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

Las esperadas conferencias de Exoplanets 2 (Parte I)

Esta semana (2-6 Julio) se ha celebrado Exoplanets II, quizá el congreso más importante sobre Exoplanetas. Tiene lugar cada dos años, esta vez en la emblemática ciudad de Cambridge. Son más de cien charlas tratando sobre temas que abarcan la totalidad de los campos de la ciencia de los exoplanetas.

Voy a intentar resumir lo que pueda, aunque sé que es imposible. El volumen de información ha sido tal que esta tarea se me antoja irrealizable. Quería por ello pedir excusas a todos los esforzados astrónomos cuyo trabajo no voy siquiera a citar. Y van a ser muchos.

No han faltado anécdotas. En la sala de conferencias, en la que de forma maratoniana se sucedían las conferencias en rápida sucesión hacía un calor insoportable. Siendo este tema el comentario más habitual del congreso no ha faltado algún astrónomo alemán, quizá poco acostumbrado a los rigores del calor, que comentaba que la sala estaba sin duda fuera de la “Zona de Habitabilidad”...

En fin, también ha habido detalles decepcionantes, como la manía de los embargos de los resultados más mediáticos. Cada vez es más habitual que se actúe con secretismos ante ciertos hallazgos para preservar “la exclusiva” de ciertas publicaciones muy influyentes. Muchos astrónomos han criticado esta actitud, argumentando que si un astrónomo descubre un resultado financiado por una institución pública, tiene el deber moral de compartirlo abiertamente con sus contribuyentes, es decir, el público en general. Esto cada vez se parece más el mundo de la prensa rosa…

El congreso no pudo empezar mejor. Abrió la introducción el gran Michel Mayor, el padre de esta ciencia, recordándonos lo mucho que se ha avanzado en las últimas décadas. Su antiguo compañero Didier Queloz, el otro codescubridor de 51 Pegasi b, formaba parte del equipo organizador del evento.

Detección de Planetas.

Poco se ha hablado de Proxima Centauri. Lo único ha sido la confirmación del hallazgo del planeta Proxima b con los datos de Red Dots 2017, que era algo ya sabido. Nada sobre Proxima c, nada de discos de polvo, nada sobre los indicios de tránsitos.

Vía Jayne Birkby (@JayneBirkby)

Más interesante ha sido el sistema LHS 1140, en el que parece que hay un nuevo planeta (LHS 1140 c). Kristo Ment lanzó un código de Machine Learning que permitió  identificar tránsitos de periodo 3,8 días. De forma independiente la señal de 3.8 días apareció en las velocidades radiales, así que es un resultado sólido. Debería estar mucho más caliente que su compañero LHS 1140 b que está en la Zona Habitable.

Vía Ryan McDonald (@MartianColonist)

Vía Ryan McDonald (@MartianColonist)

Con todo, el descubrimiento más comentado ha sido PDS 70 b, un planeta gaseoso recién nacido, todavía embebido en su disco de transición, descubierto por VLT/SPHERE. El hallazgo permitirá entender mejor las condiciones bajo las que se forman los planetas, así como las interacciones disco-planeta que tienen lugar durante estos procesos.

Vía Vatsal Panwar (@ExoShastri)

Atmósferas.

Muchos resultados de espectroscopía de transmisión de los tránsitos de los Júpiter calientes y supercalientes, extremadamente inflados, planetas que todavía no son totalmente entendidos.

Se comentan otras técnicas. Para 55 Cancri e se muestra el análisis de la curva térmica de toda la órbita del planeta (Spitzer), aportando muchos datos sobre la atmósfera del planeta. Suponiendo que el planeta sufre acoplamiento de marea y presenta siempre la misma cara a la estrella, la fotometría permite medir la diferencia de temperatura  entre el lado eternamente iluminado y el lado eternamente en sombras. El lado oscuro está más cálido de lo esperado y tiene que haber un mecanismo que traslade el calor desde el lado luminoso. Hay una zona al este del punto subestelar (el eterno mediodía) que parece estar más caliente que el resto y se supone que es un mar de lava. Sin embargo, los flujos de lava no parecen ser el mecanismo que transporta el calor a la zona oscura. Se proponen los flujos de circulación de una gruesa atmósfera con 1,4 atmósferas. Quizá algún día el JWST pueda realizar un análisis similar de Proxima b, aunque no tenga tránsitos.

Vía Jason Wang (@semaphore_P)

Otra de las técnicas prometedoras es la espectroscopía de alta resolución. Ya se ha tenido ya éxito con varios planetas gaseosos, incluyendo tanto planetas con tránsitos como otros que no transitan. Se sugiere que permitirá a los ELTs estudiar la atmósfera de los planetas terrestres más cercanos.

Vía Ryan McDonald (@MartianColonist)

Vía Hanna Wakeford (@StellarPlanet)

Por supuesto, es inevitable, también se ha hablado mucho de TRAPPIST-1. Hay nuevas estimaciones en las masas de los planetas que ahora parecen más masivos. Los estudios de los espectros obtenidos con HST no son todavía entendidos. Hay mucho aún por descubrir en este apasionante sistema.

Vía Ryan McDonald (@MartianColonist)

Vía Hannah Wakeford (@StellarPlanet)

La importancia de este sistema es tal, que se propone un congreso para 2019 en Lieja totalmente dedicado a TRAPPIST-1. Es la primera vez que un solo sistema planetario (a excepción del nuestro, claro) se plantea de forma monotemática.

Vía Jake (@AstroJake)

Continuamos en la segunda parte del resumen.

Las Matemáticas de los Exoplanetas, explicadas FÁCIL. 1. Velocidad Radial.

Iniciamos una serie de entradas sobre las matemáticas de los exoplanetas. Pretendemos mostrar las principales ecuaciones partiendo de un nivel de matemáticas elemental, pero permitiendo unos cálculos más que razonables.

La técnica de la velocidad radial ha permitido descubrir los exoplanetas más cercanos al Sistema Solar. Fue la técnica aplicada para descubrir en 1995 el exoplaneta 51 Pegasi b, que asombró al Mundo por ser el primero descubierto en otra estrella del tipo solar. También es la técnica aplicada para detectar el exoplaneta Proxima b, en la estrella más cercana a nosotros.

Como sabemos, cuando un planeta orbita alrededor de una estrella, en realidad lo que ocurre es que tanto el planeta como la estrella orbitan en torno a un centro de masas común. El pequeño planeta describe su órbita mientras la estrella, mucho más masiva, realiza una pequeña órbita. Es decir, el planeta produce un pequeño ”bamboleo” sobre la estrella que a veces puede ser detectado.

El método de la velocidad radial detecta movimientos en la estrella causados por el planeta, detectables por el efecto Doppler. (Fuente: ESO.)

Aunque el planeta realmente no sea visible directamente, por ser su luz demasiado tenue, si podemos medir el pequeño “bamboleo” que induce en la estrella, podremos saber que hay un exoplaneta. El principal parámetro de la técnica de la velocidad radial es la “intensidad” de este “bamboleo” que el planeta induce en la estrella, medido como la pequeña velocidad a la que la estrella se mueve en la pequeña órbita. Es llamado K.

1. La Ecuación de la velocidad orbital.

La primera ecuación es muy útil. La conocen bien todos los aficionados a la astronáutica, porque describe el movimiento de los satélites y los cuerpos que orbitan en órbitas circulares (para simplificar no consideramos órbitas excéntricas).

Para deducirla basta con plantear que en una órbita circular se igualan la fuerza atractiva de la gravedad con la centrífuga y despejar la velocidad. Al final, la velocidad del satélite depende de la masa del cuerpo sobre el que orbita, G (constante de gravitación) y R, la distancia del satélite al planeta.

La ecuación no sólo se aplica a satélites orbitando sobre la Tierra, también describe el movimiento de los planetas en torno al Sol. En el siguiente ejemplo se utiliza para calcular la velocidad de la Tierra, Venus, Júpiter y Saturno.

2.  Conservación del momentum.

El sistema planeta-estrella conserva el Momentum y, por tanto, es posible calcular la velocidad de la estrella (el “bamboleo”), en función de la velocidad del planeta.

Como ejemplo calculamos la K de algunos planetas del Sistema Solar, partiendo de las velocidades orbitales del apartado anterior.

Actualmente, los espectrógrafos más precisos rara vez mejoran 1 m/s, con la excepción de HARPS Y HARPS-N, que pueden estar en 0,3-0,5 m/s. Si observásemos un sistema planetario como el Sistema Solar, únicamente detectaríamos Júpiter y Saturno. Nuestro sistema parecería bastante aburrido…

Por suerte, este año 2018 entrará en funcionamiento ESPRESSO, que será mucho más preciso, y que va a estar muy cerca de 0,1 m/s.

3 Ecuación de K.

Finalmente, combinando las dos expresiones anteriores, obtenemos una ecuación que puede ser obtenida para calcular K (el “bamboleo”) o que puede ser utilizada para deducir la masa del exoplaneta partiendo de K.

En el ejemplo, calculamos la K de 51 Pegasi b, el primer planeta descubierto en una estrella del tipo solar en 1995. Fue descubierto por ELODIE, que tenía una precisión de 12 m/s. Este planeta es un Hot Jupiter. Está muy cerca de la estrella y es muy masivo, y es por eso por lo que su K es tan elevada, de más de 55 m/s. Durante la década de los 90 la mayoría de los planetas detectados eran de este tipo.

El último ejemplo es el cálculo de la masa de Proxima Centauri b, un planeta detectado en 2016.

4. La Ecuación Completa de K.

Ahora entramos en temas más complejos para los que quieran profundizar. La ecuación que utilizan los astrónomos no es demasiado diferente de la que hemos utilizado. Es totalmente equivalente:

(Fuente: A diversity of Exoplanets. COURSERA. Universidad de Ginebra.)

La ecuación se obtiene derivando la ecuación de la elipse en coordenadas polares proyectada sobre el eje de observación y luego aplicando la Tercera Ley de Kepler. (desde el baricentro). Es básicamente la misma ecuación, aunque hay alguna diferencia que no hemos incorporado porque:

• No tiene la masa, sino masa sin(i), siendo este ángulo i desconocido casi siempre. Hay que tener en cuenta que son velocidades radiales y están proyectadas sobre el eje de observación. El ángulo i es la inclinación del sistema planetario con el eje de referencia, perpendicular al de observación. Si el sistema planetario lo vemos “de canto” el ángulo es 90 grados y el seno vale 1. Si está “de cara” el ángulo es 0 grados y no se puede medir la masa y esta técnica no funciona.

• Hay un término que incorpora e, la excentricidad, para tratar órbitas excéntricas.

• Finalmente la ecuación muestra P, el periodo orbital. Se obtiene aplicando la Tercera Ley de Kepler sobre nuestra ecuación. Los astrónomos se sienten más cómodos hablando de periodos. Típicas son las expresiones del tipo: “Se ha detectado una señal de 11,3 días …”

• C toma el valor de 4.740,47.

En fin, espero que os haya sido útil.