En Exoplanets 2 se prestó atención a los sistemas planetarios alrededor de estrellas enanas rojas y enanas ultrafrías. Se trata de los sistemas planetarios alrededor de Proxima (𝛂 Cen C), LHS 1140, y sobre todo del sistema Trappist-1. Las dos primeras son enanas rojas mientras la que ocupa el centro de Trappist-1 es una enana ultrafría. Tres de cada cuatro estrellas en la Vía Láctea, son enanas rojas y tienen un brillo tan tenue que ni siquiera la más cercana puede verse a simple vista. Las enanas ultrafrías son todavía más pequeñas y frías que las rojas de modo que se hallan en el límite entre ser estrellas y enanas marrones. Son muy poco luminosas así que son más difíciles de detectar.
Edward Charles Pickering fue un astrónomo estadounidense, director del Observatorio de Harvard, que vivió durante la segunda mitad del siglo 19. Con los 400.000 dólares que la viuda de Henry Draper donó al Observatorio de Harvard se pudo financiar la confección del Henry Draper Catalogue de espectros estelares (por eso muchas estrellas tienen un nombre como HD y el número de ésta en el catálogo) y pudo contratar a buen número de mujeres encargadas inicialmente de tareas repetitivas y conocidas como las Computadoras de Harvard. Prácticamente todas ellas hicieron grandes descubrimientos y aportaciones astronómicas en una época en que el trabajo de la mujer estaba degradado y sus sueldos muy discriminados. Entre ellas estaba Antonia Maury, sobrina de Henry Draper. A ella le debemos la clasificación espectral de las estrellas en O, B, A, F, G, K, M, que abarcaba de las estrellas más masivas, grandes y con elevadas temperaturas a las pequeñas y frías enanas rojas (M). Cada tipo se subdividía a su vez en nueve subgrupos. Nuestro Sol es por ejemplo G2. Luego se añadieron los tipos L y T para abarcar las estrellas todavía más pequeñas y ultrafrías.
Estas estrellas pequeñas (enanas rojas y ultrafrías) comparten una serie de características:
- Son mucho más pequeñas y frías que el Sol así que su luminosidad es muy baja.
- A pesar de tener menos combustible nuclear debido a su baja masa tienen una duración muy larga y envejecen lentamente. Las más viejas se crearon en un Universo joven.
- Debido a su baja temperatura emiten la mayoría de su luz en el infrarrojo.
- A la proporción con las emisiones solares estas estrellas son mucho más activas en el ultravioleta y rayos X especialmente en su juventud (edad<1.000 millones de años)
- Debido a su baja luminosidad la zona de habitabilidad (ZH) está muy cerca de su estrella.
- A diferencia del Sol su luminosidad disminuye con el tiempo así la ZH se acerca a la estrella.
- Como consecuencia de la cercanía de la ZH todos los planetas en ZH están acoplados por marea. Esto significa que como nuestra Luna duran lo mismo los periodos de rotación y traslación. Los planetas presentan siempre la misma cara al Sol.
- El hemisferio que es siempre de día presenta temperaturas elevadas y el que siempre es de noche temperaturas muy frías.
- Esto compromete seriamente su habitabilidad: Se necesita una atmósfera gruesa para filtrar los rayos X y eso requiere un campo magnético fuerte que la defienda del viento estelar. Pero este campo magnético lo debe generar el núcleo del planeta y su velocidad de rotación que no es grande por el acoplamemiento de marea.
- Se necesita una capa de ozono capaz de absorber la radiación ultravioleta pero esto sólo se generará en una atmósfera rica en oxígeno que sólo se crea si hay vida vegetal y condiciones para la fotosíntesis.
- Se necesita una atmósfera gruesa que sea capaz mediante vientos o hidrosfera transportar calor del hemisferio de día al hemisferio de noche y refresque el hemisferio donde es siempre de día.
- Sólo en las zonas del planeta (diametralmente opuestas) donde el Sol está permanentemente saliendo o poniéndose gozarían de un tiempo aceptable aunque siempre soplando en superficie un aire frío procedente de la zona oscura.
Pero volvamos a la conferencia Exoplanets 2: Kevin France es Profesor Asistente del Departamento de Astrofísica y Ciencias Planetarias y del Laboratory for Atmospheric and Space Physics, University of Colorado (Boulder). Habla del programa MUSCLES cuyo objetivo es ayudar a entender más las enanas M. Su actividad, el flujo UV, incluyendo las estadísticas de fulguraciones y el efecto de la radiación estelar en la química atmosférica. El impacto de todo ello en su Zona de Habitabilidad.
Ben Rackham un estudiante de doctorado en el programa de astronomía en la Universidad de Arizona desde 2014, que estudia las atmósferas de los exoplanetas, habla cómo la cobertura de manchas/fáculas afecta a la variabilidad estelar y que esto hay que modelarlo para evitar la falsa detección de planetas alrededor.
Programa SPECULOOS
El programa TRAPPIST con el que se descubrió el sistema Trappist-1 es un prototipo para un proyecto más ambicioso llamado SPECULOOS que busca por tránsito planetas en enanas rojas y ultrafrías hasta 100 años luz de distancia.
Laetitia Delrez del equipo de SPECULOOS y que realiza estudios de posdoctorado en Cambridge, en el equipo de Didier Queloz explica que el programa rastrea las 60 estrellas enanas frías más cercanas a la Tierra en busca del tránsito de planetas terrestres. Suponiendo que todas las enanas ultrafrías tienen un sistema como Trappist-1, sólo el 4,5 % de las simulaciones permite detectar con SPECULOOS otro sistema de tránsito similar con 7 planetas. La naturaleza ha sido amable con Trappist-1 y se pregunta hasta qué punto son comunes estos sistemas planetarios compactos. Según Delrez los objetivos de SPECULOOS son estrellas con una temperatura superficial de unos 1.200ºK, magnitud menor que 12 y enanas ultrafrías con tipos espectrales entre M7-T2, pero sobre todo de M7 a L0.
Laetitia antes de recalar en Cambridge hizo su tesis en 2012 en la Universidad de Lieja donde estudió las curvas de luz de tránsito de tres sistemas con jupíteres calientes. Bajo la supervisión de Michaël Gillon, estudió a estos en profundidad. Miembro del equipo de TRAPPIST, y WASP, co-descubrió y caracterizó varias decenas de planetas durante un período de cuatro años.
Proxima Centauri-b
Alfa Centauri es un sistema estelar triple. Es el más cercano al Sol y está a unos 4,37 años luz (41,3 billones de kilómetros) de distancia. Billones europeos de un millón de millones y no como los americanos. Fue el astrónomo francés Nicolás Louis de Lacaille quien en 1752 descubrió que 𝛼 Centauri es una estrella binaria. La tercera estrella es Proxima Centauri, que giraría alrededor de las dos anteriores a una distancia mucho mayor, en una órbita muy excéntrica de forma que se discutía si realmente está ligada al sistema aunque parece que últimamente se ha demostrado que sí . Las dos estrellas principales son parecidas al Sol mientras la tercera 𝛼 Centauri C llamada Proxima por ser actualmente la estrella más cercana es una enana roja de tipo espectral M5 y magnitud visual +11,05 y por tanto no visible a simple vista desde el hemisferio sur.
En agosto de 2016 un equipo de astrónomos liderado por el español Guillem Anglada-Escudé dentro del marco del proyecto Pale Red Dot del Observatorio Europeo Austral (ESO) anunciaba el descubrimiento del exoplaneta más cercano Proxima Centauri b. Descubierto por HARPS por velocidad radial tiene un mínimo de 1,27 masas terrestres y orbita su estrella a 0,0485 U.A. en 11,186 días. Se halla en la parte interior de la zona de habitabilidad que se extiende entre las distancias 0,0423U.A. y 0,0816 U.A. Se tomaron muchas precauciones (observando simultáneamente la estrella con muchos telescopios) para descartar que lo observado no fuera fruto de la actividad repentina característica de las enanas rojas, sino un planeta. Las estrellas activas pueden variar su brillo generando efectos parecidos a los que supone la presencia de un planeta. Para ello se excluyeron del análisis final los datos de velocidad radial tomados cuando la estrella se dilataba. Las estrellas enanas rojas como Proxima son muy ruidosas, es decir, su luminosidad varía tanto que la detección de planetas pequeños es harto complicada. En Exoplanets 2 Josh Winn físico y astrónomo de la Universidad de Princeton dijo que la nueva temporada de datos en Proxima b fortalece el caso de que exista el planeta.
Fig. 1 Gráfico mostrado en Exoplanets 2 de Proxima b
Al descubrir el planeta hubo mucho debate respecto a sí las fulguraciones, los rayos X y ultravioleta imposibilitaban o no que fuese habitable. Se discutió si la excentricidad orbital evitaba el acoplamiento por marea y permitía una resonancia como la de Mercurio 3:2 con sucesión de días y noches con una duración de unos 7,5 días.
En noviembre de 2017 tras estudiar el sistema de Proxima con el radiotelescopio submilimétrico ALMA se detectó que el sistema contiene varios anillos de material y polvo que quizás se correspondan con un cinturón de asteroides y dos cinturones de Kuiper. Se habló incluso de un segundo planeta fuera de la ZH y pastoreando uno de los anillos. El autor principal del estudio, es Guillem Anglada Pons, del Instituto de Astrofísica de Andalucía (CSIC), y no debe ser confundido con Guillem Anglada Escudé, el descubridor de Proxima b, que es coautor de este artículo. A finales de febrero de 2018, un equipo de astrónomos publicó que el 24 de marzo del 2017 hubo una fuerte llamarada en Proxima Centauri. Los investigadores descubrieron una enorme fulguración tras volver a analizar las observaciones realizadas desde el 21 de enero al 25 de abril de 2017 por ALMA y ACA a 233 GHz (1,3 mm). Cuando alcanzó su máxima intensidad, la llamarada fue 10 veces más brillante que las llamaradas más grandes producidas por nuestro Sol observadas en longitudes de onda similares. La llamarada duró aproximadamente 1 minuto y alcanzó una densidad de flujo máxima de 100 mJy e incrementó el brillo de Proxima Centauri en 1.000 veces durante 10 segundos. La estrella se hizo visible a simple vista para los observadores del hemisferio sur. El fallo de los investigadores era haber promediado esta intensa fulguración entre los tres meses de observación. No hacían falta los anillos ni el planeta extra. Todo puede explicarse por la fulguración ocurrida el 24 de Marzo de 2017. Con posterioridad el microsatélite canadiense MOST detectó 66 fulguraciones de Proxima en el espectro visible a lo largo 37 días de observación.
Debido a que Proxima b está veinte veces más cerca de su estrella que la Tierra del Sol su intensidad fue unas (10x20²=4.000) cuatro mil veces mayor que la fulguración más potente registrada en la Tierra procedente del Sol. Durante los miles de millones de años que transcurrieron desde que se formó Proxima b, estas llamaradas pudieron haber evaporado cualquier atmósfera u océano y esterilizado la superficie, lo cual significa que las condiciones de habitabilidad pueden depender de más factores que la simple distancia entre el planeta y su estrella y la presencia de agua líquida dijo Meredith MacGregor, astrónomo del Departamento de Magnetismo Terrestre de la Carnegie Institution autor del estudio.
La existencia de atmósfera y la habitabilidad sufrieron un duro golpe del que no nos hemos repuesto.
LHS 1140
La estrella LHS 1140 (GJ 3053) es una estrella enana roja M4 situada en la constelación de Cetus. Su magnitud aparente es de +14,15 y se encuentra a 12,47 parsecs (40,6 AL) del Sistema Solar. Tiene una masa del 14,6 % de nuestro Sol y un radio 0,186 el solar. Su temperatura efectiva es de 3.131ºK y su metalicidad –0,24. Su luminosidad es 0,002981 ± 0,00021 la solar. Su periodo de rotación es de 130 días. Su edad estimada es mayor que 5.000 millones de años. No se han observado erupciones solares hasta la fecha.
En abril de 2017 se anunció el descubrimiento por tránsito de una supertierra denominada LHS 1140 b orbitando alrededor de esta estrella. El descubrimiento se publicó en Nature y fue realizado por Dittmann J., Irwin J. y Charbonneau D. et al. (A temperate rocky super-Earth transiting a nearby cool star) dentro del proyecto Mearth. Hay un fichero arxiv en la dirección. La masa del planeta fue calculada con las velocidades radiales medidas por el espectrógrafo HARPS. El planeta recibe 0,46 veces la insolación de la Tierra y está ubicado en la llamada zona de habitabilidad de la estrella.
Los estudios hasta el momento realizados muestran una órbita de excentricidad moderada (inferior a 0,29 con un 90 % de confianza), coherente con una órbita circular. El semieje mayor es de 0,0875 U.A. y el período orbital es de 24,74 días. Una excentricidad baja causaría que el planeta sufriese un acoplamiento por marea presentando siempre el mismo hemisferio a su estrella pero una excentricidad alta como el caso de Mercurio le haría escapar de ello presentando una resonancia spin-órbita diferente a 1:1.
Fig. 2 Características del planeta según exoplanet.eu
Comparada con la Tierra, la masa mínima del planeta LHS 1140 b es 6,64 veces mayor, el diámetro es de aproximadamente 1,43 veces más grande y en consecuencia la densidad es 2,27 veces la de la Tierra, es decir, 12,5 ± 3,4 gr/cc. Si fuese una supertierra con composición terrestre para ese radio le corresponde una densidad de 7,5 gr/cc. Aún en el límite inferior, la densidad es mayor. La elevada densidad puede ser explicada por un manto de silicatos magnésicos, y un núcleo de hierro mucho más grande de la Tierra. La composición tendría una mezcla por igual de silicatos y hierro, es decir se trataría de un supermercurio uniéndose así a una pequeña relación como K2-106 b, K2-229 b y GJ 9827 b.
En su juventud, LHS 1140 era más luminosa, y una fracción superior de su emisión era en ondas ultravioleta. Durante este período, la atmósfera de LHS 1140b se vio por tanto sometida a mayores niveles de radiación ionizante, y es probable que el LHS 1140 b no entrara en la zona habitable de agua líquida hasta aproximadamente 40 millones de años después de la formación de la estrella. Esta cantidad de tiempo puede haber sido suficiente para que la atmósfera haya experimentado un invernadero desbocado, con el agua disociada en la atmósfera superior y el hidrógeno permanentemente perdido por el escape atmosférico. Si es así, entonces la atmósfera del planeta estaría dominada por O₂ abiótico, N₂ y CO₂. Sin embargo, trabajos recientes han sugerido que las supertierras pueden tener un periodo largo de océano de magma, en cuyo caso la escala de tiempo durante la cual LHS 1140b desgasificó su atmósfera secundaria puede haber excedido el tiempo para que la estrella alcance su luminosidad actual. En este escenario, los volátiles como el H₂O habrían permanecido en el manto del planeta hasta después de que la estrella anfitriona atenuara su emisión de rayos ultravioleta.
Stephen R. Kane, un australiano Profesor Asociado de astronomía y astrofísico planetario de la University Riverside of California y experto ZH de sistemas planetarios y en habitabilidad planetaria habló de su trabajo publicado en arxiv y titulado The Impact of Stellar Distances on Habitable Zone Planets y que está en el enlace.
En él nos dice que las propiedades de la estrella como la luminosidad son muy sensibles a la distancia de la estrella. El satélite Gaia ha determinado ésta con mucha precisión y algunas distancias y por tanto las luminosidades de las estrellas han cambiado. Esto produce evidentemente un cambio en la ZH y por lo tanto en la ubicación del planeta dentro de ella y en el cálculo de su temperatura efectiva. Centra su atención en LHS 1140 b que se desplaza un poco más hacia el interior de la zona de habitabilidad. El cambio afecta también a Trappist-1 aunque muy poco.
Fig. 3 El satélite Gaia ha determinado con mucha precisión las distancias estelares y algunas han cambiado. Por tanto las luminosidades de las estrellas como Kepler-186 y LHS 1140 han cambiado. Esto produce evidentemente un cambio en la ZH y por lo tanto en la ubicación del planeta dentro de ella. A la izquierda la antigua ubicación y a la derecha la nueva.
En la conferencia Exoplanets 2, David Charbonneau anunció la existencia de un segundo planeta en tránsito alrededor de LHS 1140. El planeta LHS 1140 c descubierto por tránsito con el satélite Spitzer tendría un periodo de 3,8 días. Es un resultado seguro pues también se ha localizado por velocidad radial y su masa es ~Tierra.
A una distancia de sólo 0,025 U.A. de la estrella sí que debería estar mucho más caliente que su compañero LHS 1140 b que está en la Zona Habitable.
Coincidiendo con el día final de la conferencia Fabo Feng, Mikko Tuomi, Hugh R. A. Jones publicaron un trabajo titulado Minimizing the bias in exoplanet detection: application to radial velocities of LHS 1140 donde utilizando el paquete Agatha para minimizar los errores debidos a su diagnóstico de la actividad estelar y en un análisis conservador de los datos encuentran para el sistema LHS 1140 una solución diferente. El sistema constaría de tres planetas donde se confirman los dos existentes y aparecería un tercero exterior con un periodo de 90 días. Para ellos LHS 1140 c tendría una masa entre 1,6 y 2 masas tierra y LHS 1140 d entre 9 y 11 veces la masa de la Tierra.
El sistema Trappist-1
Características del sistema
En la conferencia Exoplanets2 que se celebró este verano en Cambridge Michael Gillon que no es ni más ni menos el descubridor de Trappist-1 dio una conferencia sobre este fascinante sistema planetario. El sistema a unos 39,4 A.L. de nosotros fue descubierto en 2016 y completado en 2017 por tránsito, por el telescopio TRAPPIST y el satélite Spitzer. El sistema planetario tiene 7 exoplanetas de un tamaño similar a la Tierra que orbitan una estrella enana ultrafría. Siendo el primero que se descubre alrededor de este tipo de estrellas. El planeta más exterior TRAPPIST-1 h era dudoso pues sólo se había detectado un tránsito con Spitzer ignorándose su periodo.
Este tipo de estrella tiene muy poca masa (0,08 la solar) y radio (0,117 el solar) de modo que su radio es de unos 81.300 km. apenas el 14% mayor que Júpiter. Estas características hacen dudar si es una estrella o una enana marrón. Su luminosidad es muy baja 0,00052 la solar en consonancia a su poco tamaño y su baja temperatura superficial de sólo 2.550ºK. Es decir 2,3 veces menor que la solar por lo que el máximo de la emisión ocurre en el infrarrojo. Los planetas orbitan la estrella entre 1,5 y 18,77 días a distancias que oscilan entre 0,01 y 0,06 U.A. muy parecidas pero mayores a la de los satélites galileanos alrededor de Júpiter.
Tabla 1 El sistema Trappist-1. Hay dos columnas de la masa la determinada por Grimm en 2018 y las presentadas en el congreso. En general las masas están dentro de los errores dados por Grimm aunque algunas están ligeramente fuera. Los planetas resultan en general un poco más masivos con excepción de Trappist-1 e cuya masa disminuye ligeramente.
Trappist-1 es pues un sistema compacto donde los planetas se influyen gravitatoriamente entre si lo que ha permitido calcular sus masas por VTT que oscilan entre 0,3 y 1,15 (0,37 y 1,24 en la nueva determinación) la terrestre. Trappist-1 es al igual que el sistema galileano un sistema resonante. Cumplen una resonancia denominada Laplace porque Pierre-Simon la descubrió para los satélites galileanos en el siglo 18. Esto significa que sus periodos guardan entre sí una relación sencilla de números: 4:3, 3:2, 5:3, 8:5, faltarían 6:5, 5:4, 7:5, 7:4, 2:1 para razones de los periodos entre 1,2 y 2 por eso Brice-Olivier Demory dijo en la conferencia que había apenas 9 períodos posibles para el planeta h, antes de que Rodrigo Luger et. al. utilizando K2 cazara otro tránsito de Trappist-1 h y confirmara el período orbital en exactamente uno de los períodos que predijeron. Como el periodo del planeta anterior TRAPPIST-1 g es de 12,353 días resulta que el periodo estaba entre 14,8 y 24,7 días, el periodo resultante es de 18,77 días guardando una resonancia con g de 3:2. En realidad es un poco más complicado pues la resonancia es de Laplace e involucra los periodos de Trappist-1 f, g y h. ¡Las resonancias son potentes predictores! afirma Demory. La resonancia puede producir un calentamiento interno similar al que sufren los satélites galileanos provocado por las fuerzas de marea debido a los tirones gravitatorios periódicos y a la escasa distancia a la que se encuentran los planetas entre sí.
Demory se pregunta ¿si hay un planeta ocho veces el tamaño de Marte en las afueras del sistema TRAPPIT-1? Tal vez... pero debe ser confirmado por observaciones de seguimiento. No aclara si el planeta es el octavo del sistema o se refiere al tamaño de Trappist-1 h. Ocho veces sólo puede ser en volumen, es decir tiene un radio doble de Marte es decir 1,067 el de la Tierra. Unos días después de la conferencia, David Kipping, Profesor de Astronomia de la Universidad de Columbia en New York habla de un hipotético octavo planeta Trappist-1 i y fija su periodo en 25,345 d para una resonancia Laplace (1,2) y de 28,699 d para una resonancia Laplace (2,3). Él personalmente se inclina por este último periodo y resonancia 3:2. Afirma, creo que medio en serio, medio en broma que Lauren Weiss podría calcular su masa y tamaño. Lauren es Doctora Trottier Postdoctoral Fellow en el Institute for Research on Exoplanets at the Université de Montréal en Quebec. En la conferencia Exoplanets 2 habló de la relación entre los tamaños y espaciamientos en un mismo sistema planetario.
Calculados los radios por tránsito y sus masas por VTT resultan unas densidades medias que van desde 3,5 a 5,5 gr/cc (4,43 a 5,8 gr/cc con la nueva determinación de la masa). Es decir el más ligero sería ahora un poco más denso que Marte y el más denso un poco más que la Tierra. Realmente planetas terrestres:
Fig.4 Demory muestra el diagrama radio-masa para los planetas pequeños con errores < 50% en la medida de la masa. Charbonneau se queja de que algunos planetas tienen errores inferiores a los especificados en el gráfico. Quizá se refiere a los tres que no son del sistema Trappist-1 (Kepler-78 b, K2-229 b o GJ1132 b). El autor ha puesto mucho interés en Trappist-1 y quizá ha elegido para los planetas mariachi que acompañan en el gráfico valores obsoletos. Esto da idea de lo difícil que es hacer en la ciencia exopanetaria gráficos totalmente actualizados.
Zona de habitabilidad en Trappist-1
Dada la escasa luminosidad de Trappist-1 la zona de habitabilidad o corona circular alrededor de la estrella donde el agua, caso de existir, estaría en estado líquido, está muy cerca de su estrella entre 0,025 y 0,05 U.A. así que tres de los planetas Trappist-1 e, f y g están en la zona habitable. Sólo la enana roja Gliese 667C que se halla a 22,7 AL y tiene un sistema formado también por 7 planetas (uno de ellos dudoso) tiene también tres planetas en la ZH.
Los tres planetas en ZH de Trappist-1 son parecidos a la Tierra los dos más internos más pequeños y el exterior ligeramente mayor.
El más interno a la ZH TRAPPIST-1 e es el planeta más denso de los siete. Tiene una densidad similar a la Tierra por lo que se supone tiene un núcleo de hierro. Quizá tiene una atmósfera y océano similar al terrestre.
Los otros dos son fundamentalmente roca. TRAPPIST-1 f recibe una insolación similar a Marte, hace que el agua, caso de existir, pueda congelarse y formar hielos sobre sus superficies. TRAPPIST-1 g es lo suficientemente masivo para evitar perder su atmósfera. A pesar de recibir una insolación que es la mitad de Marte quizá puede estar en la zona habitable. No obstante está en el límite con un clima muy severo donde dominan los hielos de agua sobre su superficie. Si tienen atmósferas delgadas, sería improbable que contuvieran las moléculas pesadas que encontramos en la Tierra, como el dióxido de carbono.
En 2017 Eric Wolf mejora el modelo para el límite superior de la Zona Habitable utilizando modelos más sofisticados que mejoran el tratamiento del albedo aumentándolo por la presencia de hielo y por las nubes del planeta en dicho límite exterior. En consecuencia el límite es ahora más exigente y deja fuera de la ZH a f y g. TRAPPIST-1 f, que recibe apenas 0,382 de la radiación terrestre queda completamente cubierto de hielo aunque tenga una masiva atmósfera de 5 bares de CO₂.
Sólo Trappist-1 e podría tener agua líquida en su superficie en condiciones estables frente a grandes variaciones en la composición de la atmósfera. Wolf estudia el clima de Trappist-1 e para tres composiciones atmosféricas muy distintas.
Las estrellas excepto las enanas rojas aumentan su luminosidad con el paso del tiempo. Así la zona de habitabilidad se aleja de sus estrellas. Esto se debe a que en las estrellas la reacción nuclear que trasforma el hidrógeno en helio produce un aumento con el tiempo de la masa molecular media y de la luminosidad. Por el contrario, las estrellas enanas rojas y las enanas marrones la disminuyen. Así pues la zona de habitabilidad se acerca a la estrella con el paso del tiempo. Ahora bien, todo en una enana roja y marrón es lento y el periodo de la contracción o enfriamiento de la enana marrón dura muchísimo tiempo.
Acoplamiento de marea y radiación ultravioleta
Trappist-1 es una enana ultrafría, un tipo de estrella muy pequeña que se encuentra entre las enanas rojas y marrones. Debido a su poca temperatura y tamaño, su luminosidad es 1905 veces menor que la solar y la zona de habitabilidad se encuentra muy cerca de la estrella. En consecuencia, las fuerzas de marea de la estrella han detenido la rotación del planeta y éste tiene una resonancia 1:1 entre la duración de su órbita y su traslación alrededor de su estrella presentando siempre el mismo hemisferio hacia su estrella. Esto significa que en un lado del planeta será de día continuamente y en otro tendremos una noche eterna. Esto evidentemente afecta a su habitabilidad. Necesitamos una atmósfera muy eficiente que traslade el calor de la zona diurna a la nocturna. Una órbita con un poco de excentricidad podría conseguir que roten en una resonancia 2:3 como en Mercurio.
Este tipo de estrellas se caracterizan por ser muy activas en rayos X y en la región ultravioleta del espectro. La radiación ionizante es muy dañina para el ser humano y los organismos vivos. A pesar de su baja luminosidad emite aproximadamente la misma cantidad de rayos X que el Sol. La intensa radiación de rayos X capaz de esterilizar un planeta podría evitarse con una atmósfera lo suficientemente densa y un intenso campo magnético. Sin embargo la baja densidad de los planetas y su lenta rotación dificultan tanto la existencia de un núcleo de hierro como la de un campo magnético. La radiación ultravioleta es mucho más difícil de filtrar ya que necesitamos una capa de ozono. Los investigadores Jack T. O’Malley-James y Lisa Kaltenegger han estudiado la habitabilidad de Trappist-1 en el ultravioleta. Para ello han modelado distintos tipos de atmósferas con o sin oxígeno. Sólo atmósferas con oxígeno son capaces de formar una capa de ozono. No obstante hay que recordar que el oxígeno existe en la Tierra gracias a la vida y por acción de las plantas y que de los aproximadamente 3.800 millones que existe vida sobre la Tierra la capa de ozono tiene sólo dos mil millones de años.
Espectroscopía de transmisión del sistema: ¿hay agua en Trappist-1?
Gillon habló del seguimiento fotométrico del Trappist-1. Sus exoplanetas de zona habitable, debido a sus profundidades de sus tránsitos, son también mundos para los que la espectroscopía de transmisión atmosférica está al alcance del espacio Hubble (HST) y es objetivo prioritario del futuro Telescopio Espacial James Webb (JWST).
El mismo día que aparecía el arxiv de E. Ducrot et al. afirmó que en los espectros de transmisión de Trappist-1 aparece agua en sus atmósferas a 1,4 micras.
Las profundidades de tránsito de los planetas #TRAPPIST1 son muy estables durante largas escalas de tiempo con las observaciones del satélite Spitzer. Las manchas estelares podrían crear señales contaminadas más de quince puntos más fuertes que la señal de transmisión de los planetas, advierte Jean-Michel Desert.
Con información privilegiada y sin poder disimular su emoción Gillon dijo: Hay evidencia de manchas estelares que afectan al espectro, pero no está claro lo que estamos viendo en 1g.
Sin embargo el trabajo de E. Ducrot titulado The 0.6-4.55μm broadband transmission spectra of TRAPPIST-1 planets es más modesto y nunca llega a hablar de la detección de agua.
En febrero de 2018 se había producido un análisis de espectroscopía de tránsito en el infrarrojo cercano del HST Wide Field Camera 3 (WFC3) para seis planetas (b a g). Zhang Zh., Zhou confirma la forma general de los espectros de transmisión presentados por Wit en 2016 para los planetas b y c. El enfoque de reducción de datos produce un aumento del 25 % en los datos utilizables y reduce el riesgo de confundir las variaciones de brillo astrofísico (por ejemplo, destellos) con la sistemática instrumental. No se detectan en los espectros de transmisión características de absorción procedentes de ningún planeta individual. Para Zhang las mediciones de profundidad de tránsito de Spitzer, son totalmente consistentes con la contaminación estelar, como lo predice Rackham en 2017. Estos espectros demuestran cómo la contaminación estelar puede enmascarar las características de absorción planetaria en los espectros de tránsito de exoplanetas de baja resolución obtenidos por HST y JWST.
El trabajo de Ducrot afirma simplemente que el trabajo Zhang et al. (2018, de aquí en adelante Z18) que afirmaba que JWST nunca podrá discernir entre la contaminación de la estrella y la espectroscopía de transmisión de los planetas es descartable. Su investigación permite conocer mejor la contaminación de la estrella y cuando se hagan las observaciones con JWST se podrá saber si hay agua en alguno de los planetas.
El sistema planetario TRAPPIST-1 representa una oportunidad excepcional para la caracterización atmosférica de exoplanetas terrestres templados con el próximo Telescopio Espacial James Webb (JWST). La evaluación del impacto potencial de la contaminación estelar en los espectros de transmisión de tránsito de los planetas es un paso precursor esencial para esta caracterización. Los tránsitos planetarios se pueden usar para escanear la fotosfera estelar y para restringir su heterogeneidad a través de variaciones de profundidad de tránsito en el tiempo y la longitud de onda. En este contexto, presenta el análisis de 169 tránsitos observados en la óptica desde el espacio con K2 y desde el suelo con los telescopios SPECULOOS y Liverpool. Combinando las profundidades de tránsito medidas con los resultados de la literatura recopilados en el IR medio y cercano con Spitzer / IRAC y HST / WFC3, construimos los espectros de transmisión de banda ancha de los planetas TRAPPIST-1 en el rango espectral de 0,6-4,5 μm. Si bien no pudimos encontrar ninguna variabilidad temporal significativa de las profundidades de tránsito medidas por el mismo instrumento, nuestro análisis revela estructuras cromáticas a un nivel de sólo 200-300 ppm en los espectros de transmisión de tránsito de los planetas b, d y f, los otros cuatro son globalmente planos. Recientemente, Z18 al analizaron los datos del IR cercano para varios planetas TRAPPIST-1, y llegaron a la conclusión de que la estrella debería estar cubierta casi por completo por manchas (~ 30%) y fáculas (~ 63%), esencialmente una "fotosfera de dos componentes".
Los resultados de E. Ducrot permiten descartar el modelo fotosférico altamente heterogéneo y sus conclusiones posteriores con respecto al potencial de JWST para caracterizar las propiedades atmosféricas de los planetas TRAPPIST-1 por espectroscopía de transmisión de tránsito.
La información parece favorecer dos escenarios: una fotosfera estelar dominada por unas pocas manchas gigantes (altas) de latitudes altas, que está desfavorecida por diferentes motivos. Alternativamente, la fotosfera estelar tendría unas pocas manchas pequeñas y calientes (3.500-4.000ºK) fáculas. En ambos casos, se espera que la contaminación estelar de los espectros de transmisión de tránsito sea menos dramática de lo predicho en documentos recientes. Aunque las mediciones no confirman las conclusiones de Z18, no pueden descartar una contaminación estelar significativa de los espectros de transmisión de los planetas. Sin embargo, de acuerdo con los resultados, la contaminación estelar puede ser de orden comparable o mayor que las señales atmosféricas planetarias en ciertas longitudes de onda. Por lo tanto, la comprensión y corrección de los efectos de la heterogeneidad estelar parece esencial para preparar la exploración de TRAPPIST-1 con JWST.
Fig. 6. Comparación del espectro de contaminación estelar inferido por Z18 para TRAPPIST-1b + c tránsitos [Zhang et al. (2018)] en dos resoluciones diferentes (línea negra continua y línea gris) con las mediciones K2, SSO y LT presentadas en este trabajo, y el Spitzer y HST / WFC3 presentado en Delrez et al. (2018) y de Wit et al. (2016), respectivamente (puntos rojos). La línea verde representa la media ponderada de todas las mediciones excepto HST por los motivos descritos anteriormente en la Sección. 3.2. Finalmente, las barras horizontales grises son el valor integrado de la banda para el modelo Z18.
El reciente anuncio del retraso en el lanzamiento de JWST nos da la oportunidad de investigar más a fondo la estructura fotosférica de TRAPPIST-1 a través de la monitorización fotométrica en diferentes longitudes de onda y su impacto en los espectros de transmisión de los planetas. Además, el retraso de JWST ofrece más tiempo para el desarrollo de nuevas estrategias para desentrañar de forma óptima los efectos estelares (contaminación) y planetarios (transmisión).
Esperemos que el trabajo de Ducrot sirva para allanar la tarea del JWST y éste descubra, esta vez sí, agua en el espectro de alguno de los planetas de Trappist-1. Por ahora hay que esperar.
Teoría sobre la formación y composición de Trappist-1
Que la zona de habitabilidad cambie aunque sea sólo ligeramente con el tiempo es una mala noticia para la habitabilidad. En el Sol la ZH se aleja de éste. Esto significa que la Tierra que orbita en la parte interior de la ZH en unos millones de años estará en el interior de ésta siendo no habitable como Venus. En Trappist-1 la ZH se acerca a la estrella. Esto significa que los planetas que ahora están en la zona habitable estuvieron en el interior de ésta hace muchos millones de años. Tal vez como Venus perdieron su agua.
El sistema Trapist-1 es un sistema compacto y resonante. Lo segundo significa que los periodos y los planetas están en una relación conmensurable: Por ejemplo Trappist-1 e y f están en resonancia 3:2 porque mientras Trappist-1 e da 3 vueltas a su estrella Trappist-1 f da exactamente 2. Esto no es una casualidad se genera por la migración planetaria. La información de que se dispone sugiere que los planetas del sistema se formaron originalmente mucho más lejos de su estrella, en una zona fría poblada con cristales de hielo de agua. Se especula que los planetas probablemente capturaron durante su formación agua en abundancia tanto en su interior como sobre su superficie. Que sea compacto y resonante significa que todos migraron a la vez hacia el interior. Si casi siempre estuvieron más allá de la zona habitable se salvaron de la pérdida de agua.
A finales de 2016 el telescopio espacial Hubble observó este sistema planetario en el ultravioleta. Pudo observar por espectroscopia de transmisión la atmósfera de un planeta cuando transita. La línea alfa de la serie Lyman del hidrógeno es ideal para detectar si existe una exosfera de hidrógeno neutro alrededor del planeta. La presencia de trazas de hidrógeno a gran distancia del planeta puede indicar dos cosas: la presencia de una atmósfera densa de hidrógeno o la de una atmósfera rica en agua que por disociación ha perdido el oxígeno. La primera es improbable ya que un planeta terrestre no tiene la suficiente gravedad para retenerlo. Por tanto, si detectamos hidrógeno lo más probable es que se deba al agua. Se han detectado previamente exosferas de hidrógeno en otros planetas por este método, aunque hasta ahora han sido en jupíteres o neptunos calientes, nunca planetas del tamaño de la Tierra.
Vincent Bourrier intentó buscar la presencia de hidrógeno en TRAPPIST-1 c un planeta que orbita por dentro de la ZH y que si tiene agua debe estar perdiéndola y no detectó nada. El papel de la luz ultravioleta, los rayos X y el viento estelar es erosionar la atmósfera mientras que el del campo magnético del planeta la preserva. Las observaciones en el ultravioleta de TRAPPIST-1 han permitido estimar la pérdida atmosférica que han sufrido estos planetas. La conclusión del equipo de Bourrier es que los planetas b, c y d, los más internos, podrían estar todavía perdiendo agua y gases, lo que es lógico pues no están en la zona habitable.
Los tres planetas de la zona habitable (e, f, y g) sólo habrían perdido una cantidad de agua equivalente a tres océanos terrestres si el escape cesó una vez que alcanzaron la zona habitable o de unos veinte océanos terrestres si no lo hicieron. Esto es realmente muy poca pérdida. La Tierra el llamado planeta azul donde el 70% de su superficie esta cubierta por agua es realmente un mundo seco. El agua representa apenas 1/4400 de su masa es decir 1,35×1021 Kg. mientras que la luna de Júpiter, Europa apenas con una masa de ocho milésimas la Tierra, tiene sólo en su corteza y océano líquido tres veces más agua que la Tierra. Un planeta como la Tierra con la composición de Europa podría tener el agua de unos 380 océanos de la Tierra.
Esto no significa que los planetas de Trappist-1 tengan agua sino que caso de tener hubieran perdido poca. Lo mismo que el hecho de que un planeta este en zona habitable no significa que tenga agua sino que caso de tenerla estaría en estado liquido. Ni Ducrot ha encontrado agua en sus estudios espectroscópicos ni, como dijo Sarah Moran en la conferencia exoplanets2, el Hubble ha encontrado una exoesfera de hidrógeno compatible con la existencia de agua. Ello no significa que no exista y el JWST pueda hallarla. Habrá que esperar.
Postdata
- El sistema es tan apasionante que en Exoplanets2 se anuncia una conferencia específica sobre Trappist-1 se celebrará en Lieja 1-14 de junio de 2019.
- El sistema 55 Cnc A no ha sido tratado en esta entrada y la razón es doble: Primero, la estrella no es enana roja sino similar al Sol y en segundo lugar hay dos excelentes trabajos de Raúl Álvarez Las esperadas conferencias de Exoplanets 2 (Parte I) donde se trata lo que se dijo de este planeta en Exoplanets 2 y específico de este sistema en La atmósfera infernal de la supertierra 55Cnc e.
- Como me hizo ver Raúl Álvarez Exoplanets I tuvo lugar en Davos en 2016.
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