Viaje al Centro de la Tierra y 20.000 Leguas de Viaje Submarino fueron los libros favoritos de mi infancia, cuando ya empezaba a interesarme por la ciencia. Muchos consideran los libros de Jules Verne literatura juvenil, pero volví a visitarlos hace unos pocos años y redescubrí unos libros emocionantes, impregnados de ese optimismo por la técnica tan del siglo XIX:
“Baja al cráter de Yóculo del
Sneffels por donde la sombra del Scartaris llega
a acariciar antes de las calendas de Julio,
audaz viajero, y llegarás
al centro de la Tierra, como he llegado yo.
Arne Saknussemm.”
En nuestro viaje al interior de los planetas de TRAPPIST-1 vamos a imitar a Arne Saknussemm, pero no podemos entrar por el cráter del Snæfellsjökull (!Ojalá pudiéramos!). Más bien utilizaremos las mediciones de radio, masa y densidad de los planetas de TRAPPIST-1, es decir, los datos que nos permiten adentrarnos en la caracterización de su estructura interna.
En unos planetas con tránsitos como los de TRAPPIST-1, es relativamente abordable obtener una estimación decente del diámetro. Basta con la medición de la profundidad del tránsito. La masa es más difícil de medir porque son planetas en los que (por ser una estrella demasiado débil) no es posible medir velocidades radiales. Para obtener masas se aplican modelos TTV, que obtienen las masas por el efecto gravitatorio que inducen los exoplanetas entre ellos y que son medibles porque afectan al momento en el que se producen los tránsitos.
La primera estimación de las masas se aportó en 2017, en el artículo del descubrimiento de los 7 magníficos planetas de TRAPPIST-1 (datos entre otros del Spizer), del equipo de Michaël Gillon. Fueron calculadas las efemérides de los planetas (los momentos de paso de los tránsitos). Especialmente f y g mostraban desviaciones significativas en estos momentos de paso, con variaciones que llegaban a decenas de segundos y los 30 minutos. Los modelos gravitatorios de N-cuerpos permitieron inducir las masas estimadas de los planetas. Tenían un margen de error enorme.
Y la primera impresión es que no estaba claro qué podía haber allí. Con ese margen de error podían ser mundos poco densos, ricos en sustancias volátiles. hidrógeno o agua. O podían ser mundos rocosos como nuestra Tierra. Quizá sólo para f parecía clara la necesidad de una cubierta de agua, quizá helada, quizá un mar enorme.
A los pocos meses Luger aportó datos de tránsitos gracias a la precisa fotometría del K2, refinando los cálculos de los radios, sobre todo en h, que hasta el momento no estaba bien determinado. También h mostraba TTVs en sus momentos de tránsito. Seguía sin quedar clara la naturaleza del interior de los planetas.
Pronto se hizo evidente que el puro cálculo de las masas debía ir acompañado de un análisis de estabilidad razonable del sistema planetario. Se podían así obtener restricciones y acotar las masas de los planetas, porque si las masas eran demasiado elevadas la interacción gravitatoria entre los planetas haría inestable el compacto sistema planetario. Lo cierto es que según Tamayo et al. la solución aportada por Gillon no era del todo estable. B. Quarles et al. aseguraba que el nuevo planeta h aportaba algo de estabilidad al sistema, pero incluso así, f tenía que ser poco masivo para que el sistema fuera estable. Por tanto, f tenía que ser rico en sustancias volátiles, con un 20% de agua quizá.
Recopilando todas las observaciones disponibles Songhu Wang mostró su estimación de las masas. Se mostraban unas densidades quizá rocosas para los planetas cercanos a la pequeña estrella y densidades más reducidas (¿con hielo o agua líquida?) para los más alejados (f, g, y h). Tenía sentido. Y el sistema planetario era estable. Realmente, me impresionaron los datos, y quise creer que eran correctos porque tenían márgenes de error más reducidos.
A mediados de 2017 (publicado en 2018) Unterborn intentó, aplicando las masas de Wang, intentó comprender el interior de estos planetas: f y g tenían que tener un alto porcentaje de agua (menos del 50%) y haberse formado más allá de la zona de los hielos; mientras, por su parte, los más internos (b y c) podían haber conseguido retener algo de agua (superior al 7%) y podían haberse formado en sistema planetario interno, como la Tierra. Para el resto de planetas (d, e y h) los modelos tenían más incertidumbre.
Ya en 2018 llegaron los cálculos de masas de Grimm et al. Eran muy distintos de los de Wang. Los modelos de TTV son especialmente complejos en sistemas multiplanetarios con resonancias, como es el caso de TRAPPIST-1. Se atacaba el problema con tratamientos eficientes que exploraban el espacio de parámetros con algoritmos genéticos y abundante capacidad de proceso, es decir, fuerza bruta, buscando incansablemente la solución más óptima. Además se incorporaban nuevas mediciones de Spitzer, que aportaban mucho valor, por ser la estrella razonablemente brillante en el infrarrojo.
Los resultados eran masas algo más elevados que las de Wang et al., con c y e especialmente densos y rocosos, mientras el resto parecían contener cantidades limitadas de volátiles, con menos del 5% de agua.
Para finalizar, durante su presentación en la conferencia Exoplanets II, Brice-Olivier Demory mostró que recientes investigaciones permitían mejorar las estimaciones un poco, aumentando todavía más las masas. Por desgracia, los resultados no se han publicado todavía.
En definitiva, desde el descubrimiento de los siete magníficos planetas de TRAPPIST-1 las densidades ha sufrido drásticas variaciones resultado de cambios de los radios (Delrez et al. 2018 es la última referencia), pero, sobre todo, de variaciones en las masas. El cálculo de las masas por TTV se muestra muy difícil y las soluciones que se van obteniendo no suelen ser muy estables.
Por lo pronto, y con mucha prudencia, podemos decir parece que los planetas de TRAPPIST-1 tienen una densidad terrestre, y alguno de ellos podría tener cantidades de agua moderadas
Sigamos atentos, en la segunda parte de este Viaje al Interior de estos planetas hablamos de geología.
2017. Marzo. Gillon anuncia los 7 planetas de TRAPPIST-1.
https://arxiv.org/abs/1703.01424
2017. Marzo. Rodrigo Luger et al. muestran los resultados del Kepler K2.
https://arxiv.org/abs/1703.04166
2017. Marzo. En general, cuando se estiman masas de exoplanetas con el método del TTV y con el método de la velocidad radial, conjuntamente, las primeras tienen fama de salir más bajas que las segundas. Este artículo viene a reconciliar ambos métodos, mostrando que para periodos orbitales reducidos la diferencia no es tan significativa.
https://arxiv.org/abs/1703.07790
2017. Abril. Tamayo pone de manifiesto la falta de estabilidad del sistema TRAPPIST-1.
https://arxiv.org/abs/1704.02957
2017. Abril. Otros autores, como B. Quarles et al. imponían condiciones sobre los planetas para conseguir que el sistema fuera estable. Con toda seguridad, TRAPPIST-1 f, demasiado cercano a TRAPPIST-1 g, tenía que ser poco masivo y denso para permitir la deseada estabilidad.
https://arxiv.org/abs/1704.02261
2017. Abril. Songhu Wang calcula las nuevas masas de los planetas de TRAPPIST-1. Con estas nuevas masas el sistema es estable.
https://arxiv.org/abs/1704.04290
Mis comentarios a las masas de Songhu Wang.
http://exoplanetashabitables.blogspot.com/2017/04/las-masas-de-los-planetas-de-trappist-1.html
2018. Febrero. Grimm y las nuevas estimaciones de las masas.
https://arxiv.org/abs/1802.01377
2018. Demory anuncia nuevas masas en la conferencia Exoplanets II.
No hay publicación asociada.
“Baja al cráter de Yóculo del
Sneffels por donde la sombra del Scartaris llega
a acariciar antes de las calendas de Julio,
audaz viajero, y llegarás
al centro de la Tierra, como he llegado yo.
Arne Saknussemm.”
 |
| Representación artística de TRAPPIST-1. (Fuente: ESO; Crédito: M. Kommesser.) |
En unos planetas con tránsitos como los de TRAPPIST-1, es relativamente abordable obtener una estimación decente del diámetro. Basta con la medición de la profundidad del tránsito. La masa es más difícil de medir porque son planetas en los que (por ser una estrella demasiado débil) no es posible medir velocidades radiales. Para obtener masas se aplican modelos TTV, que obtienen las masas por el efecto gravitatorio que inducen los exoplanetas entre ellos y que son medibles porque afectan al momento en el que se producen los tránsitos.
La primera estimación de las masas se aportó en 2017, en el artículo del descubrimiento de los 7 magníficos planetas de TRAPPIST-1 (datos entre otros del Spizer), del equipo de Michaël Gillon. Fueron calculadas las efemérides de los planetas (los momentos de paso de los tránsitos). Especialmente f y g mostraban desviaciones significativas en estos momentos de paso, con variaciones que llegaban a decenas de segundos y los 30 minutos. Los modelos gravitatorios de N-cuerpos permitieron inducir las masas estimadas de los planetas. Tenían un margen de error enorme.
 |
| Primeras estimaciones de Gillon. Los márgenes de error (1 sigma) son enormes. Si acaso puede decirse que f tiene algo de agua. (fuente: Gillon et al. 2017) |
A los pocos meses Luger aportó datos de tránsitos gracias a la precisa fotometría del K2, refinando los cálculos de los radios, sobre todo en h, que hasta el momento no estaba bien determinado. También h mostraba TTVs en sus momentos de tránsito. Seguía sin quedar clara la naturaleza del interior de los planetas.
Pronto se hizo evidente que el puro cálculo de las masas debía ir acompañado de un análisis de estabilidad razonable del sistema planetario. Se podían así obtener restricciones y acotar las masas de los planetas, porque si las masas eran demasiado elevadas la interacción gravitatoria entre los planetas haría inestable el compacto sistema planetario. Lo cierto es que según Tamayo et al. la solución aportada por Gillon no era del todo estable. B. Quarles et al. aseguraba que el nuevo planeta h aportaba algo de estabilidad al sistema, pero incluso así, f tenía que ser poco masivo para que el sistema fuera estable. Por tanto, f tenía que ser rico en sustancias volátiles, con un 20% de agua quizá.
Recopilando todas las observaciones disponibles Songhu Wang mostró su estimación de las masas. Se mostraban unas densidades quizá rocosas para los planetas cercanos a la pequeña estrella y densidades más reducidas (¿con hielo o agua líquida?) para los más alejados (f, g, y h). Tenía sentido. Y el sistema planetario era estable. Realmente, me impresionaron los datos, y quise creer que eran correctos porque tenían márgenes de error más reducidos.
 |
| Las nuevas estimaciones de Wang (azul) comparadas con las de Gillon: f, g y h parecían poco densos y ricos en volátiles. b y c podían ser más cálidos y rocosos. (fuente: Wang et al. 2017) |
Ya en 2018 llegaron los cálculos de masas de Grimm et al. Eran muy distintos de los de Wang. Los modelos de TTV son especialmente complejos en sistemas multiplanetarios con resonancias, como es el caso de TRAPPIST-1. Se atacaba el problema con tratamientos eficientes que exploraban el espacio de parámetros con algoritmos genéticos y abundante capacidad de proceso, es decir, fuerza bruta, buscando incansablemente la solución más óptima. Además se incorporaban nuevas mediciones de Spitzer, que aportaban mucho valor, por ser la estrella razonablemente brillante en el infrarrojo.
 |
| Las nuevas estimaciones de Grimm aportaban más confusión a las densidades. Los márgenes de error eran menores. c y e parecían ser bastante densos. (fuente: Grimm et al. 2018) |
Para finalizar, durante su presentación en la conferencia Exoplanets II, Brice-Olivier Demory mostró que recientes investigaciones permitían mejorar las estimaciones un poco, aumentando todavía más las masas. Por desgracia, los resultados no se han publicado todavía.
 |
| La enigmática conferencia de Olivier Demory en Exoplanets II. Los resultados se ha publicado. Vía Ryan McDonald (@MartianColonist) |
Por lo pronto, y con mucha prudencia, podemos decir parece que los planetas de TRAPPIST-1 tienen una densidad terrestre, y alguno de ellos podría tener cantidades de agua moderadas
Sigamos atentos, en la segunda parte de este Viaje al Interior de estos planetas hablamos de geología.
 |
| He creado unas tablas de resumen para poder apreciar la evolución. La solución de Gillon es más parecida a la de Grimm que la de Wang. (Fuente: Elaboración propia) |
2017. Marzo. Gillon anuncia los 7 planetas de TRAPPIST-1.
https://arxiv.org/abs/1703.01424
2017. Marzo. Rodrigo Luger et al. muestran los resultados del Kepler K2.
https://arxiv.org/abs/1703.04166
2017. Marzo. En general, cuando se estiman masas de exoplanetas con el método del TTV y con el método de la velocidad radial, conjuntamente, las primeras tienen fama de salir más bajas que las segundas. Este artículo viene a reconciliar ambos métodos, mostrando que para periodos orbitales reducidos la diferencia no es tan significativa.
https://arxiv.org/abs/1703.07790
2017. Abril. Tamayo pone de manifiesto la falta de estabilidad del sistema TRAPPIST-1.
https://arxiv.org/abs/1704.02957
2017. Abril. Otros autores, como B. Quarles et al. imponían condiciones sobre los planetas para conseguir que el sistema fuera estable. Con toda seguridad, TRAPPIST-1 f, demasiado cercano a TRAPPIST-1 g, tenía que ser poco masivo y denso para permitir la deseada estabilidad.
https://arxiv.org/abs/1704.02261
2017. Abril. Songhu Wang calcula las nuevas masas de los planetas de TRAPPIST-1. Con estas nuevas masas el sistema es estable.
https://arxiv.org/abs/1704.04290
Mis comentarios a las masas de Songhu Wang.
http://exoplanetashabitables.blogspot.com/2017/04/las-masas-de-los-planetas-de-trappist-1.html
2018. Febrero. Grimm y las nuevas estimaciones de las masas.
https://arxiv.org/abs/1802.01377
2018. Demory anuncia nuevas masas en la conferencia Exoplanets II.
No hay publicación asociada.
No hay comentarios:
Publicar un comentario