Fácil acceso a los artículos del bloque de 5 artículos, ya publicados:
III. El efecto Rossiter-McLaughlin.
IV. El problema para detectar planetas terrestres.
V. Otros efectos del método del tránsito.
En la charla en Exoplanets 2
de Heather
Cegla, Doctora en astrofísica y actualmente en la Universidad de Ginebra y en
el Observatorio de Ginebra y CHEOPS Research Fellow, habló del Efecto Rossiter-McLaughlin (en el argot Efecto RM),
¿qué se puede aprender de él? y como afecta a las medidas precisas de VR realizadas por los nuevos espectrógrafos Espresso y Expres.
La doctora se dedica a simular la granulación de la estrellas y ha estudiar el Desplazamiento Convectivo al azul (en el argot CB).
Una definición rápida: El efecto Rossiter-McLaughlin altera las curvas de velocidad radial durante el tránsito de un
exoplaneta debido al giro de la estrella.
Si la definición y todo lo dicho hasta ahora no se
entiende. No sabes para que se usa este efecto. ¿Cómo afecta al descubrimiento
de planetas gemelos de la Tierra? No sabes que es la granulación ni que efectos
tiene en el descubrimiento de exoplanetas. ¿Qué es el CB? Y si quieres saberlo,
estás en el lugar adecuado. Se explicará entre este y el artículo siguiente:
IV El problema para detectar planetas terrestres.
Este trabajo trata del efecto Rossiter-McLaughlin de cómo este altera la curva de velocidad radial durante el tránsito
había pues que explicar los métodos de detección de la velocidad radial (enlace) y
del tránsito (enlace) lo que se ha hecho en las dos entradas anteriores.
El artículo es un homenaje a Heather Cegla doctora en astrofísica actualmente en la
Universidad y en el Observatorio de Ginebra. En la charla en Exoplanets 2 celebrada en Cambridge este verano empezó
explicando que las estrellas giran, son convectivas, tienen granulaciones y
manchas, y todo ello influye en la curva de velocidad cuando el planeta
transita. Algunos fenómenos como el giro de la estrella causan el efecto Rossiter-McLaughlin del que se pueden
extraer información hasta entonces impensable de los planetas extrasolares. Los
otros tienen que modelarse para poder descontarlos y alcanzar en el método de
la velocidad radial con Espresso la precisión de 10 cm/s y poder llegar a
detectar planetas como la Tierra. La doctora Cegla se dedica a modelar las
granulaciones y su trabajo es pues fundamental. Esto lo veremos en la siguiente
entrada.
El
efecto Rossiter-McLaughlin
Mientras un exoplaneta
transita, debido al giro de la estrella, la velocidad sufre una variación, no
debida al movimiento que el planeta causa en la estrella, sino al giro de ésta
que se conoce como efecto
Rossiter-McLaughlin. En efecto, debido al giro antihorario de la estrella, la
mitad izquierda de ésta se aproxima a la Tierra y sufre un
desplazamiento al azul, mientras la mitad derecha sufre un alejamiento a
desplazamiento hacia el rojo. En el limbo toda la velocidad es radial y medible
por efecto Doppler. A medida que vamos hacia el centro y aunque la velocidad es
la misma, la componente radial disminuye. La latitud del exoplaneta en tránsito
influye pues el radio de giro es menor y la velocidad también. La trayectoria del
exoplaneta influye pues en este efecto.
Fig. 1 Imagen mostrada en
Exoplanets 2 por Heather
Cegla y que es muy ilustrativa porque la media estrella que se aproxima se ha
pintado de azul y la media que se aleja de rojo. En el gráfico de la izquierda
la trayectoria del exoplaneta es simétrica y la curva también. En la de la
derecha el planeta apenas cruza la parte que se acerca y el gráfico es
asimétrico. La importancia del efecto RM dependerá de periodo de giro y radio
de la estrella pero la escala marcando 40 m/s nos habla de un efecto que hay
que tener presente.
El efecto fue
descubierto por J. R. Holt en 1893 que propuso un método para medir la
rotación estelar de las estrellas utilizando mediciones de velocidad radial,
predijo que en una binaria eclipsante cuando una estrella eclipsa al primario
primero taparía la mitad que se acerca (desplazamiento al azul del espectro) y
luego la mitad que se aleja (desplazamiento al rojo) así que aparece un
cambio en el velocidad radial además de los efectos en la VR causados por el
movimiento orbital de la estrella primaria causados por la secundaria. El
efecto es nombrado después efecto Rossiter-McLaughlin en honor al astrónomo Richard Alfred Rossiter
nacido en Oswego, Nueva York, en 1886 y fallecido en 1977 y que fue director de
la Lamont-Hussey Observatorio de 1928 hasta 1952 y Dean Benjamin McLaughlin
nacido en 1901 en Brooklyn, Queens, ciudad de Nueva York, y que murió en 1965 y
que fue profesor de Astronomía en la Universidad de Michigan.
El tránsito de exoplanetas ofrece información del
tamaño del planeta, periodo, inclinación y gracias al efecto RM del ángulo
entre el eje de la órbita planetaria y el eje de giro de la estrella. Entre
otros, Queloz en 2000 mostró que el sistema HD 209458 ambas direcciones coincidían
aproximadamente.
Las bases del efecto Rossiter-McLaughlin para el
estudio de los exoplanetas en tránsito la establecieron Yasuhiro Ohta, Atsushi
Taruya, Yasushi Suto en un artículo enviado
en 2004 y titulado TheRossiter-McLaughlin effect and analytic radial velocity curves for transitingextrasolar planetary systems en el deducen las fórmulas de la anomalía de
la velocidad radial teniendo en cuenta el oscurecimiento del borde del disco
estelar debido a que la luz no proviene del centro del Sol que es más caliente. Las
fórmulas son particularmente útiles para obtener el ángulo l entre el ángulo del eje de la órbita del planeta
y el eje de giro estelar. Puede calcularse para diferentes ángulos l y velocidades de giro estelar Vsen i. y comparase con las medidas
experimentales.
La observación del efecto Rossiter-McLaughlin de
exoplanetas en tránsito permitirá comprender mejor el origen de extrasolares
sistemas planetarios, especialmente el origen de su momento angular. En otras
palabras permitirá tener datos precisos del origen y evolución de los sistemas
planetarios y discriminar entre las diferentes teorías de la migración planetaria.
Fig. 4 Ilustración de varios pasos de exoplanetas
y el efecto Rossiter-McLaughlin en cada uno de ellos. Obsérvese que el planeta a tiene una órbita directa
mientras que el b la tiene
retrograda. Todos los planetas del Sistema Solar giran en el mismo sentido de
giro que rota la estrella.
Wasp
17 b un exoplaneta muy especial
En 2009, D. R. Anderson, C. Hellier, M. Gillon
et.al. publicaron un artículo titulado
WASP-17b: an ultra-low density planet ina probable retrograde orbit donde explican el descubrimiento por tránsito y
velocidad radial del planeta gigante WASP-17 b el exoplaneta menos denso
conocido hasta esa fecha. Tiene una masa de 1,6 masas de Saturno pero un radio
entre 1,5-2 el de Júpiter, dando una densidad de entre 6-14 % la de Júpiter
(0,08-0,18gr/cc). WASP-17b se encuentra en una órbita de 3,7 días alrededor de
una estrella de tipo F6. La detección preliminar del efecto Rossiter-McLaughlin
sugiere que WASP-17 b se encuentra en una órbita retrógrada (l~ -150 °). Este descubrimiento desafió la teoría
tradicional de la formación planetaria. Los científicos aún no están seguros
del motivo de esta órbita retrógrada. Las teorías incluyen desde un efecto
catastrófico resultado de una colisión con otro planeta, o una acción lenta y
progresiva de interacción con un pequeño planeta, a través del mecanismo de
Kozai.
En 2010 Amaury H.M.J. Triaud et al. publicó un
artículo titulado Spin-orbit anglemeasurements for six southern transiting planets; New insights into thedynamical origins of hot Jupiters para mediante el efecto RM mostrar que hasta 25% de los jupíteres calientes
están en una órbita retrógrada, lo que sugiere fuertemente que son las
interacciones dinámicas en lugar de migración planetaria o las colisiones
catastróficas los que causan esta órbita.
Fig. 5 Izquierda: Mediciones de velocidad radial
relativa de WASP-17 medido por CORALIE (círculos rojos). Las líneas continuas
codificadas por colores son las soluciones orbitales e incorpora el efecto RM.
Se completa (cuadrados) con medidas de HARPS. Derecha: Zoom de la región de
tránsito espectroscópico mostrando el efecto RM ajustado más claramente. Los
círculos rojos son las medidas CORALIE y las líneas de color son las que mejor
se ajustan a los modelos. Mostramos para comparar los efectos de RM que
corresponden a distintas orientaciones del ángulo ejes de rotación y órbita (l = -90 grados; negro, línea de puntos y rayas) y
alineados (l = 0
grados, negro, línea punteada) y la solución ((l =
-150 grados, verde, continua) en todos los casos v sin i = 9,0 kms-1 y b = 0.355
fueron fijos.
Fig. 6 Para exoplanet.eu con datos de 2016 la densidad de WASP-17 b es el
6,1% de Júpiter es decir 0,08 gr/cc. La gravedad superficial es 0,486/1,9912=0,1226
gJ.=3,21m/s2.
WASP-17b está muy hinchado lo
que podría ser debido al calentamiento por marea, resultado de una continua y
reciente marea de circularización, de una órbita altamente excéntrica un
resultado de la dispersión de las interacciones que lo han puesto a girar en
una órbita retrógrada. Por lo tanto es importante determinar, lo más
precisamente que se pueda, la actual excentricidad orbital por mediciones de
alta precisión de la velocidad radial o por el eclipse secundario, para reducir la
incertidumbre de la masa y radio del planeta y para probar los
modelos de calentamiento mareas.
Debido a la baja gravedad
superficial de WASP-17 b la atmósfera tiene la mayor escala de la altura de
cualquier otro planeta conocido, por lo que es un buen objetivo para la
espectroscopia de transmisión. La escala de alturas H es la altura a la que hay que
elevarse en una atmósfera para que la presión atmosférica disminuya en un
factor e=2,718182. Es decir, la disminución de presión sea 1-1/e=0,632=63,2%. Otra
medida es el incremento de altura necesario para que la presión disminuya a la
mitad. Entre ambos hay una relación Hxln2.
La escala de altura es directamente proporcional a
la temperatura absoluta e inversamente proporcional a la aceleración de la
gravedad g. La constante de proporcionalidad es R/ m donde R es la constante de
los gases perfectos y m la masa molecular media, que depende de la composición de la atmósfera. La
temperatura efectiva puede calcularse de la luminosidad de la estrella (3,52072)
y distancia a del planeta a su
estrella y suponiendo un albedo de 0,71 resulta 1.467ºK. Pero la composición de
la atmósfera es desconocida y sólo sabemos que se ha detectado sodio y agua. Si
suponemos que la elevada temperatura queda compensada por la masa molecular
elevada de la composición de su atmósfera, lo cual debe ser aproximadamente
cierto resulta una escala de altura HJ/0,1226=25,37/0,1226=206,9 Km
y un incremento de altura de Hxln2=143,4
Km. Es decir cada 143 km que nos elevemos la presión atmosférica de Wasp-17
disminuye a la mitad. En comparación para la atmósfera de la Tierra son sólo
5,5 Km.
No hay comentarios:
Publicar un comentario