sábado, 26 de noviembre de 2016

Kepler-186 f y el planeta Marte

Kepler-186 f es uno de los planetas potencialmente habitables más prometedores. Al igual que Marte, este sorprendente exoplaneta está ubicado dentro de la Zona Habitable, pero en su parte más lejana y fría. Es además un planeta que probablemente es rocoso, como atestigua su reducido radio de 1,17 R⊕.

Kepler-186 f comparado con la Tierra según una representación artística. El exoplaneta es casi del tamaño de la Tierra. (Fuente: PHL Universidad de Puerto Rico en Arecibo.)

Kepler-186 es una enana roja de la secuencia principal, una enana grande, del tipo espectral M1 con una metalicidad reducida en comparación con la del Sol. Su masa es 0,54 M☉, la mitad de la del Sol, y el radio 0,52 R☉. La magnitud aparente de la estrella es 14,62, demasiado tenue para ser observada a simple vista.

En 2014 Jason Rowe y el resto del equipo del telescopio espacial Kepler anunciaron la validación de cientos y cientos de nuevos exoplanetas, utilizando los dos primeros de años de datos del Kepler. Había numerosos sistemas planetarios interesantes, entre ellos Kepler-186, en el que se descubrieron 4 planetas: Kepler-186 b, c, d y e.

La sorpresa saltó cuando solo unos meses más tarde, Elisa Quintana, una astrofísica hispana también del equipo Kepler, validó un nuevo planeta en el sistema Kepler-186 que aparecía sólo cuando se añadía un año más de datos. El nuevo planeta Kepler-186 f era sorprendente. No solo estaba ubicado cómodamente en la parte más fría de la Zona Habitable, además mostraba el tamaño más reducido de todos los exoplanetas potencialmente habitables, con 1,11 R⊕ (el récord le ha sido arrebatado recientemente por Proxima b). Un planeta tan pequeño debía ser probablemente rocoso, terrestre.

Elisa Quintana, la persona que validó Kepler-186 f. Trabaja en el centro Ames de la NASA. Es una gran experta en procesos de formación de sistemas planetarios, de ahí que la formación del sistema Kepler-186 haya sido estudiada ampliamente. (Fuente; NASA)


Bolmont et al. realizaron simulaciones de ordenador de la formación del sistema planetario, arrojando sospechas sobre planetas adicionales de pequeño tamaño que no han sido detectados. Además Kepler-186 b, c, d y e aparecían con acoplamiento de marea, con los planetas mostrando siempre su misma cara a su estrella. Para Kepler-186 f, el más habitable y lejano, la cuestión no estaba tan clara.

Representación artística de Marte cuando tenía mares en su superficie. Quizá Kepler-186 f sea similar a esta imagen. (Fuente: ESO.)




El método utilizado para detectar los planetas de Kepler-186 fue el método del tránsito, en el que se observa la disminución de la luz de la estrella cuando entre ella y nosotros pasa un planeta. Este método permite calcular el radio del planeta como relación directa del radio de la estrella.

Es un tema para meditarlo. Cuando se anuncian planetas con tamaños pequeños detectados por el método del tránsito (i.e. los de K2-72), sobre todo si es una validación masiva de planetas muy alejados del Sol, a menudo el cálculo de los radios de las estrellas es algo burdo y, por consiguiente, también el de sus planetas. Es en estos casos recomendable cierta prudencia.

La estimación inicial de Elisa Quintana et al. del radio de la estrella fue de 0,47 R☉ pero era una estimación. A unos 500 años luz no pueden aplicarse las técnicas interferométricas que permiten calcular directamente el radio de una estrella. Cualquier error en esta estimación se trasladaría al cálculo del radio del planeta, que Elisa estimó en 1,11 R⊕.  Estudios posteriores permitieron refinar las estimaciones asignándole 0,53 R☉ a Kepler-186 y, por consiguiente, 1,17 R⊕ a Kepler-186 f.

Conocer más de lo que sabemos de Kepler-186 f no va a ser tema fácil. Está a unos 500 años luz, fuera del alcance de los telescopios actuales y futuros. Tardaremos mucho tiempo en saber más de este apasionante planeta. Ojalá que alguien descubra alguna técnica innovadora y yo me equivoque, pero si no es así poco más podemos esperar conocer en mucho tiempo.

Orbita y parámetros orbitales de Kepler-186 f. Puede comprobarse que el planeta está ubicado cómodamente en la Zona Habitable (Fuente: PHL Universidad de Puerto Rico en Arecibo.)


A partir de aquí vamos a especular un poco sobre este increíble planeta.

Kepler-186 f y Marte reciben flujos similares, reducidos, de un 30% y de un 42% del que recibe la Tierra, respectivamente. Es decir, ambos están ubicados en la parte más fría de la Zona Habitable. Es por ello posible que Kepler-186 f y Marte hayan sido similares cuando nacieron. Sin duda, el Marte del pasado fue más cálido y tuvo mayor presión atmosférica que el Marte actual. De esta manera, el Marte del final del periodo Noéico quizá pudo mantener mares estables en su superficie. Cuando llegó el Bombardeo Intenso Tardío, evento tras el cual posiblemente nació la vida en la Tierra, Marte inició su decadencia, hasta llegar a la situación actual marcada por la ausencia de mares y una atmósfera tenue.

Una de la causas de su decadencia estuvo en la pérdida del campo magnético, que dejó la atmósfera desprotegida frente a las inclemencias del viento solar y los meteoritos. Su pobre núcleo metálico, si es que tiene, se enfrió demasiado, quizá por la falta de masa del planeta, dejando desactivada la dinamo interior.

Este rápido enfriamiento también está detrás de su reducido vulcanismo en el presente. La intensa actividad volcánica de las eras Noéica y Espérica, fue atenuándose durante la era Amazónica actual. Los planetas pueden perder su atmósfera y reponerla por el "outgassing" que puede terminar formando una nueva atmósfera (lo que se denomina una atmósfera secundaria).

Todos los síntomas nos llevan al mismo hecho de que a Marte le faltó masa para ser un planeta más habitable. Es decir, si Marte hubiera sido algo más masivo quizá habría podido retener su atmósfera defendida por un buen campo magnético y alimentada por unos buenos volcanes. Pero no fue así, y una vez que casi no hay atmósfera no puede haber unos mares decentes.

Ahora bien, Kepler-186 f tiene 1,17 R⊕. Es un poco más grande que la propia Tierra y, por supuesto, que Marte. Además, por los datos estadísticos disponibles podemos decir que probablemente es un planeta rocoso y terrestre. Quizá, si este planeta pudo superar los problemas de desecación propios de las enanas rojas, es posible que Kepler-186 f SI haya podido retener sus mares...

Resumiendo, Kepler-186 f podría ser algo así como un Marte Grande, que haya conseguido superar los problemas que doblegaron a nuestro pequeño Marte.

Una sugerente imagen de Marte cuando tenía mares estables en sus superficie, hace casi 4 eones. ¿Será el Kepler-186 f así? (Fuente: ESO.)



2014. Rowe et al. validan cientos de planetas por el método de validación por multiplicidad. Entre ellos, Kepler-186 b, c, b y e.

2014. El flamante descubrimiento de Kepler-186 f, un planeta claramente terrestre en la Zona Habitable de la estrella.

2014. El primer estudio de Bolmont del sistema planetario de Kepler-186. Se analiza la formación del sistema planetario así como la evolución de la rotación de los planetas. Según los modelos debería de haber más planetas no detectados.

2014. El segundo estudio de Bolmont del sistema Kepler-186 con métodos mejorados analiza la estabilidad y las interacciones entre los planetas y sus efectos de marea. Los resultados son similares.

2014. Un estudio revisando las estimaciones del tamaño de diversas estrellas, entre ellas Kepler-186 f.

Me gusta esta entrada de 2014 de Bucky Harris en su blog, pero por mi parte pienso que Kepler-186 f tiene posibilidades de no tener acoplamiento de marea. No creo que sea un planeta sincrónico.


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domingo, 13 de noviembre de 2016

El Futuro de la Velocidad Radial está en el Infrarrojo.

Como sabemos, el método de la velocidad radial permite detectar exoplanetas midiendo el efecto que la gravedad del exoplaneta produce en la velocidad de su estrella. Es un método muy exitoso que ha permitido al detección de numerosos exoplanetas, desde que en 1995 Mayor y Queloz descubrieron 51 Pegasi b utilizando esta misma técnica.

Sin embargo, durante estos últimos años los resultados espectaculares del método del tránsito, liderados por el telescopio espacial Kepler, han motivado comentarios sugiriendo que la velocidad radial había iniciado su decadencia. Nada más lejos de la realidad. El descubrimiento en 2016 de Proxima b por velocidades radiales (HARPS) pone de manifiesto que este método es imbatible en el estudio de las estrellas más cercanas.
Los nuevos instrumentos serán excelentes para detectar planetas en las estrellas enanas rojas, que son luminosas en el infrarojo. (Fuente: Wikipedia. Crédito: D. Aguilar CfA)
Lo que sí ha habido es un periodo de transición durante el que los investigadores han estado centrados en el desarrollo e implantación de nuevos instrumentos:

Uno de estos dispositivos es ESPRESSO (construido para los 4 telescopios de 8 metros del VLT en Cerro Paranal) que verá su "primera luz" durante 2017, después de muchos años de trabajo duro persiguiendo el objetivo de alcanzar precisiones de ciencia ficción, inferiores a 10 cm/s (algo así como la necesaria para detectar planetas de la masa de la Tierra orbitando en torno a estrellas similares al Sol). 
Los cuatro telescopios del VLT (Cerro Paranal) recibirán en breve el espectrógrafo ESPRESSO. (Fuente: Wikipedia. Crédito ESO)
Bienvenido sea ESPRESSO. Sin embargo, el ruido ensombrecerá sus resultados y es que el gran problema actual de la técnica de la velocidad radial es nuestra incapacidad para modelizar la actividad estelar de forma realista, distinguiéndola de la señal del planeta. Es decir, una variación de la velocidad radial puede estar motivada por la presencia de un planeta o por la actividad de la estrella y no es fácil separar la una de la otra. Por mucho que aumentemos la resolución de nuestros instrumentos no haremos sino amplificar el ruido originado por la actividad estelar. 

Los falsos positivos son el problema. En nuestra memoria están todavía muchos supuestos planetas que nos ilusionaron para terminar siendo un mero efecto de las manchas de la estrella y su actividad magnética. Zarmina (Gliese-581 g) quizá sea el más famoso de esos supuestos oasis de vida que terminaron siendo simples espejismos, engaños de la luz.

Otros espectrógrafos proponen un planteamiento alternativo y complementario. Se basan en el estudio de las velocidades radiales en el infrarrojo cercano, banda en la que se espera que la actividad estelar sea menos intensa. Es decir, si el ruido de las manchas de la estrella depende de la longitud de onda, la señal de los planetas no. Si somos capaces de descubrir un planeta conjuntamente en el visible y en el infrarrojo, podemos decir que el descubrimiento es razonablemente seguro. 

Además, las estrellas en las que actualmente se están detectando más resultados (como Proxima Centauri o TRAPPIST-1), son las más pequeñas, estrellas enanas rojas con un elevado nivel de actividad estelar y especialmente luminosas en el infrarrojo. Estos nuevos espectrógrafos que operan en el infrarrojo parecen ideales para esta tarea.

La nueva técnica del infrarrojo ya ha mostrado su viabilidad. En marzo de 2016 un artículo mostraba los resultados de un estudio en la banda K de 32 estrellas cercanas de baja masa de los tipos espectrales K2 hasta M4 llevado a cabo con el espectrógrafo CSHELL en el telescopio infrarrojo de 3 metros IRTF que la NASA tiene instalado en Mauna Kea (en Hawai, claro). Estudiaba, entre otras, la mítica estrella Epsilon Eridani. Se obtenían precisiones a largo plazo de 15 m/s (lejos todavía del 1 m/s que dan los espectrógrafos en el visible) que permitían detectar dos planetas grandes ya conocidos de GJ 876. Una nueva versión mejorada de este instrumento (iSHELL) estará disponible en 2017.
El telescopio del observatorio de Calar Alto está dedicado en exclusiva a sacar el máximo provecho posible de CARMENES. (Fuente: Wikipedia. Crédito: Digigalos)



Pero si hay un instrumento llamado a realizar descubrimientos impresionantes, ese es CARMENES. Está instalado, como sabemos, en el telescopio de 3,5 metros del observatorio de Calar Alto en Almería (España), operando de forma continua desde los 0.5 hasta los 1,7 µm en el infrarrojo cercano. Entró en funcionamiento a finales de 2015 y lleva todo el año 2016 estudiando una muestra de unas 300 enanas rojas. CARMENES analiza conjuntamente sus objetivos en el visible y en el infrarrojo, y aportará una solidez a sus descubrimientos que hasta el momento ningún espectrógrafo ha tenido. 

Los resultados publicados de los 6 primeros meses de funcionamiento de CARMENES son especialmente prometedores. Se muestra en ellos la detección del planeta GJ-436 b, un minineptuno conocido desde hace muchos años por múltiples métodos. Es un planeta "fácil" de detectar con una semivelocidad radial  de unos 18 m/s. Pero lo interesante es el error, es decir, que el rms (la media cuadrática de los residuos) es de apenas 2 m/s, por supuesto incluyendo el ruido inducido por la actividad estelar de la estrella. Solo una parte de estos 2 m/s puede ser atribuida al ruido del instrumento. 

CARMENES se posiciona así como un espectrógrafo con la precisión de los que operan en el visible y  con las ventajas de los que operan en el infrarrojo... 

Esto suena realmente bien.

Además de CARMENES hay otros dispositivos que operarán en el infrarrojo con una precisión elevada, cercana a 1 m/s. Entre ellos, HPF,  SPIRou, IRD e iLocater. Comentamos los dos primeros por ser quizá los más interesantes.
El telescopio HET del observatorio McDonald tiene un espejo segmentado de 10 metros. Por desgracia, el HPF deberá compartir su tempo con otros instrumentos.
(Fuente: Wikipedia. Crédito EricandHolli)
El Habitable Zone Planet Finder (HPF), es decir, el llamado "Buscador de Planetas en la Zona Habitable" (un nombre así, como que impresiona) está actualmente en desarrollo. Será instalado en el telescopio de 10 metros Hobby-Eberly del Observatorio McDonald en Tejas y cubrirá una parte del espectro más reducida que CARMENES, operando en las bandas Y y J (0,8 hasta 1,3 µm).

SPIRou  será montado en el telescopio de 3,6 metros canadiense-francés CFHT en Mauna Kea en Hawai. Debería empezar a operar en 2018 y tendrá la novedad de ser un espectropolarímetro.  Este avanzado instrumento intentará modelizar la actividad estelar de forma precisa, pudiendo obtener mapas de la distribución de las manchas en la estrella.

Durante estos últimos años de transición no han faltado voces que han querido certificar la muerte de esta rama de la búsqueda de exoplanetas. Sin embargo, los resultados de HARPS nuevamente han vuelto a sorprender al Mundo con el fenomenal hallazgo de Proxima b, y esas voces ya saben que han errado en sus profecías. Lejos de declinar este área está resurgiendo con fuerza para permitirnos conocer cada vez mejor los exoplanetas de las estrellas más cercanas que, al menos para mí, son los más interesantes.
Durante muchos años espectrógrafo HARPS del telescopio de 3,6 metros del ESO en La Silla ha sido el caballo de batalla de la detección de exoplanetas por el método de la velocidad radial. (Fuente: ESO)

 HARPS, ese legendario espectrógrafo que tantos planetas interesantes nos ha regalado, tardó algunos años en empezar a funcionar a pleno rendimiento y luego recolectar toda la información necesaria. Aunque HARPS vio su "primera luz" en 2003 no fue hasta 2007 que Udry publicó su supertierra Gliese-581 c, que entonces impresionó a todos por su posible habitabilidad. Los nuevos instrumentos también necesitarán su tiempo para poder sacarles todo el potencial que prometen. Sin embargo, aun sabiéndolo, no deja de ser excitante saber que CARMENES ya lleva casi un año de estudio de su muestra de 300 enanas rojas...

Estemos atentos, porque hay sorpresas esperando a ser descubiertas.


Un magnífico resumen de la situación actual de la técnica de la velocidad radial. Está escrito por algunos de los mayores expertos del mundo sobre el tema.
https://arxiv.org/abs/1602.07939

ESPRESSO
Un resumen del Francesco Pepe de este espectrógrafo de ciencia ficción heredero de HARPS.  El año que viene entrará en funcionamiento en el Cerro Paranal.
https://arxiv.org/abs/1401.5918

Un sugerente y reciente artículo de Lovis sobre las posibilidades de ESPRESSO acoplado a SPHERE para obtener imágenes nada menos que de Proxima b.
https://arxiv.org/abs/1609.03082

CARMENES
Un artículo en Investigación y Ciencia de uno de los componentes del equipo CARMENES (José Antonio Caballero)
http://www.investigacionyciencia.es/revistas/investigacion-y-ciencia/numero/476/carmenes-el-detector-de-exotierras-14146

El excitante análisis de Quirrenbach et al. de los resultados de los 6 primeros meses de funcionamiento de CARMENES.
https://carmenes.caha.es/ext/conferences/CARMENES_SPIE2016_Quirrenbach.pdf

Un resumen de CARMENES que realicé hace unos meses en este Blog.
http://exoplanetashabitables.blogspot.com.es/2016/05/carmenes-y-la-busqueda-de-vida-en-las.html

HPF
El Blog que Paul Robertson mantiene sobre el HPF es una interesante fuente de información.
http://hpf.psu.edu/author/pmr19/

Un reciente artículo de Gudmundur Stefansson del equipo del HPF. Para que el instrumento opere en el infrarrojo con la precisión requerida no solo necesita estar a temperaturas muy bajas, además necesita que el entorno se encuentre bajo una estabilidad térmica extrema, de milésimas de grado kelvin, algo nada fácil de lograr.
https://arxiv.org/abs/1610.06216

SPIRou
Un resumen del planteamiento de SPIRou. Tardará más en desarrollarse pero será un instrumento muy complejo, que analizará además la polarización de la luz recibida.
https://arxiv.org/abs/1510.01368

CSHELL
Resultados del estudio de la muestra de 32 estrellas analizadas con CSHELL. No ha detectado nada en Epsilon Eridani, pero parece que puede ser debido a la baja precisión del instrumento.
https://arxiv.org/abs/1603.05997
https://arxiv.org/abs/1603.05998

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sábado, 5 de noviembre de 2016

¿Es Proxima b un Planeta Océano?

Recientemente todos hemos tenido la oportunidad de leer publicaciones que estiman probable la posibilidad de un mar de agua en Proxima b, el supuesto planeta de la estrella más cercana al Sistema Solar, Proxima Centauri.

Proxima b bien podría ser un Mundo Océano. (Fuente:Wikipedia)


La fuente originaria de estas publicaciones en la red fue publicado en Astronomy & Astrophysics con el nombre "Formation and composition of planets around very low mass stars", un tratado general sobre la formación de los planetas en las estrellas de masa muy reducida, aplicable, por tanto, a algunos sistemas conocidos: Proxima Centauri, TRAPPIST-1 y Kepler- 42, entre otros.

Los autores son Y. Alibert y W. Benz, a los que no conocía previamente, dos científicos suizos vinculados al Physikalisches Institut & Center for Space and Habitability de la ciudad de Berna.

El planteamiento pasa por aplicar modelos de formación del Sistema Solar a sistemas planetarios con una estrella 10 veces menos masiva que el Sol (algo así como la masa de Proxima Centauri) para inferir el radio de los planetas y su contenido de agua. La masa de la estrella afecta a la formación de los planetas ya que se entiende que tiene cierta relación con la masa y las propiedades del disco protoplanetario. El estudio no solo analiza estrellas de muy baja masa, sino que además, se centra en la reducida zona a menos de 0,1 UA de la estrella, que contiene la Zona Habitable en este tipo de estrellas.

Los resultados ponen de manifiesto cierta correlación entre la porción de agua del planeta y su masa, de tal manera que los planetas más grandes suelen contener más agua. Se pueden diferenciar dos poblaciones diferentes de planetas:

Planetas Migrados con agua.
Son planetas migrados desde las zonas más externas del disco protoplanetario (0,1 - 1 UA). Como estas zonas son ricas en hielos suelen ser ricos en agua. Estos planetas predominan en la muestra y son grandes, suelen tener un radio similar a 1 R⊕.

Planetas formados "In Situ" sin agua.
Planetas formados en la la zona más interna (inferior a 0,1 UA). Se forman a partir de rocas de silicatos y son desecados durante la fase juvenil de la estrella, en la que se sabe que su luminosidad aumenta de forma muy (pero muy) intensa. En general, los planetas totalmente carentes de agua tienen un tamaño inferior a 1 R⊕.

Si Proxima b fuera un Mundo Océano y tuviera acoplamiento de marea adquiriría esta curiosa forma de globo ocular. (Fuente: Steve Bowers) 



La aparición de dos poblaciones está relacionada con las migraciones planetarias. Los planetas con agua no se forman "in situ", sino que migran desde la zona más externa en la que abundan los hielos (entre 0,1 y 1 UA) y suelen tener más masa porque esa zona es rica en materiales (es donde en el Sistema Solar se forman los gigantes gaseosos). El tipo de migración planetaria relevante en este contexto es sensible a la masa, de tal manera que los planetas más masivos están relacionados con migraciones. Además, los planetas que se forman "In Situ" tienen disponible una cantidad de materiales reducida, porque el disco protoplanetario es pequeño en la zona Inferior a 0,1 UA, en coherencia con una estrella pequeña, y es poco probable que alcancen una masa elevada.

Los resultados parecen más limitados que los que ya obtuvo Coleman, en los que analiza la formación desde una visión más general, utilizando diversos escenarios, en los que algunos mostraban planetas que apenas tenían agua, debido a que en sus especificaciones no se consideraba la posibilidad de migraciones, al no haber gas en el disco.

Proxima b podría ser como el Dune de las novelas de Frank Herbert. Un planeta Seco pero Habitable. (Fuente:http://dune.wikia.com/)


Aplicado a Proxima Centauri y su planeta Proxima b de 1.3 M⊕ a 0,05 UA podría pensarse que un planeta tan grande debería ser rico en volátiles, pero esto no es una regla exacta, porque Próxima bien pudo tener un disco protoplanetario inhabitualmente grande. No obstante, os cito lo que ya escribí hace unas semanas sobre los Mundos Océano:

"Este tipo de escenario no es improbable. La Tierra no es un planeta relevante en un sistema planetario tan grande como el Sistema Solar. Sin embargo, sí lo es en una pequeña estrella como Proxima. Es decir, para que en el reducido disco protoplanetario de Proxima se ha haya formado algo como Proxima b debe haber estado ubicado en la zona donde más masa se acumula: la línea del hielo, allí donde se condensan los hielos de agua."

Hay que ser cautos. Puede haber planetas secos con posibilidades de Habitabilidad (Planetas Desérticos tipo Dune) y puede haber Mundos Océano estériles. Algún día lo sabremos.

El sistema de Kepler-42 está formado por tres estrellas muy cercanas y de reducido tamaño, el más pequeño del tamaño similar a Marte. Aquí aparece en una comparación con los principales satélites de Júpiter.  (Fuente:NASA/JPL)


Kepler-42 es una estrella pequeña y fría que manifiesta una elevada similitud con la estrella de Barnard. En esta estrella el telescopio espacial Kepler ha sido capaz de detectar tres planetas con radios claramente inferiores al terrestre: 0,78 R⊕, 0,73 R⊕ y 0,57 R⊕, respectivamente, para Kepler-42 b, c y d. Son planetas muy cercanos a su estrella, tan cerca están que no ha faltado quien compare este sistema planetario con el sistema de lunas jovianas de Júpiter.

El autor olvida incorporar la importante estrella Kepler-42 en su análisis, aunque cumple los requisitos de tener una masa reducida y tener planetas orbitando muy cerca de su estrella. Es además uno de los pocos ejemplos que ha podido obtenerse con el telescopio Kepler, tanto en su primera fase como durante el proyecto K2. Entendamos que son estrellas muy débiles en el visible, que emiten la mayor parte de su energía en el infarrojo, banda en la que el telescopio Kepler no trabaja.

Unos planetas tan pequeños como los de Kepler-42 bien podrían estar formados "in situ". Si esto es así, al margen de que reciban una radiación elevada, deberían ser planetas con grandes carencias de agua, muy secos.

2012. Muirhead y el descubrimiento de Kepler-42

2013. Jason Steffen estudia los sistemas pequeños multiplanetarios. La muestra del telescopio Kepler apenas incluye ejemplos, salvo Kepler-42 

La estrella TRAPPIST-1 tiene tres planetas con radios 1,11 R⊕, 1,05 R⊕ y 1,16 R⊕. Hay estudios sobre TRAPPIST-1 en los que se alerta sobre el peligro de desecación de sus planetas derivada de la calurosa juventud que suelen sufrir este tipo de estrellas. Sin embargo, con ese tamaño los planetas podían haber migrado y ser ricos en agua.

2016. Bolmont analiza los riesgos de desecación que afrontan los planetas de TRAPPIST-1, 

2016. Demory pone de manifiesto la incapacidad de Kepler para estudiar estrellas como TRAPPIST-1, estrellas débiles que emiten casi toda su energía en el infrarrojo,

2016. El artículo de Coleman analiza la formación planetaria en Proxima b basado en cuatro escenarios distintos.

2016. Este es el artículo de Alibert y Benz que propone como probable la presencia de agua en Proxima b debido a su elevada masa.
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sábado, 29 de octubre de 2016

Los primeros Sistemas Planetarios del Universo.

¿Eran los primeros sistemas planetarios del Universo muy distintos de los que actualmente conocemos? ¿Cuándo, dónde y cómo surgió el primer sistema planetario de la historia del Universo? ¿Había Vida en estos primeros planetas?

Representación artística de un "Planeta de Carbono". Oscuro y misterioso, su superficie está cubierta de negro grafito.(Fuente: Wikipedia; Crédito: Luyten)

Los modelos teóricos anuncian la aparición de las estrellas primigenias durante los primeros 100 millones de años tras el Big Bang. La primera generación de estrellas eran masivas y de corta vida, formadas con los residuos del Big Bang, y contenían pocos elementos más pesados que el helio; es decir, tenían una metalicidad muy (pero muy) reducida.

Enseguida estas estrellas de la primera generación explotaron en Supernovas enriqueciendo el medio interestelar con elementos más pesados y preparando la simiente de la que se formaría la próxima generación de estrellas, mucho menos masivas. Quizá estos elementos pesados fueron los que permitieron la formación de los primeros discos protoplanetarios y, por consiguiente, los primeros sistemas planetarios de la historia del Universo...

Se llevan bastantes años a la búsqueda de las estrellas más antiguas, y se han encontrado estrellas  de la población II dentro del Halo de la Galaxia que podrían ser realmente interesantes. Estas estrellas normalmente tienen un contenido en Fe reducido, pero pueden mostrar cierta sobreabundancia de elementos más ligeros  tales como C, N y O.

Un "Planeta de Carbono" según el CfA (Fuente: CfA; Crédito: Christine Pulliam)

En esta población se encuentran estrellas extremadamente ricas en Carbono y pobres en metales (CEMP, son sus siglas en inglés), cuyo contenido de Hierro es reducido. Los CEMP conforman un grupo heterogéneo en el que destacan los CEMP-no que son considerados especialmente antiguos porque suelen ser los que menos Fe contienen. No hay consenso sobre su origen, pero una de las principales explicaciones es que se han formado con el remanente de las supernovas de las estrellas primigenias, de población III. Estas supernovas se supone que tuvieron un nivel de energía relativamente bajo, en el que predominó el colapso de la estrella. Es decir, el núcleo de la estrella simplemente colapsó en un enorme agujero negro, con sus elementos más pesados, incluyendo el Fe; y solo las capas más externas de la estrella fueron expulsadas durante la explosión, conteniendo H, He, N, C y O.

Estas estrellas CEMP-no (población II) tenían elementos pesados y pudieron formar discos protoplanetarios, en los que un exceso de Carbono se acompañaba de cierta pobreza de Hierro y otros elementos más pesados. Los gigantes gaseosos en estos sistemas planetarios debieron ser muy escasos, porque los estudios estadísticos realizados con los más de 3.000 exoplanetas conocidos ponen de relieve que las estrellas con un bajo nivel de Hierro no suelen tenerlos.

(Quizá algún día se detecte un planeta en una estrella CEMP-no…)

Se sospecha que el planeta 55 Cancri e, un planeta infernal abrasado por su estrella, pueda ser un "Planeta de Carbono". (Fuente: NASA) 

Es decir, los planetas que pudieron formarse al principio de la vida del Universo debieron ser planetas pequeños con un alto contenido en carbono. Estos "Planetas de Carbono" han sido ampliamente estudiados:

La atmósfera de un planeta de este tipo no es probable que sea similar a las de Marte o Venus, dominadas por el CO2; ni a la de la Tierra, rica en O2 y O3. Por el contrario, será más probable la presencia en la atmósfera de moléculas más pobres en O, reductoras, como CO si es un planeta cálido, o CH4 si es frío. En un planeta así el agua no sería muy estable, porque interaccionaría con el carbono descomponiéndose en CO e hidrocarburos.

El interior del planeta no debería ser muy denso, estando marcado por la carencia de Hierro y elementos pesados, que determinarían un núcleo metálico reducido o inexistente y, en principio, quizá un campo magnético débil. El interior, rico en carbono, debería incorporar diamantes colosales, de tamaño desconocido aquí en la Tierra... De hecho, podría haber toda una corteza de diamantes en el planeta.

La superficie no estaría formada por silicatos, sino por carburos (CSi) y mucho grafito. Deberían ser planetas oscuros, misteriosos, ennegrecidos por el carbón y de albedo reducido, quizá con el destello ocasional de alguna cordillera de diamantes aflorada desde las entrañas del planeta…

Se abre la posibilidad intrigante de que la cantidad de materia orgánica de estos planetas no fuera despreciable, alojando en su superficie densos mares de alquitrán.

Una burbuja emerge en el Rancho de la Brea, un lago de Alquitrán de California. ¿Emergió la Vida en estos lagos hace más de 10.000 millones de años? (Fuente: Wikipedia; Crédito: Daniel Schwen)

¿Nacieron las primeras formas de Vida del Universo en estos ecosistemas?

Nadie lo sabe, pero es una posibilidad alucinante...

Y plausible.


El Lago de la Brea es el lago natural de asfalto más grande del mundo, en Trinidad y Tobago. Mares de alquitrán más densos y con menos agua que este pudieron crear la primera Vida del Universo.
(Fuente: Wikipedia; Crédito: Martina Jackson)

2005. Kuchner y Seager analizan las características de los "Planetas de Carbono".
Excelente artículo para el que quiera profundizar un poco.

2011. La detección de Madhusudhan de una anomalía en la atmósfera del planeta WASP-12 b, que hace sospechar que el gigante gaseoso pudo formarse en un entorno rico en Carbono en relación al Oxígeno, le lleva a estudiar los planetas gigantes de carbono. Por increíble que parezca hay indicios que inducen a pensar que el propio Júpiter contiene un núcleo rico en carbono.

2012. Madhusudhan nuevamente analiza los "Planetas de Carbono". La estrella 55 Cancri es anormalmente rica en carbono respecto al oxígeno. Si el disco protoplanetario hubiera tenido la misma composición algunos de sus planetas podrían haber sido "Planetas de Carbono", especialmente 55 Cancri e, el más cercano a la estrella, que se sabe con seguridad que es rocoso.

2015. Tiago Campante analiza las estrellas más antiguas con motivo del descubrimiento de planetas orbitando en la longeva estrella Kepler-444, una estrella con una metalicidad reducida de más de 11.000 millones de años. 

2016. Natalie Mashian (CfA) abre la posibilidad de que el Universo tuviera planetas (¿y vida?) durante los primeros 1.000 millones de años. Es un artículo muy interesante y es el que más he seguido para escribir mi entrada.

2016. Sobre el origen de las estrellas CEMP-no. Una posibilidad son las Supernovas de baja energía de las estrellas de baja energía de las estrellas primordiales (población III) en las que predomina el colapso sobre la explosión. Otra posibilidad son estrellas primordiales con una rotación muy intensa, que pueden perder parte de su capas más exteriores. Son posibilidades complementarias y ambas pueden ser correctas.

2016. Es posible que el Sistema Solar tenga cuerpos relacionados con los "Planetas de Carbono". De hecho, determinadas anomalías en las abundancias de la atmósfera de Júpiter pueden entenderse mejor si se considera que en determinadas zonas del Sistema Solar hubo cierta abundancia de Carbono durante la formación de los planetas.
https://arxiv.org/abs/1610.07859
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viernes, 21 de octubre de 2016

La Zona Habitable de la Galaxia.

¿Estamos solos en la Galaxia? ¿Hay otras civilizaciones? Estas son, sin duda, cuestiones que han inquietado a numerosos intelectuales a lo largo de los siglos. La enormidad de nuestra Galaxia, su inmensidad, nos lleva a pensar que no estamos solos.

Sin embargo, no deja de ser sorprendente y paradójico comprobar que no hay pruebas evidentes de la existencia de otras civilizaciones en la Vía Láctea. ¿Dónde están?, se preguntaba Enrico Fermi al formular su famosa paradoja.

Esta cuestión se ha abordado desde un punto de vista científico, aplicando a toda nuestra Galaxia lo poco que sabemos acerca de cómo surgió la vida en la Tierra, para, de esta manera, estimar qué extensión podrían tener las condiciones para la vida en toda la Galaxia.

Un ejemplo de lo que podría ser la Zona Habitable de una Galaxia.
(Fuente: Wikipedia, Crédito: NASA/JPL-Caltech)
La Zona Habitable Galáctica (ZHG) es una herramienta desarrollada dentro de esta línea de investigación, propuesta por primera vez en 2001 por Guillermo González. La ZHG se define como el área de la Galaxia que puede favorecer la aparición de la vida compleja. Se estima que puede tener una forma anular (aunque debería concentrarse sobre todo en los brazos espirales). Sin embargo, ampliaría su tamaño con la edad de la Galaxia, hasta el punto de que no falta quien considera que la ZHG actualmente debería contener la mayor parte de la Vía Láctea.

Para el cálculo de la ZHG se consideran factores diversos, como la ocurrencia de supernovas, la metalicidad del medio interestelar (como sabéis, los astrónomos utilizan el concepto de metalicidad para reflejar la abundancia de elementos más pesados que el Helio), el proceso de formación de los planetas y los tiempos necesarios para que la vida se abra camino.

El límite exterior queda definido por la mínima metalicidad necesaria para la formación de planetas, mientras el límite interior por la densidad estelar y el peligro de que el planeta pueda verse afectado por eventos de alta energía, incluyendo supernovas, que podrían arrasar las atmósferas planetarias o hacerlas inhabitables.

La M31, la Galaxia de Andrómeda, es la más grande de nuestro Grupo Local. Esta es la galaxia con la habitabilidad más estudiada, solo tras la Vía Láctea. (Fuente: Wikipedi, Crédito: Adam Evans)  
En 2004 Lineweaver et al. incorporaron los últimos datos estadísticos disponibles sobre la probabilidad de planetas en función de la metalicidad estelar, y determinaron que la ZHG de la Vía Láctea es un anillo entre 7 y 9 kiloparsecs desde el centro galáctico, con el Sistema Solar dentro de esta zona aproximadamente a 8 kiloparsecs.

Prantzos en 2007 fue muy crítico de estos planteamientos, mostrando las enormes incertidumbres que se asumían y las dificultades de realizar cálculos mínimamente precisos. En particular, puso de manifiesto que la relación observada planeta-metalicidad aplicaba solamente a los planetas gigantes. Es decir, las estrellas con alta metalicidad parecían mostrar tendencia a tener planetas gaseosos. Además, las migraciones que podían realizar estos gigantes podían ser más un peligro para la habitabilidad que un beneficio. De hecho, el peligro de los Hot Jupiters era tan amenazante como el de las Supernovas. Prantzos terminó sugiriendo que la ZHG bien podría contener actualmente a todo el disco galáctico.

Uno de los modelos más sofisticados de ZHG de la Vía Láctea es el de Gowanlock et al. de 2011, que sustituyó las estimaciones anteriores más o menos finas por modelos de ordenador que implementaban simulaciones de Montecarlo analizando estrellas individualmente. El resultado era que las posibilidades de habitabilidad aumentaban conforme nos acercabamos al centro galáctico.

Duncan Forgan ha estudiado la habitabilidad de la Galaxia del Triángulo (M33), la tercera más grande del Grupo Local, tras la M31 y la propia Vía Láctea (Fuente: Wikipedia, Crédito: Francesco Antonucci)  

Duncan Forgan en 2015 aplicó modelos muy detallados de la formación del Grupo Local de Galaxias en combinación con los tratamientos de habitabilidad conocidos. Los resultados de la Vía Láctea y la Galaxia del Triángulo, en una evolución dinámica que incluía la incorporación de galaxias satélites, terminaban creando ZHGs bastante asimétricas. Se mostraba inicialmente que los planetas habitables aumentaban conforme uno se acerca al límite exterior del disco galáctico. Posteriormente, la evolución de las galaxias terminaban produciendo ZHG amplias (2-13 kiloparsecs en la Vía Láctea), tan amplias que terminaban apoyando las tesis de Prantzos.

No deja de ser interesante que otras galaxias hayan recibido estimaciones de ZHG. En particular, Suthar y McKay (2012) sugirieron que la galaxia elíptica M87 y la galaxia elíptica enana M32 podrían poseer zonas de habitabilidad relativamente amplias. Trabajos posteriores (Carigi et al., 2013) determinaron la ZHG de la Galaxia de Andrómeda (M31). Esto ha llegado al extremo con Pratika Dayal (2016) que ¡estudia la Habitabilidad del Universo en su totalidad!

La M87, la enorme Galaxia de Virgo, con un jet expulsado por su núcleo activo. Las galaxias elípticas podrían tener la zona de habitabilidad más extensa. (Fuente: Wikipedia, Crédito: NASA/HST) 

En 2016 Vukotić presentó una simulación de N-cuerpos que predecía una mayor abundancia de planetas habitables en las zonas más exteriores de la galaxia, estando el máximo entre 10 y 15 kiloparsecs, dependiendo de la edad de la galaxia.

En resumen, la diversidad de resultados no es un buen síntoma. Las reglas del juego de la relación de la aparición de planetas habitables y la metalicidad del medio interestelar y las estrellas no están claras. Se necesita además más trabajo para comprender mejor la evolución de este concepto a priori estático de la ZHG dentro de un objeto tan dinámico como una galaxia. Y es que las galaxias no tienen un comportamiento tranquilo, ni mucho menos. Su dinamismo podría terminar ubicando a un planeta habitable casi en cualquier sitio...




Para finalizar, el especialmente sugerente paper de R. DiStefano (CfA) de 2016 que analiza la habitabilidad de los cúmulos globulares. DiStefano incluso incide en la "navegabilidad" de estas regiones del espacio. En los cúmulos globulares las civilizaciones avanzadas pueden desarrollarse rápidamente, por la enorme cercanía entre las estrellas (¡10.000 UA de distancia media!), muy inferior a la habitual en el disco galáctico. Estas reducidas distancias facilitarían la comunicación y los viajes interestelares. Una civilización gozaría de la oportunidad de establecer fácilmente colonias en otros mundos, reduciendo la probabilidad de que un simple cataclismo, que destruyese la vida en un único planeta, acabase con toda la civilización, ya que estaría extendida en múltiples mundos. Las civilizaciones avanzadas en los cúmulos globulares serían prácticamente inmortales... Además, los cúmulos globulares suelen ser muy muy antiguos y es posible que abunden civilizaciones muy evolucionadas... Sin duda buenos objetivos para el proyecto SETI.

Basta revisar brevemente la historia de la Tierra para encontrar paralelismos. Un ejemplo son las civilizaciones del Mediterráneo oriental, plagado de pequeñas islas, que pronto desarrollaron un comercio floreciente en el que a menudo se fundaban nuevos asentamientos coloniales: cicládicos, cananeos, minoicos, micénicos, fenicios, griegos, y tantos otros...

Bueno, como siempre, terminamos hablando de Proxima b. Este supuesto planeta se encuentra a 4,2 años luz (unas 270.000 UA): ¿Qué sería de nuestra civilización si estuviéramos a solo 58 días luz (10.000 UA)?

¡Wow!

Los Cúmulos Globulares podrían tener una habitabilidad sorprendente. Sus posibilidades de mantener civilizaciones longevas y muy desarrolladas parecen claras... (Fuente: Wikipedia, Crédito: NASA/HST) 


2001. Guillermo González define la Zona Habitable Galáctica. (ZHG)

2004. Lineweaver muestra como la ZHG se despliega entre 7 y 9 kiloparsecs para luego ir ampliándose a medida que la galaxia envejece.

2006.La profunda crítica de Prantzos.

2011. El detallado modelo de Gowanlock ha producido una gran influencia en los estudios posteriores.

2012. Leticia Carigi estudia la habitabilidad de la Galaxia de Andrómeda (M31)

2012 Suthar y McKay estudian la habitabilidad de las galaxia irregulares y son más habitables que las espirales.

2014. Spitoni estudia la Habitabilidad de la Vía Láctea junto a la Galaxia de Andrómeda. 

2015. Dayal trata de identificar el tipo de galaxia más habitable.Su apuesta es por las enormes galaxia  elípticas irregulares. 

2015. Duncan Forgan y Dayal estudian la habitabilidad de nuestro Grupo Local de galaxias. Recomiendo la lectura de este interesante paper.

2015. Este artículo de Morrison parece interesante, pero solo he podido acceder al resumen. Pone el énfasis en el estudio de la vida inteligente. Para ello, el planeta tiene que tener un tiempo de tranquilidad entre cada una de las esterilizaciones que producen las supernovas. Parece que la zona interior es la más favorecida.

2016. DiStefano estudia la habitabilidad y la "navegabilidad" de los Cúmulos Globulares...

2016. Dayal estudia la habitabilidad del Universo entero. Al parecer, la habitabilidad de nuestro Universo aumenta con el tiempo.

2016.Vukotić realiza otra estimación más de la ZHG de nuestra galaxia.



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viernes, 14 de octubre de 2016

Mis cinco planetas preferidos.

Me ha parecido interesante poner en una pequeña lista mis planetas favoritos. Están ordenados según mis preferencias, implicando habitabilidad, cercanía e interés astrobiológico. No he utilizado métrica alguna, es una relación subjetiva y además no he tenido en cuenta para nada las peticiones carentes de visión de la Unión Astronómica Internacional, que demandan situar los planetas del Sistema Solar dentro de una categoría distinta de los exoplanetas de otras estrellas...

Empiezo, de menos a más:

5-Gliese-667 Cc.
Masa: > 4,1 M⊕
Semieje mayor: 0,13 UA (Zona Habitable Conservadora).
Distancia: 23,6 años-luz.

Gliese-667 Cc  (PHL UPR en Arecibo).
En 2011 se anuncia el descubrimiento de Gliese-667 Cc y la comunidad científica se conmueve hasta los cimientos. Era un planeta entonces sorprendente que hoy (en 2016) sigue pareciendo sorprendente, siendo uno de los planetas con más posibilidades de habitabilidad. 5 años han pasado, un periodo de tiempo enorme en un campo tan dinámico como el de los exoplanetas. Durante este tiempo ha sido objeto de exigentes revisiones y análisis feroces que ha conseguido superar. Es un planeta firmemente confirmado.


4-Kapteyn b.
Masa: > 4,8 M⊕
Semieje mayor: 0,17 UA (Zona Habitable Conservadora).
Distancia: 12,8 años-luz.

Kapteyn b (PHL UPR en Arecibo).
Su descubrimiento produjo una profunda impresión en la sociedad. Kapteyn b es un posible planeta en la Zona Habitable de la estrella de Kapteyn, una antigua estrella cercana a la Tierra nacida en otra galaxia. Su origen se ubica en una galaxia que en un lejano pasado fue devorada por la Vía Láctea. Este planeta orbita en una estrella que es enormemente antigua, un auténtico fósil nacido probablemente cuando el propio Universo solo tenía algo más de 2.000 millones de edad.

Aunque persisten las dudas sobre su existencia, personalmente tengo esperanzas de que la señal detectada pertenece a un planeta real. El futuro dirá si es así.


3-Proxima b, ese Punto Rojo Pálido.
Masa: > 1,27 M⊕
Semieje mayor: 0,05 UA (Zona Habitable Conservadora).
Distancia: 4,2 años-luz.

Proxima b (Fuente: Youtube/nature)
El panorama de la Exoplanetología ha cambiado radicalmente durante este último mes. Las posibilidades que ha abierto la detección, con un nivel de confianza significativo, de un posible planeta orbitando en la Zona Habitable de Proxima Centauri (la estrella más cercana al Sol), son abrumadoras.


2-Marte, el inquietante planeta rojo.
Masa: 0,11 M⊕
Semieje mayor a: 1.52 UA (Zona Habitable Conservadora).
Distancia: 0 años-luz.

Marte, imagen del HST (Fuente: NASA/ESA)
Aunque este planeta reside en la Zona Habitable del Sistema Solar, en principio decepciona un poco por ser demasiado pequeño y porque su atmósfera es demasiado tenue. Sin embargo, las pruebas sobre un pasado mucho más habitable son abrumadoras. Durante el final periodo Noeico, hace uno 4.000 Ma debió de tener mares en su superficie y una atmósfera más densa.

Es el planeta en la zona de habitabilidad más cercano a la Tierra, a tan solo unos cientos de millones de kilómetros (50-100 millones de kilómetros durante las oposiciones). Tan cerca está, que hoy los rovers atraviesan los lechos secos de sus antiguos mares buscando pruebas de fósiles en su superficie y quizá vida en su subsuelo...

1-La Tierra, mi planeta favorito.
Masa: 1 M⊕
Semieje mayor a: 1 UA (Zona Habitable Conservadora).
Distancia: 0 años-luz.

La Tierra vista desde el Apolo 8 (Fuente: NASA)
Por supuesto, la Tierra, el único planeta que sabemos con certeza que es habitable, por el momento. De alguna manera, ha sido capaz de albergar seres vivos durante miles de millones de años y, si la vida no vino del espacio exterior, es porque nació en este planeta y con ella los organismos de los que descienden todos los seres vivos conocidos. 

Su originalidad y su singularidad están fuera de toda duda.

Este Punto Azul Pálido me gusta tanto que, de hecho, pienso vivir en él por algún tiempo.

Cuidémoslo, por favor.



Hay otros planetas como Gliese-832 c o Wolf-1061 c, que me gustan mucho pero que no han cabido en una reducida lista de solo cinco candidatos:

Es el caso de los planetas descubiertos por el telescopio Kepler, como Kepler-186 f, Kepler-62 f,  Kepler-442 b y Kepler-1229 b los he descartado porque están demasiado lejanos para mi gusto.

Me encantan otros planetas claramente inhabitables pero con tránsitos fenomenales, como HD-219134 b, 55-Cancri b, Corot-7 b, Kepler-10 b (y c), Kepler-36 c (y b) y otros planetas infernales, incluyendo planetas algo más grandes, quizá GJ-436 b, Gliese-3470 b y HD-97658 b. 

También me atraen los planetas detectados en las estrellas cercanas del tipo solar, aunque no sean del todo terrestres: Epsilon Eridani b, HD-20794 d, 61 Virginis d (si es que existe),...

Y por supuesto me gustan los planetas con tránsitos y de interés astrobiológico como TRAPPIST-1 d,  GJ-1214 b y, especialmente, GJ-1132 b, planeta supuestamente similar a Venus (o quizá dominado por el oxígeno abiótico), sobre el que tengo un agradable presentimiento de que nos dará sorpresas.


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