El ciclo de actividad de la estrella HAT-P-11

La estrella HAT-P-11 de la constelación del Cisne, tipo espectral K4, tiene una masa y radio un 20% menor que el Sol (0,81 y 0,75 respectivamente). Dista 38 parsecs del Sol y su magnitud visual es 9,59. Su temperatura efectiva es de 4.780 ºK. De sus datos físicos resulta una luminosidad de 0,266 la solar. Su metalicidad es 0,31 superior a la solar.

HAT-P-11 b el planeta extrasolar que orbita alrededor de la estrella HAT-P-11. Fue descubierto por el método de tránsito en enero de 2009 por Bakos et al. en Cambridge, Massachusetts. En el momento de su descubrimiento fue el planeta más pequeño conocido en tránsito, con una masa de 26,2 veces mayor que la Tierra y un radio 4,73 veces mayor lo que le da una densidad de 1,44 gr/cc. Como comparación Neptuno en nuestro Sistema Solar tiene una masa de 17,15 Mt y un radio 3,89 Rt por lo que se densidad es 1,64 gr/cc, bastante similar a pesar de que HAT-P-11 b debería por la proximidad a su estrella estar hinchado.

Gira a sólo 0,053 U.A. de su estrella en 4,8878 días lo que le convierte en un neptuno caliente. La órbita es bastante excéntrica, en torno a e=0,265, inusualmente alta para un mundo tan cercano que debe haber sufrido el proceso de circularización. Su inclinación es de 89,05º.

Fig. 1 Características del planeta según exoplanet.eu

En 2010 publica un artículo titulado The oblique orbit of the super-neptune Hat-p-11b donde indica que durante el tránsito se ha visto una anomalía en la velocidad radial de amplitud 1,5 m/s atribuible al efecto Rossiter-McLaughlin que permite decir que el ángulo entre el polo de la órbita y el eje de rotación del planeta es de 103º (-10/+26) es decir el planeta gira en sentido contrario a la rotación de la estrella. Algo que no ocurre en ningún planeta del Sistema Solar, pero que como veremos en un próximo artículo dedicado a este efecto, implica al 25% de los jupíteres o neptunos calientes. Este es el exoplaneta más pequeño para el que se ha medido la alineación de giro-órbita.

Fig. 2 Efecto Rossiter-McLaughlin de HAT-P-11 b que demuestra su órbita retrógrada.

También en 2010 Roberto Sánchez-Ojeda y Joshua Winn publican un artículo titulado Starspots,spin-orbit misalignment, and active latitudes in the HAT-P-11 exoplanetary system donde analizan 4 meses de fotometría Kepler de la estrella que incluye 26 tránsitos del planeta. Los datos de tránsito exhiben numerosas anomalías que interpretan como el paso del planeta sobre manchas oscuras del planeta. Estas anomalías de cruce de manchas se producen preferentemente en dos fases específicas del tránsito. Estas fases se pueden entender como los puntos de intersección entre la cuerda de tránsito y las latitudes activas de la estrella anfitriona, donde las manchas de estrellas son más abundantes. Con base en las características medidas de las anomalías de cruce de las manchas y las observaciones previas del efecto Rossiter-McLaughlin, encuentran para cada orientación del polo, la latitud activa (l) de la estrella: Si la oblicuidad (psi=106º) entonces la latitud activa es l=19º.7, mientras que si psi = 97º entonces l = 67º. Si la latitud activa cambia con el tiempo en analogía con el diagrama de mariposa del ciclo de actividad del Sol, las observaciones futuras deberían revelar cambios en las fases preferidas de las anomalías de cruce de las manchas.

Fig. 3 La latitud de las manchas marcan la actividad solar que tiene un ciclo de 11 años. Tras el mínimo las manchas aparecen en latitudes altas y a medida que se alcanza el máximo van extendiéndose hacia el ecuador formando un gráfico que se conoce como Diagrama de Mariposa solar.

Además, los tránsitos de HAT-P-11 b sufrían variaciones (VTT) que junto a la elevada oblicuidad del planeta hizo intuir a Holman M., en 2010, la existencia de un segundo planeta. David Kipping, también en 2010, las atribuyó a un segundo planeta o a una exoluna. Ninguna de las dos hipótesis ha fructificado.

En marzo de 2014 Bence Béky, Holman M., Kipping D. et. al. en un artículo titulado Stellar rotation-planetary orbit periodcommensurability in the HAT-P-11 system observan que el planeta tiene un periodo de rotación que guarda una resonancia 6:1 con el periodo de traslación de su cercano planeta HAT-P-11 b. Si fuera exacta su periodo de rotación sería de 29,3 días, muy similar al Sol. Hacen notar que Kepler-17 también exhibe este tipo de conmensurabilidad sólo que 8:1 con su planeta.

El 24 de septiembre de 2014, la NASA informó que HAT-P-11 b es el primer exoplaneta del tamaño de Neptuno conocido por tener un ambiente relativamente libre de nubes. Para obtener la composición atmosférica del planeta, los investigadores de la Universidad de Maryland utilizaron una técnica conocida como espectrometría de tránsito.

En noviembre de 2016, Huber K., Czesla S. y Schmitt J. en un artículo titulado Discovery of thesecondary eclipse of HAT-P-11 b descubren el eclipse secundario del planeta de profundidad 6 p.p.m. El momento en que ocurre a 180º del eclipse primario pero que divide al periodo de 4,8878 días en dos partes asimétricas y dado que la orientación de la órbita era conocida, permite aplicar la segunda ley de Kepler para hallar la excentricidad de la órbita en e=0,2646 aumentando el valor de e=0,198 asignado anteriormente.

Brett Morris es candidato a doctor y pertenece al Departamento de la Universidad de Washington, Seattle. En julio de 2018 ha publicado junto a Eric Agol un artículo titulado RobustTransiting Exoplanet Radii in the Presence of Starspots from Ingress and EgressDurations donde sugiere que en presencia de inhomogeneidades de la estrella no se use, para medir dicho radio del planeta, la profundidad del tránsito que puede estar afectado por ellas sino la duración del tiempo de ingreso o salida del planeta en el disco estelar.

Fig. 4 Datos de la estrella HAT-P-11 usados por Brettt Morris en su charla del 31 de julio de 2018 en CoolStars20 celebrada en Boston para describir la actividad de la estrella.

Brettt Morris en su charla en CoolStars20 nos dice que hay que usar el tránsito planetario para inferir distribución de las manchas y  su tamaño. Se usarán los exoplanetas para entender a las estrellas y no al revés. Lanza la pregunta ¿qué le pasaría a la dínamo solar si el Sol perdiera el 20% de su masa? La respuesta viene de un planeta en tránsito. Si tienen la suficiente suerte de tener un planeta en tránsito con el eje del plano de la órbita desalineado con el eje de rotación de la estrella, por la vía de las ocultaciones de las manchas en el estudio fotométrico del tránsito, tendrá una ventana a las latitudes activas de la estrella. ¡Nosotros tenemos este regalo en HAT-P-11!

Indica que sus artículos publicados en agosto, septiembre de 2017 y febrero de 2018 y titulados The Starspots of HAT-P-11: Evidence for a Solar-like Dynamo y Chromospheric Activity of HAT-P-11: an Unusually Active Planet-HostingK Star y Large Starspot Groups on HAT-P-11 in Activity Cycle1 son la base de su conferencia en CoolStars20. Por eso en el resumen aparecen no sólo Brettt M. Morris sino también Leslie Hebb, Suzanne Hawley, James R. A. Davenport, y Eric Agol.

Fig. 5 Principales hitos en la observación de las manchas logrados por Kepler y observaciones desde tierra.

Fig. 6 Curvas de luz de tránsito típicas de HAT-P-11 b. Los puntos son flujos de Kepler, las curvas son el modelo de tránsito que mejor se ajusta (Mandel y Agol 2002). Las anomalías positivas durante el tránsito son ocultaciones por el planeta de manchas estelares.

Cuando HAT-P11 b transita y no tapa una mancha de la estrella HAT-P11 el brillo es el normal de un tránsito, pero cuando pasa por encima de una mancha de la estrella, el brillo aumenta haciendo un pico, como se ve en el gráfico, porque en vez de ocultar parte de la estrella oculta una mancha que brilla menos, permitiendo usar esta técnica para detectar las manchas. Hay un alto desalineado entre el eje de la órbita del planeta y el eje de rotación de la estrella que nos permitirá usar al planeta como una sonda de la actividad de las manchas de la estrella. La latitud media de las manchas es de 16º±1º. También las manchas del Sol se agrupan hacia el ecuador cuando el ciclo solar está avanzado. Aunque en el Sol cuando empieza el ciclo aparecen a latitudes más altas. Brettt Morris no ha observado en la estrella una evolución similar en latitud. Es decir no se ha observado el diagrama de mariposa. El 3% de la superficie de la estrella está ocupado por manchas. Esto representa una actividad 100 veces mayor que la del Sol. Algo impensable para una estrella tipo K. La emisión cromosférica de HAT-P-11 es consistente con un ciclo de actividad de ~ 10 años o quizá algo más, que se estabilizó cerca del máximo durante la misión Kepler. La mayoría de las manchas tienen tamaños similares a las manchas más grandes del Sol en el máximo solar, aunque ocasionalmente puede haber manchas más grandes que las mayores del Sol. En el ciclo que observamos, la estrella parecía pasar más tiempo cerca del máximo activo que en el mínimo. Si comparamos el índice de emisión cromosférica normalizada de HAT-P-11 con otras estrellas, HAT-P-11 tiene una emisión cromosférica inusualmente fuerte en relación con estrellas hospedadoras de planetas de temperatura efectiva y período de rotación similar, tal vez debido a las mareas elevadas por su planeta. No en balde como se ha dicho la rotación del planeta guarda una relación de resonancia 6:1 con la traslación de HAT-P-11 b.

Fig. 7 Aprovechando las ocultaciones de las mancha estelares por su planeta altamente desalineado se hizo esta distribución en tamaño latitud en la superficie de las manchas de HAT-P-11. Las manchas de HAT-P-11 se distribuyen en latitudes muy parecidas a las manchas solares cercanas a la actividad solar máxima, con una latitud media de punto de 16º± 1º. La mayoría de las manchas estelares de HAT-P-11 tienen tamaños físicos que se asemejan mucho al tamaño de las manchas solares en el máximo solar. Estimamos que la cobertura media de área manchada en HAT-P-11 es 3%  aproximadamente dos órdenes de magnitud mayor que el área cubierta en el Sol por las manchas.

Fig. 8 Ciclo de la actividad de la estrella, en gris la actividad medida por el satélite Kepler. Estos datos recogen el momento del máximo. Observaciones desde tierra estudiando la emisión cromosférica con espectroscopía han completado la fotometría Kepler para averiguar que las manchas han crecido con el tiempo desde mediados de 2016. El ciclo tiene una duración igual o superior al solar de 11 años.

Fig. 9 El sistema HAT-P-11 en el sistema de coordenadas orientado al observador de Fabrycky y Winn (2009). La órbita del planeta está desalineada del eje de rotación estelar por el ángulo de giro-órbita proyectado λ = 106º (Sanchis-Ojeda y Winn 2011), y el polo de rotación norte de la estrella está inclinado unos 100º del observador.

L.C.Mayorga, Doctora en Astronomía por U. New Mexico en 2017 y actualmente cursando (SSP) en Harvard-Smithsonian Center pregunta ¿si no hay una ambigüedad cuando el planeta oculta una mancha dado que no se sabe si casi tapa la mancha o simplemente la roza?

Brett Morris indica que sabemos que el planeta va de izquierda a derecha en el diagrama de arriba y el polo de giro estelar está a la derecha de la pantalla. Nosotros no sabemos si el planeta está tapando la mayor parte de la mancha o tapa ésta muy parcialmente. Considere estas tres manchas degeneradas por ejemplo:

Fig. 10 Estudio teórico del aspecto en la curva de luz de las tres hipotéticas ocultaciones de una mancha y como estas configuraciones son indistinguibles.

Fig. 11 La degeneración es con respecto a que lado del pasillo del tránsito están las manchas, afecta a la longitud pero no a la latitud. Puede tratarse de una mancha pequeña sobre la cuerda, o grande por encima o por debajo de la cuerda.

Fig. 12 Distribución de latitudes puntuales durante cuatro años de observaciones tanto para HAT-P-11 como para el Sol. Los cuatro años de observaciones solares corresponden al máximo del ciclo solar 19 según lo observado por Howard et al. (1984). Ambas estrellas tienen latitudes activas centradas en ± 16º con desviaciones estándar de ~ 8º. Brettt Morris se pregunta ¿a que se debe la asimetría en la latitud de las manchas entre los hemisferios en HAT-P-11? Aunque la asimetría del número de manchas de cada hemisferio de HAT-P-11 es mayor que la del Sol, en este caso particular de observaciones solares, encontramos que la asimetría en HAT -P-11 está dentro del rango observado en el Sol.

Postdata

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·         Resumen de todas las conferencias de Coolstars20 en Boston (Enlace:https://t.co/HmsMVstjtf). El resumen de El ciclo de actividad de HAT-P-11de Brett Morris está en la página 12. Además está el año y lugar de todas las conferencias Coolstars desde la primera celebrada hace 38 años.