 55 Cnc e da como resultado una temperatura de equilibrio superior a 2000 K, lo que potencialmente conduce a propiedades atmosféricas altamente exóticas.

Si bien la densidad aparente del planeta (similar a la terrestre) indica que podría albergar una atmósfera, varios intentos de observación no han podido detectar definitivamente su presencia.  En particular, Ehrenreich et al.  (2012) no encontraron evidencia de una atmósfera de hidrógeno extendida (exosfera) y Esteves et al (2017) y Jindal et al.  (2020) derivaron límites en la absorción de agua consistentes con el exoplaneta que tiene una atmósfera pobre en hidrógeno o una atmósfera rica en hidrógeno que está significativamente empobrecida en vapor de agua.  Demory et al. midieron la curva de fase fotométrica de 55 Cnc e a 4.5 μm con el telescopio espacial Spitzer, encontrando un gran contraste de temperatura entre los lados permanente del día y la noche del exoplaneta, un punto caliente en el lado del día desplazado en 40 grados del punto subestelar (el exoplaneta presenta siempre la misma cara a su estrella, como hace la Luna con la Tierra) y fuertes variaciones temporales en la temperatura.

Utilizando datos de espectroscopia del telescopio espacial Hubble (HST), Tsiaras et al. (2016) informaron la detección de una atmósfera alrededor de 55 Cnc e y sugirieron que probablemente sea rica en hidrógeno, con una altura de gran escala y una alta relación C/O.  Indican que el HCN es el candidato molecular más probable capaz de explicar las características detectadas a 1,42 y 1,54 μm, pero advierten que las observaciones adicionales en un rango de longitud de onda más amplio ayudarían a confirmar los resultados.

Hammond y Pierrehumbert (2017) modelaron la curva de fase de 55 Cnc e utilizando un modelo de circulación global atmosférica (GCM) y encontraron que una mezcla del 90% al 10% de H2 y N2 en la atmósfera con especies formadoras de nubes como el SiO podían aproximar las variaciones de fase observadas.

Sin embargo, un análisis complementario de Angelo y Hu (2017) encontró que la atmósfera probablemente esté dominada por CO o N2 con una abundancia mínima de H2O o CO2. Más recientemente, Miguel (2019) exploró la composición química esperada de la atmósfera de 55 Cnc e, y concluyó que los espectros de transmisión deberían mostrar características fuertes de NH3 y HCN en longitudes de onda de infrarrojo medio a largo si la atmósfera es rica en nitrógeno. como se puede esperar del gran contraste de temperatura día-noche (Hammond & Pierrehumbert 2017).

Recientes resultados de Deibert et al. (2021) con espectroscopía de alta resolución de 55 Cnc e de 950 a 2350 nm, no pudieron detectar una atmósfera en 55 Cancri e  utilizando la técnica de la correlación cruzada Doppler, aplicada en exoplanetas Júpiter calientes.

Algunas entradas sobre 55 Cancri e:

2016. 55 Cancri e y otros planetas infernales.

https://exoplanetashabitables.blogspot.com/2016/06/55-cancri-e-y-otros-planetas-infernales.html

2018. La atmósfera de 55 Cancri e.

https://exoplanetashabitables.blogspot.com/2018/07/la-atmosfera-infernal-de-la-supertierra.html

2011. Winn anuncia los tránsitos de 55 Cancri e, una estrella que puede verse a simple vista.

http://arxiv.org/abs/1104.5230

2012. Madhusudhan y su propuesta sobre los planetas de carbono.

http://arxiv.org/abs/1210.2720

2012. Demory detecta la emisión térmica con Spitzer. Se detectaba luz de un planeta rocoso en otra estrella.

http://arxiv.org/abs/1205.1766

2015. Demory detecta la viabilidad en la emisión térmica del planeta.

http://arxiv.org/abs/1505.00269

2015. Tsiaras detecta por primera vez una atmósfera en un planeta terrestre de otra estrella. El resultado no ha sido confirmado.

http://arxiv.org/abs/1511.08901

2016. Demory. Se muestran las diferencias de temperatura entre la noche y el día.

Aparece una zona especialmente caliente. 

http://arxiv.org/abs/1604.05725

2016. Indicios poco robustos de una exosfera de Sodio (3σ) y calcio ionizado (4σ)

http://arxiv.org/abs/1606.08447

2017. Búsqueda de agua en la atmósfera de 55 Cancri e desde observatorios terrestres. La introducción es un buen resumen de la situación de los estudios del planeta.

http://arxiv.org/abs/1705.03022

2017, Isabel Angelo y Renyu Hu intentan determinar la atmósfera de 55 Cancri e. Proponen una gruesa atmósfera de 1,4 atmósferas dominada por CO o N2, con menos abundancias de H2O o CO2.

http://arxiv.org/abs/1710,03342

2017. Hammond y Pierrehumbert analizan la fotométrica térmica para determinar la atmósfera del planeta. Los datos parecen consistentes con una atmósfera (más gruesa que la puramente mineral), de 5 atmósferas.

http://arxiv.org/abs/1710.03556

2018. Tamburo et al. confirman la variabilidad del eclipse secundario.

http://arxiv.org/abs/1804.03735

2018. Análisis del sistema 55 Cancri. Se aportan nuevas mediciones de 55 Cancri e. Masa: 8 Mt. Radio: 1,88 Rt. Densidad: 6,7 g/cm3.

http://arxiv.org/abs/18071.04301

2020. Se utiliza la técnica de la correlación cruzada Doppler para imponer restricciones a las posibles especies de la atmósfera. 

https://arxiv.org/pdf/2007.03115.pdf

2021. Deibert et al. No puede confirmarse la atmósfera de hidrógeno de 55 Cancri e. 

https://arxiv.org/pdf/2102.08965.pdf

Las atmósferas de los planetas de TRAPPIST-1

Desde el descubrimiento inicial del sistema TRAPPIST-1, se han utilizado muchos telescopios de gran apertura terrestres y espaciales para medir los tránsitos de los siete planetas TRAPPIST-1 en una amplia gama de longitudes de onda. 

Al menos tres efectos pueden explicar las variaciones de radio con la longitud de onda: 

(i) datos reales sobre los componentes de las atmósferas planetarias de los planetas de TRAPPIST-1, 

(ii) sesgos instrumentales

(iii) un tema importante: ruido producido por la contaminación por la actividad estelar (por ejemplo, presencia de manchas).  

Las observaciones del Telescopio Espacial Hubble (HST) de los tránsitos de los planetas TRAPPIST-1 (de Wit et al., 2016, 2018) han traído la restricción más fuerte hasta ahora sobre las posibles atmósferas de los planetas.

Los tránsitos se observaron con HST utilizando el instrumento WFC3 / IR (1,1-1,7 µm) primero en TRAPPIST-1 b y c (de Wit et al., 2016) y luego en TRAPPIST-1 d, e, f y g (de Wit et al., 2018; Wakeford et al., 2019). 

Más adelante se propusieron mejoras en la reducción de datos de las observaciones de tránsito del HST (Zhang et al., 2018), que informó un aumento neto en la eficiencia de las observaciones del HST en un 25%. Se produjeron espectros sintéticos de atmósferas libres de nubes dominadas por H2 y los compararon con datos HST reales.

Los estudios demostraron que la falta de características prominentes en los espectros HST descartaba atmósferas dominadas por hidrógeno sin nubes (y sin neblina) para TRAPPIST-1 b, c, d, e, y f (resultados sólidos con 12, 10, 8, 6 y 4  σ, respectivamente). 

Por ejemplo, de Wit et al. (2016) mostró que la amplitud esperada de la característica de agua de 1.4 µm en una atmósfera de bajo peso molecular dominada por hidrógeno es unos 2000 ppm (en profundidad de tránsito) para TRAPPIST-1 b y c, correspondiente a la variación del radio planetario unos 0.15-0.20 R⊕ que no se ven en las observaciones de los tránsitos del HST.

De Wit et al. (2018) y Moran et al. (2018) calcularon que la amplitud de la misma característica es menos de 1000 ppm (0.07R⊕) para TRAPPIST-1 g, principalmente porque la atmósfera es más fría, lo que reduce la altura de la escala atmosférica H = RT / Mg (donde R es la constante perfecta del gas, T la temperatura atmosférica, M la masa molar media de la atmósfera y g la gravedad). Como resultado, no se puede descartar firmemente una atmósfera rica en hidrógeno para TRAPPIST-1 g solo con las observaciones de HST (de Wit et al., 2018; Moran et al., 2018).

Moran et al. (2018) luego realizaron cálculos atmosféricos para explorar si los modelos más sofisticados de atmósferas ricas en hidrógeno (incluida una mayor metalicidad, nubes, neblinas fotoquímicas) también podrían descartarse mediante observaciones del HST. Determinaron que las atmósferas ricas en H2 (con metalicidad solar) con nubes de gran altitud (a presiones de 12 mbar o menos) son consistentes con las observaciones del HST para TRAPPIST-1 d y e (luego no se pueden descartar).

Además, encontraron que las observaciones del HST no pueden descartar (a 3 σ) una atmósfera dominada por hidrógeno (con una capa de nubes a 0,1 bar) con una metalicidad solar de 300, 100 y 60 × para TRAPPIST-1 d, e y f respectivamente.

En conclusión, es poco probable que la mayoría de los planetas TRAPPIST-1 tengan una atmósfera extendida dominada por hidrógeno. Sin embargo, esta posibilidad no puede descartarse por completo mediante las observaciones del HST / WFC3, ya que (i) una capa de nubes a gran altitud o (ii) atmósferas dominadas por H2 de muy alta metalicidad podrían, en principio, ajustarse a las observaciones del HST / WFC3.

Además, las observaciones de Lyman-α obtenidas con HST/STIS mostraron una disminución marginal del flujo en el momento de los tránsitos de TRAPPIST-1 b y c, lo que podría indicar la presencia de exosferas de hidrógeno extendidas alrededor de estos planetas (Bourrier et al. 2017).

Algunas de mis entradas sobre las atmósferas de los planetas de TRAPPIST-1:

1. Los primeros análisis debidos a de Wit.

http://exoplanetashabitables.blogspot.com/2016/06/trappist-1-y-la-atmosfera-de-suss.html

2. Sobre los estudios de Bourrier buscando exosferas.

http://exoplanetashabitables.blogspot.com/2017/03/exosferas-en-trappist-1-y-las.html

3. Más estudios de Bourrier.

https://exoplanetashabitables.blogspot.com/2017/09/el-agua-de-los-planetas-de-trappist-1.html

4. Zhang muestra la forma de mejorar el análisis de los datos y re-analiza los resultados de de Wit. Ducrot muestra las posibles distorsiones producidas por manchas en la estrella.

https://exoplanetashabitables.blogspot.com/2018/09/trappist-1-la-atmosfera-de-los-planetas.html

5. Morris muestra que quizá no hay tanta contaminación en los datos.

https://exoplanetashabitables.blogspot.com/2018/09/trappist-1-la-atmosfera-de-los-planetas_16.html

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.

http://arxiv.or/abs/1606.01103

2017. Yifan Zhou comenta el Ramp effect como una oportunidad para mejorar las prestaciones del HST.

https://arxiv.org/abs/1703.01301

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.

https://arxiv.org/abs/1802.02250

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.

https://arxiv.org/abs/1802.02086

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.

https://arxiv.org/abs/1807.01402

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.

https://arxiv.org/abs/1807.04886

2018. Morris aplica su metodología a los datos de TRAPPIST-1 proporcionados por Spitzer. Elsa Ducrot es coautora del artículo. No parece haber contaminación. 

https://arxiv.org/abs/1808.02808

2018. Moran et al. analiza los límites de detección por la presencia de nubes y neblinas en las atmósfera de estos planetas.

https://arxiv.org/pdf/1810.05210v1.pdf

2020. Aquí un buen y coherente resumen de los principales estudios realizados en relación con las atmósferas de los planetas de TRAPPIST-1.

https://arxiv.org/pdf/2007.03334

Resumen de todos los datos obtenidos de los planetas de TRAPPIST-1

La escurridiza atmósfera del exoplaneta terrestre GJ 1132 b

 Los avances recientes en la espectroscopia exoplanetaria han empezado a permitir el estudio de la composición y la estructura de la atmósfera de los exoplanetas más pequeños. 

Varios estudios que utilizan el Telescopio Espacial Hubble (HST) han encontrado evidencia de absorción molecular en las atmósferas de Minineptunos. De particular interés son los estudios del planeta de la zona habitable K2-18 b, que posiblemente tiene una envoltura de hidrógeno-helio con una alta concentración de vapor de agua o metano. Mientras tanto, GJ 1214 b y HD 97658 b probablemente albergan gruesas capas de nubes que impiden más observaciones. El espectro de transmisión del exoplaneta infernalmente caliente 55 Cnc e sugirió que contenía cianuro de hidrógeno (HCN) en una atmósfera de hidrógeno (Tsiaras et al. 2016); sin embargo, este hallazgo ha sido cuestionado y la naturaleza exacta de su atmósfera (si existe), todavía es muy debatida.

Si bien la espectroscopía atmosférica de exoplanetas rocosos, es muy (pero que muy) difícil, ya se han realizado varios análisis en sistemas bien conocidos. Por ejemplo, en TRAPPIST-1 b, c, d, e, f y g probablemente no tengan atmósferas dominadas por el hidrógeno. LHS 1140 b, una supertierra que orbita en la zona habitable de su estrella, podría albergar una atmósfera dominada por el hidrógeno que contiene vapor de agua (o metano), pero la baja calidad de los datos significa que esta detección es  muy provisional (Edwards et al. 2021). Otro posible hallazgo es que la curva en el infrarrojo de fase de Spitzer del planeta terrestre LHS 3844 b es incompatible con una atmósfera densa.

Es decir, hasta ahora a pesar de los esfuerzos, no ha habido mediciones definitivas ni concluyentes en atmósferas de exoplanetas rocosos. 

En lo tocante a GJ 1132 b, con una masa de 1.66 M⊕, radio de 1.130 R⊕, su densidad (6.3 g/cm3) por tanto es algo mayor que la de la Tierra. Orbita una estrella enana fría M4.5 con un período de 1.6 días.  GJ 1132 b tiene una temperatura de equilibrio muy elevada, estimada de 529 ± 9 K y recibe una insolación 19 veces mayor que la de la Tierra (para hacernos una idea, Venus recibe el doble que la Tierra), ubicándola en una población de planetas terrestres de alta insolación que, como grupo, deberían haber perdido la cobertura primordial H/He por fotoevaporación.

En abril de 2017, se afirmó (Southworth et al.) que se había detectado una atmósfera dominada por hidrógeno alrededor de Gliese 1132 b.

http://exoplanetashabitables.blogspot.com/2016/12/la-atmosfera-del-planeta-gj1132-b.html

https://arxiv.org/pdf/1612.02425.pdf

Sin embargo, trabajos posteriores (Diamond-Lowe et al) y más precisos descartaron la reclamación.

http://exoplanetashabitables.blogspot.com/2017/04/gj-1132-b-no-esta-confirmada-una.html

https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-3881/aac6dd/pdf

En cambio, en 2021 (Swain et al.) tras el análisis de los datos de HST anunció una atmósfera dominada por H2 con neblinas, así como características espectrales que se propuso que se debían a la absorción por CH4 y HCN (metano y cianuro de hidrógeno). Su trabajo sugirió que GJ 1132 b había perdido su envoltura primordial de H/He y luego obtuvo una atmósfera segunda a través de procesos volcánicos (mar de lava) que liberaron H2 capturado en una edad temprana.

https://arxiv.org/pdf/2103.05657.pdf

En los datos se mostraba signos de HCN y quizá CH.

Sin embargo, un estudio posterior en 2021 (Mugnai et al.) no encontró evidencia de absorción molecular en el espectro HST. En cambio, se encontró que el espectro era plano, más consistente con nuestra comprensión actual de la fotoevaporación del H/He.

https://arxiv.org/pdf/2104.01873.pdf

La mejor explicación de los datos observados en un espectro plano y sin detalles.