El planeta 40 Eridani Ab y Star Trek

Según el universo de Star Trek Vulcan es un planeta con grandes desiertos y alguna cordillera, cálido y árido, con una gravedad intensa y una presión atmosférica algo inferior a la terrestre. Vulcan es el nombre del planeta ficticio en el que nació Mr. Spock. Viven allí los vulcanianos, una especie de humanoides altamente avanzados y dominados por la lógica y la razón... Los creadores de la serie de ciencia ficción hasta eligieron una estrella real para ubicar este planeta ficticio: 40 Eridani A.

Vulcan es un planeta ficticio que orbita en la estrella real 40 Eridani B. Allí nació Mr. Spock. (Fuente: Memory Beta. Wikia)

El sistema 40 Eridani (HD26965 o Keid) es también conocido por otros temas reales no menos interesantes. Es un sistema triple muy cercano al Sistema Solar, a16 años luz??, con 40 Eridani A una estrella del tipo K0,5V, sólo un poco más pequeña que el Sol (87% Rs y 76% Ms); no es muy activa y es brillante, con una magnitud de 4,43.

A 400 UA de 40 Eridani A orbita 30 Eridani B, una estrella que fue cuando analizada sorprendió a todo el mundo. Su espectro era parecido al de las estrellas grandes y calientes del tipo A. También estaba muy caliente. Sin embargo, no parecía una estrella grande, por el contrario, era muy tenue (V=9,5), y eso era extraño. Orbitando alrededor de 40 Eridani B estaba 40 Eridani C, una pequeña y fría enana roja, que permitió medir las masas de B y C. La masa de B era muy pequeña, inferior a la del Sol. Esta intrigante estrella pequeña y caliente fue denominada “enana blanca”. Posteriormente se identificaron otras enanas blancas: Sirio B, Procion B, la estrella de Van Maanen,... Sólo Sirio B es más brillante, pero está tan cerca de Sirio A, que 40 Eridani B es mucho más fácil de estudiar.

Arquitectura del sistema planetario ficticio de 40 Eridani A. Vulcan es el segundo planeta. (Fuente: Memory Beta. Wikia)

La noticia es que recientemente se ha anunciado la presencia de variaciones en las velocidades radiales de 40 Eridani A. Fue Matías R. Díaz (Universidad de Chile) liderando un equipo de científicos muy experimentados (Butler, Vogt, Tuomi, Jenkins, Feng, Arriagada, etc.) quienes reportaron una “señal” (no un planeta) de 42,36 días que podía tener naturaleza planetaria (o no).

Para ello, habían unido datos de diversos espectrógrafos: HIRES (High Resolution Echelle Spectrograph), PFS (Carnegie Planet Finder Spectrograph), CHIRON?? y el legendario HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher). En total, 1,111 observaciones de velocidad radial distribuidas durante un periodo de 16,3 años. La señal de 42,36 días era estable y coherente con una supertierra, de 6,92 Mt orbitando a 0,215 UA. Por desgracia, aunque la señal de 42,36 días parecía estable, se encontraron correlaciones entre indicadores de actividad y la señal de velocidad radial. Además, había algunos indicadores de actividad (Ca II H&K del Monte Wilson) que mostraron relación con una periodicidad de 42 días, vertiendo dudas sobre la naturaleza de la señal… Aunque se inclinaban por la hipótesis planetaria, el estudio no era concluyente.

Observaciones tomadas de velocidad radial (Fuente: Diaz, 2018)

Las señales en el periodograma de 42,36 días y de 38, más dédil (Fuente: Diaz, 2018)

Había otra señal de 38 días claramente sospechosa porque coincidía con el periodo de rotación de la estrella. Y otra de 360 días relacionada con la frecuencia del muestreo de las observaciones, también espuria. La obtención de los parámetros finales se obtenía con un algoritmo bayesiano (MCMC) en cuya especificación se consideraban medias móviles.

Límite de detectabilidad en 40 Eridani A. Podría haber un planeta con 10 Mt en la Zona Habitable y no habría sido detectado. La tecnología no da para más.l (Fuente: Diaz, 2018)

A los pocos meses Bo Ma et al. dejaron otro artículo sobre la enigmática señal. Trabajaban en un proyecto que monitorizaba 150 estrellas cercanas del tipo F, G, K y M durante 2016-2020.. Y está vez sí anunciaban un nuevo planeta, el primer planeta descubierto por el proyecto. Les salía un planeta un poco más grande (8,47 Mt, quizá debido a su tratamiento del ruido blanco) y un periodo de 42.38 días. La señal estaba sospechosamente cerca del período de rotación (39-44 días, según los autores).

Uno de los estudios fue calcular el periodograma duarnte periodos activos (arriba) versus periodos tranquilos de la estrella (abajo). Puede verse que la curva de arriba tiene mayor dispersión y que aparecen numeroso picos cerca de la posible rotación de la estrella. (Fuente: Bo Ma et al. 2018)

Sin embargo, en la fotometría y el análisis bisector no aparecía nada sospechoso. La señal de velocidad radial era limpia, sin las acumulaciones de picos que a veces surgen debido a la rotación diferencial de la estrella. Además, la masa obtenida era bastante estable cuando se tomaban distintos periodos temporales para el cálculo, como debería esperarse de un planeta. La fotometría (de mejor calidad que en el anterior análisis) no pudo detectar ninguna señal periódica propia de las manchas estelares y el periodo de rotación.

La señal del planeta durante el ciclo de 42 días. (Fuente: Bo Ma et al. 2018)

El posible planeta sería una supertierra en una zona cálida, a unos 0,215 UA. La Zona Habitable puede estar en 0,6 UA.

Es inevitable plantearse algunas preguntas:

¿Afectó de alguna manera la enana blanca ubicada a 400 UA al desarrollo del planeta? ¿Podremos algún día estudiar este asunto?

En fin, Live Long and Prosper.

Atentos.

Comparación entre la Zona Habitable de la Tierra y la 40 Eridani A. (Fuente: JPL/NASA)

2017. Un estudio sobre la enana blanca  40 Eridani B.
https://arxiv.org/abs/1709.00478

2018. Se detecta una señal que podría ser planetaria.
https://arxiv.org/abs/1801.03970

2018. Bo et l. Anuncian el planeta 40 Eridani Ab.
https://arxiv.org/abs/1807.07098

Replanteando la Zona Habitable. La Habitabilidad, a debate.

Recientemente, se ha hecho público un estudio muy interesante sobre Habitabilidad. Está escrito por uno de los grandes expertos mundiales en la materia. Nada menos que el doctor Ramsés M. Ramírez, actualmente en el Earth-Life Science Institute del Tokyo Institute of Technology, sobre quien ya hemos tenido oportunidad de escribir en este blog.

En el artículo el doctor Ramírez no sólo realiza un resumen muy completo de los principales resultados que describen el panorama actual de la Habitabilidad de los Exoplanetas (os recomiendo su lectura), sino que además, plantea una nueva forma de entender esa extraña cosa llamada “Zona Habitable” (ZH). 

En principio, se define como la región circular alrededor de una estrella donde masas permanentes de agua podrían existir en la superficie de un planeta rocoso. Esta es la versión clásica -la utilizada habitualmente- para las estimaciones y asume que los gases de efecto invernadero son CO2 y H2O.

La Zona Habitable clásica, basada en el efecto de invernadero de CO2 y H2O, así como el ciclo carbonato-silicato. (Fuente: Ramsés Ramírez, 2018)

Aunque esta definición se ha mostrado sumamente útil, Ramsés Ramírez plantea que ha llegado el momento de considerar nuevas definiciones alternativas y complementarias de la ZH clásica, para intentar en lo posible capturar toda la riqueza y diversidad de los exoplanetas y así, poder separar los planetas más prometedores del resto. De esta manera, se plantean atmósferas en las que hay presencia de otros potentes gases de efecto invernadero, como H2 y CH4, que a menudo (no siempre) alargan el borde exterior de la ZH.

Por ejemplo, en el sistema TRAPPIST-1 hay 3 exoplanetas en la clásica ZH Conservadora del CO2-H2O (TRAPPIST-1 e, f y g), otro más en la ZH Optimista (TRAPPIST-1 d) y otro más en la ZH del CO2-H2O-H2 (TRAPPIST-1 h que pudiera ser habitable si el vulcanismo del H2 estuviera activo). El futuro dirá si alguno tiene posibilidades.

Claro, un planeta habitable con H2 en su atmósfera podría ser considerado “exótico”, “poco terrestre”, “ajeno a la vida tal como la conocemos” y cosas por el estilo, pero no sería peor ni más extraño que un planeta potencialmente habitable en el borde de la ZH clásica, con sus buenos 8 bares (o más) de CO2.

La Zona Habitable extendida, ampliada para contemplar el efecto de invernadero de H2 y CH4, y su impacto estrellas muy calientes o muy frías. (Fuente: Ramsés Ramírez, 2018)

Además de otros gases de invernadero, se consideran Mundos Océano, Mundos Dune, y otras posibilidades. Un tema relevante es la habitabilidad de los planetas  antes (o después) de que la estrella estuviera en la secuencia principal. Un planeta puede residir cómodamente en la ZH, pero si en el pasado fue abrasado por el calor de su estrella, bien pudo haber perdido casi todo su agua:

“Aunque la mayoría del trabajo sobre la ZH se ha centrado en la habitabilidad planetaria durante la fase de secuencia principal de la evolución estelar (p. Ej., [1,26]), en los últimos años se ha apreciado cada vez más la evolución temporal de la ZH, y la secuencia pre-principal en particular (por ejemplo, [51,130]). Esto se debe a que la evolución previa a la secuencia principal determina si los planetas aún son habitables durante la fase de secuencia principal de su estrella anfitriona. Esto es particularmente importante para los planetas que orbitan enanas M (i.e., [51, 114, 183]). Por ejemplo, aunque Proxima Centauri b orbita una estrella M de secuencia principal y recibe un nivel similar a la Tierra de insolación estelar, a menos que el planeta haya migrado hacia adentro más tarde, es probable que haya estado en un estado de invernadero descontrolado por más de 100 millones de años. ([51] y Figura 11). “

La Zona Habitable se mueve con los años, especialmente en las enanas rojas antes de iniciar su ciclo en la secuencia principal (ejemplo con una M8), a medida que la estrella se enfría.  (Fuente: Ramsés Ramírez, 2018)

(...)

“Por otra parte, la proximidad a sus estrellas anfitrionas indica un entorno de alta radiación expuesto a los vientos estelares y las fulguraciones [180,181]. Por ejemplo, si se supone que Proxima Centauri b tiene una atmósfera similar a la de la Tierra, se puede perder 1 bar de CO2 en menos de 25 millones de años, con pérdidas mucho mayores en escalas de tiempo geológicas [181]. Además, incluso si la radiación estelar no elimina por completo la atmósfera, la superficie puede quedar esterilizada e incapaz de soportar vida, al igual que la superficie marciana actual (i.e., [182]).”

El problema de fondo es el de siempre: nuestra abrumadora ignorancia. Desconocemos cómo son los mundos habitables (¡si es que los hay!) fuera de nuestro Sistema Solar. Desconocemos el papel de los mares subglaciales y de los mares de hidrocarburos del sistema solar externo. A medida que vayamos conociendo, iremos comprendiendo qué efectos son los relevantes… Pero, por ahora, no es posible, de ahí la diversidad de planteamientos.

Este podría ser el flujo de cuestiones a realizzarse scon un exoplaneta en la Zona Habitable. (Fuente: Ramsés Ramírez, 2018)

El paper es muy interesante y todos los apartados son de lectura recomendable, No puedo evitar traducir aquí los que más me han gustado (la negrita es mía):

“15.1. ¿La zona habitable realmente solo evalúa la vida similar a la "terrestre"? 

Una de las preguntas más importantes que la humanidad puede intentar responder es: "¿Estamos solos?". En el intento de responder a esta antigua pregunta nuestra civilización ha progresado mucho en las últimas décadas, pasando de preguntarse si existían planetas fuera de nuestro sistema solar, a confirmar hoy la existencia de casi 4.000 exoplanetas (con ~ 4.500 candidatos) [268]. Como resultado, el futuro de la búsqueda de vida extraterrestre nunca fue más brillante. Tras el éxito de Kepler y el recientemente lanzado TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite), el Telescopio Espacial James Webb (JWST) llegará pronto y hay planes para misiones de obtención de imágenes directas (HabEX, Habitable Exoplanet Imaging Mission y LUVOIR; Large UV / O / Surveyor of IR) y de tránsitos (OST; Origins Space Telescope y PLATO; PLanetary Transits and Oscillations of stars). Telescopios terrestres muy grandes (TMT; Thirty Meter Telescope, GMT; Giant Magellan Telescope and ELT; Extremely Large Telescope) también están en el horizonte. 

Sin embargo, para asegurar que estas misiones sean finalmente exitosas en la búsqueda de la vida, es vital emplear una herramienta de navegación que sea capaz de distinguir objetivos prometedores de aquellos que no lo son. Para esta tarea, la ZH actualmente sigue siendo la mejor y más viable opción. A pesar de sus deficiencias y suposiciones inciertas (que se analizan a continuación), el equipo de Kepler ha utilizado ampliamente la definición (por ejemplo, [269]) y sigue siendo un concepto esencial en la selección de objetivos para las próximas misiones. 

De hecho, el debate continúa sobre cuán útil es realmente la ZH. Una crítica común es que la ZH solo puede utilizarse para buscar “vida parecida a la Tierra" o “vida tal como la conocemos" (por ejemplo, [270,271]). Primero vale la pena señalar que "parecido a la Tierra" es un término vago y comúnmente utilizado sin consenso sobre lo que significa ni en qué medida un planeta puede diferir de la Tierra y aún considerarse como parecido a la Tierra (los términos alternativos incluyen "planetas habitables" o "planetas potencialmente habitables"). Aunque la ZH clásica incluye varias asunciones que son consistentes con tales condiciones "terrestres" (p. ej., Planetas orbitando estrellas de la secuencia principal, los gases de efecto invernadero clave son CO2 y H2O), la zona habitable, incluso en su definición clásica más restrictiva, permite una amplia variedad de composiciones atmosféricas que no son estrictamente como las que conocemos en nuestro planeta. Por ejemplo, un planeta potencialmente habitable cerca del borde interno de nuestro sistema solar puede tener órdenes de magnitud más vapor de agua en su atmósfera que la Tierra. Un planeta cerca de nuestro borde externo contendría ~ 8 bares de CO2 atmosférico (p. Ej., [1,26]), mientras que poseería una atmósfera más seca. Alrededor de una estrella M tardía, la absorción mejorada que surge de la distribución de energía estelar desplazada hacia el rojo podría permitir la acumulación de ~ 20 bares de CO2 para los planetas del borde exterior (p. e., [1,26]). Como también se explicó en la Sección 4, el grado de vulcanismo tendría que ser muchas veces más alto que el de la Tierra para sustentar tales densas atmósferas de CO2 ([2,79]). La pequeña muestra de los entornos planetarios que acabamos de mencionar exhibe condiciones que son claramente diferentes a las de la Tierra y, por lo tanto, asumir que cualquier vida emergente sería como la nuestra no está demostrado. De hecho, la vegetación alienígena en planetas que orbitan alrededor de otros tipos de estrellas puede realizar fotosíntesis en diferentes longitudes de onda y manifestar colores diferentes a los de las plantas terrestres ([272,273]). Trabajos anteriores han modelado cómo podrían ser las biosignaturas esperadas sobre la historia geológica de un planeta habitable, pero se hicieron para un clon de la Tierra con una atmósfera de 1 bar orbitando alrededor del Sol y no para los diversos planetas de la ZH que acabamos de mencionar [108,261]. En otras palabras, no hay ninguna razón a priori para sospechar que las biofirmas para muchos planetas de la ZH clásica sean similares a las que un observador extraterrestre podría detectar en la Tierra. En total, y especialmente incluyendo las diferentes formulaciones de ZH y avances recientes discutidos en secciones previas (ej., [2,8,51,129,131,132,200]), la ZH está equipada para evaluar planetas potencialmente habitables que pueden no ser "parecidos a la Tierra" o " de la vida tal como la conocemos".

(...)

15.2. La ZH clásica debe ser complementada con otras definiciones de ZH.

Una posible debilidad de la flexibilidad de la ZH es si los planetas que predice realmente existen. Tales argumentos se han utilizado recientemente para arrojar dudas sobre las definiciones de HZ alternativas ([8,129]), incluida la existencia de planetas potencialmente habitables con densas envolturas de hidrógeno primordiales o mundos desérticos [153]. Sin embargo, tales argumentos son problemáticos porque el mismo escepticismo puede (y debe) aplicarse a los planetas del borde externo de la ZH clásica con múltiples bares (hasta ~ 20) de CO2 en sus atmósferas. A pesar del uso generalizado de la ZH clásica en las últimas décadas, no hay evidencia de que existan esos mundos tampoco. Su existencia se deduce de la extrapolación del ciclo carbonato-silicato (o equivalente) en la Tierra para sugerir que las atmósferas de los planetas habitables cerca del borde exterior pueden contener muchos bares de CO2 atmosférico (p. ej., [1]). Sin embargo, no existen observaciones directas de dicho ciclo a largo plazo [274], ya que su existencia sólo se ha inferido indirectamente a partir de experimentos de solubilidad y modelos teóricos (por ejemplo, [33,266,275]). Además, una atmósfera de CO2 de múltiples bares pudo haber existido en la Tierra primitiva después de la acreción, pero fue breve ya que la mayoría de ese CO2 fue subducido rápidamente (dentro de ~ 10 - 100 Myr), cuando la atmósfera se enfrió desde un estado de invernadero descontrolado inhabitable [276]. Además, incluso si un ciclo general de carbonato-silicato a largo plazo opera en otros planetas habitables, no está claro en qué medida lo hace. Por ejemplo, tal vez el ciclo "se apaga" más allá de una cierta tasa de desgasificación o nivel de presión atmosférica antes de que los planetas puedan acumular las atmósferas de CO2 de múltiples bares que caracterizan el borde exterior de la zona habitable. O, como se ha argumentado recientemente [94], las atmósferas de CO2 de múltiples bares más cercanas al borde externo colapsarían bajo la reducida luz solar, lo que posiblemente haría que esos planetas fueran inhabitables. Si es cierto, esto disminuiría sustancialmente el ancho de la ZH en ausencia de gases secundarios de efecto invernadero ([94]). Por lo tanto, la predicción de que todos los planetas habitables del borde exterior deberían tener atmósferas de CO2 muy gruesas (> ~ 5 bar) es una suposición no probada que debe verificarse mediante observaciones.

Por el contrario, hay disponible evidencia indirecta (aunque también no probada) de planetas terrestres compuestos de composiciones atmosféricas que son consistentes con formulaciones alternativas de la ZH. Por ejemplo, es probable que existan planetas terrestres cercanos con atmósferas de hidrógeno primordiales densas, de acuerdo con las observaciones de Kepler (p. Ej., [269]). Los meteoritos y modelos marcianos también favorecen una atmósfera temprana altamente reducida, posiblemente H2 o CH4 en el Marte joven ([146]), quizás dentro de una atmósfera de CO2 relativamente densa, aunque no de múltiples bares ([68,93,140,141]). Esto se debe a que la adición de gases de efecto invernadero secundarios como CH4 y H2 puede reducir significativamente las presiones de CO2 requeridas para lograr condiciones cálidas, al tiempo que proporciona el calentamiento adicional para contrarrestar el colapso atmosférico mencionado anteriormente ([2,132]). Por lo tanto, tales gases de efecto invernadero secundarios ayudan a mantener una amplia ZH. Además, como se mencionó en la Sección 7.1, las alturas de escala para las atmósferas de CO2-H2 son mayores que las de las densas atmósferas de CO2 de la ZH clásica, lo que facilita la extracción de información espectral. Después de todo, ¿podemos realmente sondear información espectral útil de una densa atmósfera de CO2 de 10 bares cerca del borde exterior? Todas estas ideas, junto con un ciclo universal de carbonato-silicato, deben considerarse como hipótesis de trabajo. Solo a través de las observaciones se pueden refinar y mejorar las ideas que se encuentran respaldadas en la naturaleza para las misiones de seguimiento.”

Para los que queráis aprender un poco más sobre Habitabilidad, aquí tenéis el artículo:

https://arxiv.org/abs/1807.09504

Los Enigmas de LHS 1140. Nuevos planetas y la habitabilidad del sistema.

El sistema LHS 1140 vuelve a ser noticia.

Representación artística de LHS 1140 b. Podría ser un superplaneta rocoso y mucho mayor que la Tierra (Fuente:) 

Habitabilidad de LHS 1140 b.

Ya comentamos que el satélite GAIA iba a cambiar muchas cosas. Entre ellas ha aportado una nueva distancia a LHS 1140. Si antes se pensaba que estaba a 12,47 parsecs, la nueva paralaje de GAIA lo ubica a 14,993 parsecs. Según Stephen R. Kane, está más lejos de lo que pensábamos.

Pero si está más lejos, para el brillo medido, tiene que ser más luminoso y, por tanto, su Zona Habitable debe alejarse un poco. El planeta sigue dentro, pero ahora está cerca del límite más caliente.

Y también la estrella resulta ser mayor de lo que se pensaba. Pero si la estrella es más grande, el planeta también es más grande. Pasa de tener 1,47 Rt a 1,72 Rt.

Un planeta tan grande normalmente debería ser un minineptuno. Sin embargo, en su tiempo las mediciones de velocidad radial arrojaron una densidad claramente terrestre, de 11,5 g/cm3, que ahora pasa a 8,8 gr/cm3 (aumenta el volumen). Podría ser un enorme superplaneta rocoso o tener una atmósfera de gases ligeros con un núcleo grande.

Habría que considerar también que con los últimos estudios de Fabo Feng la masa pasa de 6,65 Mt a entre 6,81 Mt y 7,38 Mt, abonando la idea de que es un superplaneta rocoso.

Si este planeta terminase siendo habitable...

 ¡Qué magnífico espectáculo sería contemplar esta enorme Tierra de 1,72 Rt!

LHS 1140 b ha cambiado su ubicación en la Zona Habitable. Sigue dentro, pero ahora (derecha) está más cerca del borde más caliente. (Fuente: Kane, 2018)

Nuevos Planetas.

Cuando en 2017 Dittmann et al. descubrieron el planeta LHS 1140 b observando sus tránsitos también se analizaron las velocidades radiales. En ellas también apareció la señal de 24,7 días del planeta, pero no fue la única.

LHS 1140 b produce tránsitos (izquierda) y variaciones en las velocidades radiales de la estrella (derecha). Quizá en unos años los ELTs nos permitan estudiar su atmósfera. (Fuente: Dittmann, 2017)

Había otras señales. Tras eliminar la señal de unos 130 días asociada a la rotación estelar (y sus armónicos), y eliminar la señal de LHS 1130 b, seguía habiendo otras señales. La de 90 días fue atribuida a la actividad estelar (y/o la estrategia de observación); otras, de 18 días (y sus armónicos), fueron asociadas a carencias en la estrategia de observación de las velocidades radiales (aparecen claramente en la función de la ventana de observación).

Parámetros de LHS 1140 b según Dittmann. La enorme densidad (12,5 g/cm3) es sin duda propia de un planeta rocoso. (Fuente: Dittmann, 2017)

Los autores mostraban en 2017 que aquello era un primer análisis, y que otros estudios podrían revelar planetas adicionales...

Recientemente, Feng et al. han abordado nuevamente el análisis de los datos. Para esta vez han aplicado métodos avanzados, que entienden el ruido derivado de la actividad estelar que afecta a las velocidades radiales está correlado en el tiempo. Para ello, sustituyen el periodograma de Lomb-Scargle por otro que incorpora, entre otras cosas, una media móvil sencilla MA(1) y velocidades radiales diferenciales, para tener en cuenta el ruido que depende de la longitud de onda.

Tras aplicar Feng este periodograma mejorado (Bayes Factor Periodogram, o BFP) surgen sucesivamente un señal de 24,72 días debida al planeta, otra de 92,11 días y otra nueva de 3,778 días. Según Feng estas dos últimas señales no parecen debidas a la estrategia de observación ni la actividad estelar, sino a que son señales planetarias: LHS 1140 c y LHS 1140 b.

Los periodogramas de Feng permiten detectar dos planetas más en periodos de 92,11 y 3,778 días. Abajo a la izquierda, se muestra la Window Function, que no revela nada anómalo para los planetas. (Fuente: F. Feng et al. 2018)

Al parecer, de forma independiente, las redes neuronales han permitido al equipo de Dittmann (Kristo Ment) identificar un trigger con el tránsito de LHS 1140 d, el más cercano a la estrella. Se anunció en Exoplanets 2, pero el resultado no está (hasta donde sé) publicado. También de forma independiente Astudillo-Defru ha identificado la señal de LHS 1140 d en las velocidades radiales durante una campaña de 9 noches con HARPS.

El resultado es un sistema planetario muy interesante, con LHS 1140 d, un planeta terrestre (1.79 Mt) en una zona muy caliente; LHS 1140 c, probablemente un minineptuno (11,11 Mt) en una zona fría. En medio queda LHS 1140 b, en la Zona Habitable.

Parámetros del sistema planetario en función del método empleado para eliminar la actividad estelar. El menos fiable es el de Ruido Blanco. (Fuente; F. Feng, 2018)

Sigamos atentos.

2017. El descubrimiento el planeta LHS 1140 b.

https://arxiv.org/abs/1704.05556

Mia comentarios el descubrimiento de LHS 1140 b.

http://exoplanetashabitables.blogspot.com/2017/04/lhs-1140-b-trappist-1-e-y-proxima-b.html

2018. Stephen R. Kane muestra el impacto de los nuevos datos obtenidos por GAIA sobre el planeta LHS 1140 b.

https://arxiv.org/abs/1807.00378

2018. Fabo Feng et al. anuncian dos planetas más. LHS 1140 c y d.

https://arxiv.org/abs/1807.02483

Revisitando Proxima b: ¿qué fue de los misteriosos tránsitos?

Proxima b es el único planeta conocido en Proxima Centauri. Hay indicios en las velocidades radiales de un planeta adicional, quizá más grande y lejano, pero aún está por desvelar si la señal es actividad estelar o un planeta real. Se necesitan más datos.

Esta es una de la mejores imágenes disponibles de Proxima Centauri, la estrella más próxima. (Fuente: ESO/NASA/Hubble)

Que haya más planetas en Proxima Centauri no debería sorprendernos. Por el contrario, los estudios estadísticos muestran que es lo habitual en las enanas rojas. De hecho, recientemente, en varios sistemas con un único planeta se han detectado planetas adicionales, como GJ 1132 o LHS 1140.

Proxima es esa pequeña estrella (circulito rojo) que apenas se ve en la imagen bajo Alfa Centauri. Normalmente no es visible a simple vista.(Fuente: SkateBiker)

También es posible que haya planetas adicionales estén cerca de la estrella, donde además es más probable se que produzcan tránsitos. Es por ello, que las repetidas alertas sobre indicios de tránsitos que se han producido, todas ellas poco significativas estadísticamente, podían ser debidas a planetas reales.

Proxima b tiene una probabilidad geométrica de transitar del 1,5%, pero en un hipotético compañero  muy cercano la probabilidad podría ser mucho mayor. Un hipotético planeta 10 veces más cercano que Proxima b debería tener una probabilidad del 15%. Es verdad que el planeta habría escapado a los estudios de velocidad radial, y su masa sería reducida.

La órbita de Proxima alrededor de Alfa Centauri (Fuente: P. Kervella / D. De Martin /M. Zamani)

Las búsquedas de tránsitos en Proxima Centauri han sido numerosas. David Kipping, utilizando el humilde telescopio espacial MOST, detectó varias señales posibles: La señal S era coherente con el periodo de Proxima b, pero que no verificaba las mismas efemérides de los momentos de paso del tránsito del planeta, y la señal C que verificaba tanto el periodo como las efemérides de las predicciones. Además, esta señal C se mostró poco coherente con los resultados de la red de observatorios HAT-Sur, que tantos planetas ha descubierto.

Ya en 2017 Liu et al. publicaban la detección desde una base china en la Antártida de un posible tránsito aproximadamente coherente con la señal C de Kipping y, por tanto, con las velocidades radiales de Proxima b. Era esperanzador, aunque eran meros indicios.

Después Li et al. mostraban otro tránsito, pero no era coherente con los anteriores, sino con un planeta con un periodo de 2/4 días, de baja masa, a lo sumo 0,4 Mt. Se abría la puerta a la detección de planetas adicionales. Tenía sentido porque son los que tienen mayor probabilidad de tránsitos.

Estos son los modelos conocidos cuyas efemérides se han contrastado con los datos. K2017 es Kipping, L2017 es Liu y Li2017 es Li. El resto se han obtenido con velocidades radiales. (Fuente: Blank et al. 2018)

Tengamos en cuenta que son hallazgos poco significativos. Todos ellos nada concluyentes, pero todos juntos empezaban a hacernos sospechar que tanto indicio era ya mucha casualidad...

En este nuevo artículo se muestran los resultados de un estudio buscando tránsitos en Proxima Centauri. Dentro del proyecto GEMSS (Global Exoplanet M-dwarf Search-Survey), orientado a detectar tránsitos en las enanas rojas, se lleva estudiando Proxima Centauri desde 2006 con muchos pequeños telescopios. Según el autor, basta un telescopio de menos de 1 metro de diámetro y una CCD comercial para detectar un tránsito en una enana roja. Un planeta del tamaño de Proxima b produciría un tránsito con una profundidad de un 0,5%-1.3% (son estimaciones, el radio del planeta no es conocido).

En el proyecto se han obtenido 329 pequeñas curvas de luz con 167.445 datos fotométricos de Proxima Centauri. Se cubre un periodo prolongado, de 2006 a 2017, con datos obtenidos por numerosos telescopios. Después de filtrar las curvas menos estables, se toman 96 de ellas relacionadas con las efemérides de los modelos publicados hasta la fecha en los anteriores estudios.

El proyecto GEMSS ha acumulado una enorme cantidad de datos fotométricos sobre Proxima Centauri. En total, 329 noches de observación. Todavía están analizándolos. (Fuente: Blank et al. 2018)

El resultado no es concluyente, no se detecta nada significativo en las efemérides de los anteriores modelos. Sin embargo, quieren seguir analizando la enorme cantidad de datos y prometen una publicación adicional que vierta más luz sobre este misterio.

Detectar tránsitos en Proxima Centauri no es trabajo fácil. Podrían estar produciéndose tránsitos derivados de planetas y quedar escondidos bajo las variaciones de las curvas fotométricas, debidas sobre todo a numerosas fulguraciones de baja intensidad, manchas estelares y errores sistemáticos.

Una buena noticia es que TESS observará Proxima Centauri durante al menos 27 días, como parte de su búsqueda global de planetas. Mientras escribo estas líneas sea anuncia que TESS ya ha empezado a producir ciencia y en estos momentos está observando el hemisferio sur. La precisión será mucho mayor, y esperemos que pueda ayudar a desentrañar este misterio.

Centauri Dreams sobre GEMSS

https://www.centauri-dreams.org/2007/02/05/gemss-hunting-for-red-dwarf-exoplanets/

2016. Se identifican tránsitos con una significatividad estadística que no es muy elevada. Algunos son coherentes con el planeta. Otros no. (Kipping)

https://arxiv.org/abs/1609.08718

Mis comentarios sobre el artículo de Kipping.

http://exoplanetashabitables.blogspot.com.es/2016/10/el-esoterico-transito-de-proxima-b.html

2017. Nuevos indicios de tránsitos de un equipo independiente . Son coherentes con el planeta, salvo algún desfase explicable (TTV). (Hui-Gen Liu et al.)

https://arxiv.org/abs/1711.07018

Mis comentarios sobre Liu:

http://exoplanetashabitables.blogspot.com.es/2017/11/indicios-de-transitos-de-exoplanetas-en.html

2017. Yiting Li et al. Más indicios de tránsitos.

https://arxiv.org/abs/1712.04483

Mis comentarios sobre Li:

http://exoplanetashabitables.blogspot.com/2017/12/nuevos-indicios-de-transitos-en-proxima.html

2017. Los comentarios escépticos del astrónomo Hugh Osborn.

http://www.hughosborn.co.uk/2017/12/11/exo-arxiv/

2018. Nuevos estudios con resultados no concluyentes.

https://arxiv.org/abs/1802.04284

Epsilon Indi Ab, el Gigante Gaseoso más cercano al Sistema Solar.

Ya era hora. Después de tantos años (¡por fin!) podemos decir que hay un planeta orbitando en el sistema de Epsilon Indi.

Imagen artística representando un gigante gaseoso. La verdad es que no he encontrado nada de Epsilon indi Ab, así que he metido esta imagen de Epsilon Eridani b. Epsilon Indi Ab está más lejos de su estrella (se vería mucho más pequeña) y estaría más fría (más anaranjada). Las lunas son hipotéticas. (Fuente: NASA/ESA. Crédito: G. Bacon)

Epsilon Indi A es una estrella de tipo K5V, relativamente grande (0,76 Masas solares), pero más pequeña que otras estrellas del tipo K como Epsilon Eridani. Al igual que Epsilon Eridani, es una estrella joven (1,4 Ga) y cercana, a 11.8 años luz.

La estrella está acompañada por un sistema binario de dos enanas marrones, nada menos que a 1.459 UA, demasiado lejos para afectar a un hipotético sistema planetario en la estrella.

La historia de la búsqueda de planetas en esta estrella se remonta nada menos que a 1992, cuando empezaron las primeras mediciones de velocidades radiales. Se utilizó el CES LC (Coudé Echelle Spectrograph Long Camera) en el telescopio de 1,4 metros del ESO en La Silla del para buscar “tendencias”, representativas de planetas de largo periodo, en una lista de 37 estrellas del tipo solar.

Lendl en 2002 (10 años después del inicio del proyecto) mostró los resultados de estudios de las velocidades radiales del periodo 1992-1998. Aparecían planetas que mostraban variaciones en las velocidades radiales quizá debidas a la presencia de planetas. Entre ellos, Epsilon Eridani y Epsilon Indi.

Imagen representando las dos enanas marrones a casi 1.500 UA de Enpsilon Indi A. (Crédito: Jon Lomberg)

En 2003 surgió la sorpresa. Durante una búsqueda de objeto con elevado movimiento propio Scholz pudo detectar un objeto cercano a Epsilon Indi. El objeto - denominado Epsilon Indi B- era una enana marrón (T 2,5) orbitando a 1,459 UA de la estrella. Ese mismo año Kevin Volk con el telescopio Gemini Sur descubre que en realidad eran un sistema binario de dos enanas marrones. Epsilon Eridani Ba tiene 47 MJ y Epsilon Indi Bb 28 MJ.

En las imágenes se muestra la detección de Epsilon Indi B. Es más intenso en la imagen inferior porque es infrarroja. (Scholz et al. 2003)

En 2012 (20 años después del inicio), Zechmeister et al. continuaban pacientemente los estudios, y se habían utilizado los instrumentos disponibles durante el periodo: el CES CLC (Coudé Echelle Spectrograph Very Long Camera) de 1999 a 2006 y, sobre todo, el legendario HARPS, desde 2003. Ambos dispositivos estaban instalados en el 3,6 metros del ESO en La Silla. La muestra de datos de velocidad radial abarcaba desde 1992 hasta 2009, alcanzándose cada vez mayor precisión.

Entre los resultados, aparecían nuevamente, era inevitable, “tendencias” en Epsilon Eridani y Epsilon Indi A. No eran concluyentes. Simplemente, se necesitaban más datos.

Después de aquello, los dos hipotéticos planetas siguieron caminos completamente divergentes. Epsilon Eridani b aún sigue envuelto en la controversia.

Pues bien. Este año 2018 (tras 26 años desde la primera velocidad medida) el extraordinario cazaplanetas Fabo Feng ha confirmado el planeta de Epsilon Indi A. Ya hemos escrito sobre él y sus métodos varias veces y esta no va a ser la última. Como es habitual en él, ha incorporado tratamientos de Velocidades Radiales Diferenciales, que se suponen muy estables frente al ruido, a los datos de Zechmeister y lo último obtenido de HARPS. El nuevo planeta no es la única señal que ha aparecido en los datos, pero sí es la única que no ha mostrado relación con los indicadores de actividad estelar, el ciclo magnético y la rotación de la estrella.

La órbita ajustada a los datos de Epsilon Indi Ab. Es media órbita (26 años). En colores los distintos observatorios que han proporcionado datos. HC es HARPS tras aplicar algunos filtros (calidad S/N y correlación con indicadores de actividad). PostCF es HARPS tras acometer determinados ajustes en la fibra óptica del dispositivo. (Fuente: Feng et al. 2018)

Ya era hora, por cierto, pero es que el periodo orbital es de (nada menos) que 52,62 años. Según Feng, nunca se ha detectado un exoplaneta con un periodo más amplio.

Este esperado planeta (Epsilon Indi Ab) es realmente grande, con una masa mínima de 2,71 MJ, y una bonita órbita circular con un radio de 12,82 UA, algo mayor que la de Saturno.

Se considera que es el gigante gaseoso más cercano al Sistema Solar (11,82 años luz). (Al menos mientras Epsilon Eridani b siga sin ser confirmado y los hallazgos de Luhman sigan sin ser considerados planetas.) Otro gran monstruo cercano, como GJ 876 b, es más pequeño y está un poquito más lejos (2,28 MJ a 15 años luz).

Feng asegura que con una separación angular muy elevada (3,3” arcsec) entre el planeta y su estrella, JWST debería ser capaz de visualizarlo. Espero que el contraste lo permita, y no quede deslumbrado por la intensa luminosidad de la estrella.

Atentos, que esto es “un no parar”.

Fabo Feng, de la Universidad de Herfordshire, es uno de los más grandes expertos en velocidades radiales, sabiendo combinar métodos conocidos (autorregresivos y de medias móviles) con técnicas novedosas muy originales (velocidades radiales diferenciales: el ruido depende de la longitud de onda, la señal no). Gracias a ello, ha aprovechado para darle un buen repaso a los exoplanetas en las estrellas del tipo solar más cercanas: Tau Ceti, 82 G. Eridani y, ahora, Epsilon Indi A. Le quedan algunas por atacar, como HD 219134 y Epsilon Eridani, que un caso muy difícil. (Fuente: Univ. Herfordshire)

Una de mis entradas, sobre el controvertido planeta de Epsilon Eridani, un gigante gaseoso que, cuando se confirme, estará aún más cerca que Epsilon Indi Ab.

http://exoplanetashabitables.blogspot.com/2016/04/el-gigante-gaseoso-de-epsilon-eridani.html

2002. Lendl muestra los primeros resultados de los estudios de velocidad radial buscando planetas de periodo largo.

https://arxiv.org/abs/astro-ph/0207512

2002. Scholz detecta Epsilon Eridani B.

https://arxiv.org/abs/astro-ph/0212487

2003 Kevin Volk utilizando el telescopio Gemini Sur detecta que la enana marrón Epsilon Eridani B es en realidad una binaria.

http://adsabs.harvard.edu/abs/2003IauC.8188....2V

2003. La medición de las masas de las dos enanas marrones. 47 y 28 MJ.

https://arxiv.org/abs/astro-ph/0309256

2012. Zechmeister et al. muestran nuevos resultados de búsqueda de planetas de periodo largo.

https://arxiv.org/abs/1211.7263

2018. Fabo Feng et al. confirman el exoplaneta Epsilon Indi Ab.

https://arxiv.org/abs/1803.08163

Las esperadas conferencias de Exoplanets 2 (Parte II)

Continuamos con este pequeño resumen de las conferencias Exoplanets II que ya iniciamos aquí.

Los Nuevos Observatorios.

Causa vértigo seguir escribiendo este resumen. Numerosos observatorios ya funcionando o a punto de empezar: TESS, SPECULOOS, CHEOPS, ESPRESSO, EXPRES, CARMENES, ... Las nuevas plataformas revolucionarán (otra vez) esta ciencia, asegurando resultados que incendiarán nuestra mente durante la próxima década, o quizá antes.

Los resultados preliminares de TESS están sujetos a embargo y ya los leeremos en alguna publicación, pero sabemos que todo va bien, más o menos según lo previsto, y los primeros resultados científicos se esperan antes de que acabe el año.

Los observatorios SPECULOOS me apasionan, serán los sustitutos de TRAPPIST. SPECULOOS ya está produciendo ciencia. En una de las charlas se muestran los tránsitos de TRAPPIST-1 obtenidos por el nuevo observatorio. Si con el estudio de 50 objetivos TRAPPIST no tuvo que esforzarse demasiado en detectar un sistema tan milagroso como TRAPPIST-1, cuando los SPECULOOS analicen cientos y cientos de objetivos, cabría pensar que van a ser muchos más…. Pues no. Gillon nos comenta ahora que se fue muy afortunado con TRAPPIST-1. SPECULOOS tendrá una posibilidad inferior al 4,5% de encontrar un sistema tan interesante como TRAPPIST-1.

(Vía Ryan MacDonald @MatianColonist)

Estoy muy emocionado con ESPRESSO, que empezará a hacer ciencia a finales de este año 2018, superando en precisión al legendario espectrógrafo HARPS, descubridor de muchos planetas sorprendentes, como Proxima b. Promete resultados con menos de 20 cm/s de error o mejor, e irá mejorando con el tiempo. La tercera generación de espectrógrafos no es sólo ESPRESSO. También el observatorio EXPRES promete una resolución muy buena, aunque habrá que ver estas estimaciones tan prometedoras.

(Vía Jayne Birkby @JayneBirkby)

El Valle de la Evaporación.

Se ha hablado mucho del Valle de la Evaporación. Los datos de GAIA han permitido determinarlo con mayor precisión y no han hecho sino confirmar la predicción de los modelos de fotoevaporación.

El Valle, que separa los planetas de pequeño diámetro con periodos inferiores a 100 días, depende de la irradiación que recibe de la estrella. Al representarlo en función del periodo del planeta, muestra también una tendencia decreciente.

(Vía: Vincent Van Eylen. @vaneylenv)

Los modelos de fotoevaporación son coherentes con una población de minineptunos/supertierras con un núcleo metálico (30%) que van perdiendo la envoltura gaseosa de hidrógeno. Están formados in situ y son, por tanto, pobres en agua, no se han formado más allá de la zona de los hielos.

(Vía Jayne Birkby @JayneBirkby)

El tema no deja de tener gracia. Cuando los modelos de James Owen, entre otros, han realizado una predicción del Valle notable y, cuando todo el mundo está convencido de que los modelos son fenomenales, surge una voz discrepante: el propio Owen, para recordar que los modelos no están suficientemente probados.

Owen ha seguido mejorando los modelos, mostrando que la presencia de campos magnéticos puede alterar los resultados. Si hay campos magnéticos, los modelos describen el Valle incluso si algunos de los planetas tienen agua, habiendo migrado desde la zona de los hielos. Después de todo, es lo que cabría esperar de un minineptuno.

(Vía: Vincent Van Eylen. @vaneylenv)

Habitabilidad

Las biosignaturas más prometedoras se basan en el concepto del desequilibrio químico. Si dos compuestos son detectados en un exoplaneta, y no están en equilibrio químico, es que hay un mecanismo que está vertiendo alguno de los compuestos de forma masiva. Este mecanismo podría ser la Vida.

El clásico desequilibrio (no el único) en la Tierra es la presencia en la atmósfera terrestre de O2 y CH4. Reaccionan rápidamente, así que, si no se produjera biológicamente el CH4 desaparecería.

Según J. Krissansen-Totton el principal desequilibrio del Sistema Solar está en la Tierra y surge de la interacción del mar con la atmósfera. (Vía Jayne Birkby @JayneBirkby)

Claro. Este par de sustancias tienen falsos positivos. Sabemos, por ejemplo, que el oxígeno puede producirse abióticamente, a menudo por la disociación de H2O, sin que necesariamente la Vida lo produzca.

Es por ello, que se considera una biosignatura más fiable el par CO2-CH4, quizá presente durante la etapa arcaica de la Tierra. No suelen estar en equilibrio y, si acaso, la serpentinización es el único mecanismo que produzca abióticamente el CH4.

(Vía Jayne Birkby @JayneBirkby)

En otro orden de cosas, como complemento a la Zona de la Habitabilidad, se propone la Zona de la Abiogénesis, en la que se considera que puede llegar a requerir las condiciones bajo las que nació la Vida en la Tierra. Se considera que para que naciera la Vida era necesario un cierto volumen de radiación UV. En la práctica implica eliminar las estrellas poco activas demasiado pequeñas, menores de K5. Las estrellas pequeñas y activas por su lado son demasiado peligrosas.

(Vía Jayne Birkby @JayneBirkby)

Solo unos pocos exoplanetas potencialmente habitables de los conocidos quedarían dentro de esta nueva Zona de la Abiogénesis: quizá Kepler-62 f o Tau Ceti e.

Foto de Familia de la Conferencia Exoplanets 2. Está lleno hasta la bandera, hubo muchísimas más peticiones que las 300 plazas.

Y terminamos este pequeño resumen en el que apenas hemos arañado la superficie de estas charlas enormemente exitosas. Para los que queráis profundizar un poco más os adjunto algunos enlaces:

Os incluyo este interesante enlace de Kevin Heng describiendo cómo nacieron las series de conferencias Exoplanets.

The Exoplanets Conference Series

Incluyo además una serie de detallados resúmenes de lo que ha sido Exoplanets II escritos por Joaquín García:

Conferencia Exoplanets 2. Cambridge 2018 (I)
Sistemas Planetarios en  Estrellas Pequeñas. Exoplanet 2 (II)

Mi entrada anterior sobre Exoplanets 2:
Las Esperadas Conferencias de Exoplanets 2 (Parte I)

La Atmósfera Infernal de la Supertierra 55 Cancri e.

De todas las supertierras conocidas, 55 Cancri e es una de las más adecuadas para estudiar su atmósfera. Orbita en una estrella solar (G8V), brillante, visible a simple vista, a sólo unos 40 años luz. Además, los tránsitos se producen cada 18 horas, lo que facilita el trabajo. El planeta está muy muy caliente, es un auténtico infierno que a menudo supera los 2.000 K.

Un Mar de Lava emitiendo una atmósfera de minerales. (Fuente: Ron Miller. NASA)

Fue descubierta por velocidades radiales ya en 2004 (McArthur), pero por su masa de más de 8 M⊕ se pensaba que era un minineptuno. Sólo en 2011 cuando se anunciaron sus tránsitos (Winn et al.) detectados por MOST, se comprendió que tenía una naturaleza rocosa por su radio de 2 R⊕, y una densidad similar a la de la Tierra. Con esa masa, el planeta está sometido a una enorme compresión que aumenta su densidad. Si estuviera formado por un manto de silicatos con un núcleo metálico su densidad sería mucho mayor. Es decir, para explicar esa densidad terrestre era necesaria la abundante presencia de agua, gases y otros elementos ligeros.

  

Planeta de Carbono y Diamantes. En 2012 el elevado contenido en carbono de la estrella 55 Cancri llevó a Madhusudhan a especular sobre la posibilidad de que 55 Cancri e fuera un “Planeta de Carbono” en el que gran parte de su manto pudiera estar compuesto por carbono. En el planeta deberían abundar los diamantes gigantescos. De esta manera, al contener abundante carbono, y pocos compuestos de silicio, podía explicarse la reducida densidad sin necesidad de incluir una atmósfera rica en compuestos volátiles. 

Esta hipótesis del “Planeta de Carbono” se debilitó cuando el estudio de los eclipses secundarios, los tránsitos y la totalidad de la curva fotométrica en el infrarrojo pusieron de manifiesto la posible presencia de una atmósfera. Los estudios de la curva de fase comenzaron en 2012 cuando Demory y Gillon usando el telescopio Spitzer realizaron la detección de la emisión térmica de 55 Cancri e. 

Representación artística de 55 Cancri e. (Crédito: M. Kommesser. Fuente: ESA/NASA)

La supuesta Atmósfera de Hidrógeno. Utilizando el HST Tsiaras anunció en 2015 líneas de absorción propias del hidrógeno y el helio, con vestigios de lo que parecía ser HCN. El resultado de esta atmósfera de hidrógeno no fue confirmado. 

Pronto, los modelos teóricos pusieron de manifiesto que estos volátiles tan ligeros (H2, He) no eran estables en un planeta tan caliente, aunque no faltan voces discrepantes a este planteamiento. El agua, con una escala de tiempo de escape del planeta mucho mayor, no era en cambio descartada de la atmósfera del planeta. 

La Atmósfera Mineral. Se supone que el planeta sufre acoplamiento de marea, es decir, al igual que la Luna, presenta siempre la misma cara, en este caso a la estrella. Cuando se produce el eclipse secundario, el planeta pasa por detrás de la estrella, y la reducción de luminosidad se debe a que dejamos de recibir la luz del planeta, cuando el planeta está mostrando la cara iluminada. Midiendo esta reducción de luz infrarroja se puede determinar su elevada temperatura. Las mediciones en el infrarrojo arrojan temperaturas que a menudo superan los 2.000 K. 

La curva en el infrarrojo de 55 Cancri e. A la izquierda, el profundo tránsito (el planeta pasa por delante de la estrella). A la derecha, el eclipse secundario (el planeta pasa por detrás de la estrella). Es llamativo que el máximo de luz no se produce durante el eclipse, cuando observamos la cara iluminada del planeta. (Fuente: Demory. 2016)

Esta medición no es estable, y suele variar drásticamente. Es decir, la temperatura del lado iluminado no es constante. Quizá puede ser debido a elecciones volcánicas o la presencia de nubes opacas. 

Varios eclipses secundarios de 55 Cancri e. Se ha confirmada que la profundidad del eclipse no es estable. Es decir, la temperatura medida de lado iluminado no es estable: ¿erupciones volcánicas? o quizá nubes opacas oscurecen nuestra visión. (Fuente: Tamburo et al. 2018)

Cabría esperar que justo antes y después del eclipse secundario fuera cuando mayor flujo infrarrojo recibiéramos, porque el planeta estaría mostrando la totalidad de su cara iluminada. No es así. Esto se interpreta como que en una zona al este del punto subestelar (el eterno mediodía) está especialmente caliente. Quizá un mar de lava o una zona volcánica fruto del efecto marea. Otra explicación puede estar en el fenómeno de la super-rotación, en el que la atmósfera rota más rápido que el resto del planeta.

El contraste de la emisión térmica noche-día ponen de relieve la existencia de algún mecanismo que transmita el calor. Puede ser debido a circulación del calor en una gruesa atmósfera o un planeta sin atmósfera en el que hay flujos poco viscosos de lava, aunque esta última idea ha sido criticada y se considera menos plausible.

Estas elevadas temperaturas son coherentes con lo que se denominan “Atmósferas Minerales”, formadas por los vapores emitidos por los mares de lava y dominadas por compuestos que en nuestra Tierra son sólidos, como Na, K, Fe, Si, SiO, O, O2,...

La composición de una Atmósfera Mineral, producida por un Mar de Lava, varía con la temperatura. (Fuente: Masahiro Ikoma. Vía @JayneBirkby ExoMol2018)

La hipótesis de la gruesa “Atmósfera Mineral” se ha visto parcialmente apoyada en 2016 con los indicios de una exosfera dominada por el sodio y el calcio ionizado. Son resultados muy poco sólidos que necesitan confirmación. 

Desde entonces se han considerado atmósferas minerales y otras compuestas de gases más normales. En 2017 Isabel Angelo y Renyu Hu proponen una gruesa atmósfera de 1,4 atmósferas dominada por CO o N2, con menor abundancia de H2O o CO2.

Renyu Hu dando una charla durante Exoplanets2 sobre la composición de 55 Cancri e. En la foto aparece Isabel Angelo (Vía @semaphore_P)

Seguiremos informando. Atentos.

Una entrada de 2016 sobre los planetas infernales.
http://exoplanetashabitables.blogspot.com/2016/06/55-cancri-e-y-otros-planetas-infernales.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 eul 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