Proxima b el exoplaneta más cercano ¿altamente habitable?

El artículo TheClosest Exoplanet to Earth Could Be Highly Habitable es la divulgación del artículo científico titulado Habitable Climate Scenarios forProxima Centauri b with a Dynamic Ocean de Anthony D. Del Genio et. al. y que fue publicado el 5 de septiembre de 2018 en journal de Astrobiology y del que al ser de pago sólo hemos podido acceder al resumen.

Del Genio y sus colaboradores se dedican a modelar el clima en exoplanetas y en este sentido el artículo es realmente interesante. Del resumen que dan los propios autores en la introducción hablaremos brevemente luego. El artículo de divulgación del trabajo que se extendió rápidamente a través de Scientific American y Live Science ha hecho un flaco favor a los autores del artículo en especial su título sensacionalista. En España llegó a través de Europa Press y ABC.

Como dice Elizabeth Tasker (en Twitter) publicado el 16 sept. 2018 en Google + y titulado We need to talk about Proxima Centauri b. Again : Básicamente, estoy de acuerdo con las primeras cinco palabras del titular y el artículo de Del Genio simplemente no dice que Proxima b sea realmente "altamente habitable".

Cuando en 2016 el catalán Guillem Anglada-Escudé (Twitter) profesor de Astrofísica en la Universidad Queen Mary de Londres descubrió Proxima b por el método de la velocidad radial, del que ya hemos hablado se levantó una tremenda expectación:

Se había descubierto un planeta de masa terrestre en la estrella más próxima al Sol y encima en su zona habitable. Rápidamente se plantearon mil viajes imposibles con la tecnología actual. La imaginación es libre y siempre vuela alto....

El exoplaneta se descubrió usando el espectrógrafo HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher) del telescopio de 3,6 metros de La Silla y el espectrógrafo UVES (Ultraviolet and Visual Echelle Spectrograph) del telescopio VLT, ambos en Chile. Para descubrir Proxima Centauri b fueron necesarios 16 años de observaciones. El planeta tiene un movimiento de traslación de 11,18 días. Es decir su año dura 11,18 días. Probablemente su rotación dure el mismo tiempo como en el caso de nuestra Luna y presente la misma cara a su sol.

Para excluir la posibilidad de que lo observado no fuera la actividad repentina característica de las enanas rojas, se monitorizó la cambiante luminosidad de la estrella usando muchos telescopios de todo el mundo. Las estrellas enanas rojas como Proxima son muy ruidosas, es decir, su luminosidad varía tanto que la detección de planetas pequeños es harto complicada. No en vano Proxima es una estrella variable que se denomina V645 Centauri.

Como puede verse en los datos de la tabla 1, por su distancia y duración del año el planeta está en la zona habitable y, aunque no se ha detectado el tránsito y por tanto se desconoce su tamaño y densidad, su masa, aun siendo una cota mínima, es suficientemente pequeña para que tenga una alta probabilidad de ser rocoso. ¿Pero cuál es esa probabilidad?

Todo depende de la inclinación i de la órbita de Proxima b respecto a nuestra visual. Si i=90º y exactamente vemos al planeta de frente, la masa mínima es la masa verdadera y el planeta transita. También transita si el valor es muy próximo a 90º. No hemos observado tránsitos. Todos los ángulos de inclinación son igualmente probables. A medida de la inclinación disminuye, la masa verdadera aumenta. Para i=45º la masa verdadera sería 1,796 Mt (masas terrestres), y si fuese rocoso, su densidad media sería un 13,3% mayor que la terrestre por la mayor compresión de los materiales y el radio 1,166 Rt (radios terrestres). Si el radio es mayor que 1,5Rt la probabilidad de que no sea rocoso aumenta mucho, entonces su masa sería 4,803 Mt y la inclinación 15,33º. Así que la probabilidad de que sea rocoso es mayor del 83% dado que con valores mayores a ese radio la probabilidad de ser rocoso no es nula y podría llegar, como veremos luego, al 94,5%.

Para el mínimo de masa de Proxima b (1,27Mt) su radio es un 6,3% mayor y la aceleración de la gravedad es un 12,3% mayor que la de la Tierra. Una mayor gravedad lleva a que el planeta sea capaz de retener más gases y tiende a engrosar la atmósfera. Por lo tanto es bastante probable que Proxima b tenga atmósfera si no influyen otros hechos.
Además, si el aumento de la masa es excesivo para el rango de temperaturas efectivas 220–240ºK en que se mueve Proxima b el planeta sería capaz de retener los gases más ligeros como el hidrógeno y el helio y el planeta sería un gigante de gas como Neptuno y en absoluto un mundo rocoso. Esto ocurriría con seguridad para una inclinación de 5º, así que la probabilidad de que le ocurra a Proxima b es escasa de un 5,5%.
Otra medida que es posible actualmente hacer es la cantidad de energía que el planeta recibe de su estrella Proxima. Esta enana roja tiene un 12% de la masa del Sol y tiene un radio del 14% de la solar. Su temperatura es aproximadamente la mitad de la solar. Por las leyes del cuerpo negro emite por unidad de superficie (½)⁴=1/16 de lo que emite el Sol y además el máximo de la radiación tiene una longitud de onda que es el doble de la longitud del máximo solar, que se halla a 5.014 Å, en el rango visible. Este se extiende desde 4.000 Å hasta 7.400 Å. Como la temperatura superficial de Proxima es la mitad de la solar el máximo cae por los 10.000 Å, más allá del visible, en el infrarrojo cercano.
Al ser la superficie de la estrella un 2% de la superficie solar y emitir 1/16 por unidad de superficie en realidad la estrella emite aproximadamente 1/800 de la energía que emite el Sol en la unidad de tiempo. Esto se llama luminosidad y vale 0,00155 la solar. Esta luminosidad se distribuye uniformemente por el espacio y disminuye por tanto con el cuadrado de la distancia. El planeta se halla a menos de 20 veces la distancia de la Tierra al Sol, exactamente a 0,0485 U.A. (1 unidad astronómica es la distancia Sol-Tierra), así que a pesar de ser la luminosidad muy pequeña, el planeta Proxima b recibe en la parte superior de su supuesta atmósfera una cantidad de energía que es 0,00155/0,0485²=0,659 la energía que recibe la Tierra, lo que lo ubica en la llamada Zona habitable. Es decir la zona en que si hubiera agua estaría en estado líquido. Esto no significa en modo alguno que la haya. Como comparación Marte se halla a 1,52 U.A. así que la energía que le llega del Sol es 1/1,52²=0,433 y se considera que está en la zona habitable. Resumiendo Marte recibe el 43% y Proxima b el 66% de la energía que recibe la Tierra.
No se debe confundir la temperatura efectiva con la real de la superficie. La Tierra pasa de una temperatura efectiva de –19ºC a una temperatura media real en su superficie de +15ºC. Esto supone que nuestra atmósfera nos calienta (efecto invernadero) 34ºC y nos permite vivir cómodamente en un porcentaje relativamente alto de la superficie del planeta. La temperatura efectiva de Marte es de sólo –58ºC y la tenue atmósfera apenas cambia esta temperatura aumentándola en unos 5ºC. La temperatura efectiva en Proxima es de unos –39ºC (aunque podría ir de –53ºC a –33ºC). Las condiciones en la superficie de Proxima b son desconocidas. Intuimos una atmósfera más densa así que en el peor de los casos, si existiera una atmósfera con las características de la terrestre, su temperatura superficial media sería de unos –19ºC.
Sobre la existencia de agua el propio Anthony D. Del Genio tiene dudas sobre la retención de agua por Proxima b. Ello no le impide suponer legítimamente la existencia de un océano pues está en una simulación, es decir que ocurriría si.......

Proxima b no es una segunda tierra. Debido a la escasa distancia que la separa de su estrella es casi seguro que presentará acoplamiento de marea (resonancia spin-órbita 1:1) lo que significa que su periodo de rotación coincidiría con el de traslación y siempre mostraría el mismo hemisferio hacia Proxima. En una mitad del planeta siempre sería de día y en la otra mitad reinará una oscuridad perpetua. Debido al acoplamiento de marea, las zonas climáticas en Proxima b no estarían condicionadas por la latitud, como en la Tierra, sino por la distancia al centro del hemisferio diurno, el llamado punto subestelar. Este punto sería el más cálido, mientras que a medida que nos alejamos hacia el terminador o frontera entre el día y la noche, la temperatura media bajaría considerablemente. Esto haría pensar en un hemisferio abrasado en el que la atmósfera se evaporase, y el otro congelado. Sin embargo, una atmósfera más densa que la de la Tierra permitiría reducir esas temperaturas extremas a través de la circulación atmosférica que causa la redistribución del calor.

Otra cosa que se desconoce es la edad de Proxima. Junto con el par a Cen (A,B),  Proxima (a Cen C) forma un sistema triple. El par  a Cen (A,B),  giran entre sí en una órbita de 79,91 años, acercándose a un mínimo de 11,2 U.A., aproximadamente la distancia media entre el Sol y Saturno, mientras que la distancia máxima es de 35,6 U.A. (aproximadamente la distancia entre el Sol y Plutón). Ambas giran entorno al centro de masas del sistema y, como tienen masas parecidas, éste es un punto casi equidistante entre ellas. Sus edades son similares y un poco mayores que el Sol, unos 6.000 millones de años, lo que hace pensar que ambas estrellas se formaron juntas.

La tercera componente Alfa Centauri C llamada Próxima Centauri es una estrella enana roja de tipo espectral M5 y magnitud visual +11,05. Los científicos le asignan una edad de unos mil millones de años mucho más joven que el par AB. Se creía que Próxima Centauri no formaba originalmente parte del sistema y que fue capturada temporalmente por las otras dos. La separación media entre Próxima y Alpha Centauri AB es aproximadamente de 0,06 parsecs, 0,2 años luz o 13.000 U.A., equivalente a 400 veces el tamaño de la órbita de Neptuno. No se conocen datos orbitales, sólo que posiblemente gira alrededor de Alfa Centauri A+B con un período de cerca de 500.000 años o más.

En febrero de 2017 tras el interés provocado por el exoplaneta Proxima b y tras cien años desde el descubrimiento de Próxima Centauri, tres astrónomos, Pierre Kervella, Frédéric Thévenin y Christophe Lovis, han llegado a la conclusión de que las tres estrellas efectivamente forman un sistema único. Nuestro trabajo demostró que Próxima está unida gravitacionalmente a las estrellas Alfa Centauro A y B formando un sistema triple, explicó Kervella, quien procesó la información espectroscópica. La baja emisión de luz ha hecho muy difícil medir la velocidad con la que se acerca o aleja de la Tierra, La nuevos datos, obtenidos con el buscador de planetas de ESO-Harps, sugieren de manera contundente que Próxima Centauri y el dúo Alfa Centauri tienen la misma edad (aproximadamente 6 mil millones de años), y de esta forma se proporciona una estimación bastante precisa de la edad del planeta en órbita, Próxima b.

La otra fuente de información la facilita la excentricidad de la órbita del planeta que Guillem Anglada-Escude acota en 0,34. Es decir que e<0,34. Una cota superior significa que la excentricidad es menor que 0,34 pero puede ser 0. Algo que a veces se olvida.

Según Ignaci Ribas, director del Institut d’Estudis Espacials de Catalunya, una excentricidad de 0,34 produciría un calentamiento por efecto marea de 2,5 W/m2, algo parecido a la de Io, la luna de Júpiter abrasada por la actividad volcánica. Una excentricidad de 0,097 produciría aproximadamente 0,07 W/m2, comparable al inducido por las mareas de la Luna en el manto de la Tierra.

En diciembre de 2016 un trabajo sobre Proxima b de Damasso y Del Sordo logran en una nueva modelización del ruido de la estrella y reducen la cota a e<0,17. Las órbitas de planetas tan cercanos a su estrella deberían sufrir un efecto de circularización más o menos intenso, que eliminase la excentricidad y Meadows establece un periodo de 3.000 millones de años, la mitad de la edad de a Cen (A,B) para ello. Con una excentricidad de 0,17 Proxima b desarrollaría una actividad volcánica elevada, más intensa que la terrestre.

La posibilidad más lógica, si Proxima b presenta una excentricidad importante, es que haya más planetas en el sistema, planetas aún no detectados que afectan gravitatoriamente a Proxima b. Otra explicación es la interacción con Alfa Centauri A y B que están relativamente lejos de Proxima. Las estimaciones de Ignaci Ribas  son que este efecto nunca produciría una excentricidad mayor de 0,1 compatible con la cota observada de 0,17. Según Ribas et al. si la excentricidad fuese menor que 0,06 la resonancia sería 1:1 con un hemisferio siempre de día y el otro siempre de noche. Pero si la excentricidad fuese mayor que 0,06 Proxima b podría tener otra resonancia entre su periodo de traslación y el de rotación. Para Ignaci Ribas, una excentricidad cercana a 0,17 sería similar a la de Mercurio que es 0,21 y causaría una resonancia spin-órbita 3:2 similar a la de Mercurio que rota 3 veces por cada 2 órbitas. Esto haría que el día durase en Proxima b 7,45 días. El planeta no tendría un hemisferio siempre al sol y otro siempre a oscuras. El sol saldría y se pondría y el planeta sería más habitable. Pero ten presente que 0,17 es una cota y es compatible con e=0. Así que la duración de día es desconocida. No se sabe si la resonancia es 1:1 o 3:2 y todo depende del valor real de la excentricidad que es desconocido. Anthony D. Del Genio adopta en su simulación una resonancia 3:2 y está en su derecho: Es una simulación.....

Uno de los grandes problemas para la vida en un sistema planetario alrededor de una enana roja serían sus erupciones de rayos X y de radiación ultravioleta que emite su estrella, mucho más intensas que la que experimenta la Tierra respecto al Sol. Al estar tan cerca de la estrella, el planeta tendrá unos flujos de rayos X 400 veces superiores a los de la Tierra. Si todo fuese correcto para que se desarrollase la vida,  los potente rayos X que emite la estrella, podría dar al traste con ella y lo peor todavía está por venir.

Fig. 1 Como todas las enanas rojas, Proxima Centauri emite potentes fulguraciones que hacen aumentar de brillo la estrella repentinamente en un 10% y emiten enormes cantidades de rayos X (Pale Red Dot).

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. ALMA detectó también una fuente puntual a 240 millones de kilómetros (1,6 U.A. período orbital de 5,8 años) de la estrella que podría corresponderse con el polvo procedente del material situado en los puntos de Lagrange L4 y L5 de la órbita de un planeta gigante no detectado o, se trata simplemente de una concentración de material aleatoria en el cinturón. Este segundo cinturón de Kuiper resultaría difícil de explicar de acuerdo con los modelos de formación planetaria. No nos vamos a extender con detalles sobre estos cinturones porque ¡no existen!.

ALMA detecta intensas llamaradas en la estrella Proxima Centauri

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 la 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. Ello representa una disminución en la magnitud de la estrella de 7,5 unidades. Como su magnitud es 11, durante 10 segundos su magnitud fue de 3,5 visible a simple vista. Antes hubo una llamarada más pequeña, y juntando los dos episodios, el fenómeno total duró menos de 2 minutos en las 10 horas de observaciones realizadas por ALMA entre enero y abril del año pasado.

El hallazgo, publicado en The Astrophysical Journal Letters fue realizado por el equipo de  Meredith MacGregor, astrónomo del Departamento de Magnetismo Terrestre de la Carnegie Institution for Science, en Washington. Cuando MacGregor, quien dirigió la investigación con su colega Alycia Weinberger analizaron los datos como una función del tiempo de observación, en vez de un promedio total, pudieron detectar las fugaces explosiones de radiación emitidas por Proxima Centauri.

No hay razón para pensar que hay cantidades sustanciales de polvo alrededor de Proxima Cen. Tampoco hay información que indique que esta estrella tiene un sistema planetario complejo como el nuestro, afirma Weinberger. Todo puede explicarse por una fulguración ocurrida el 24 de Marzo de 2017. Lo siento pero así avanza la ciencia.

Fig. 2 El brillo de Proxima Centauri observado por ALMA durante los dos minutos del evento del 24 de marzo de 2017. La señal luminosa estelar del pulso está en rojo junto con una señal luminosa anterior más pequeña en naranja, y la emisión normal de la estrella en azul. En su máximo, la señal luminosa aumentó el brillo de Proxima Centauri en 1.000 veces. El área sombreada representa la incertidumbre. Crédito: Meredith MacGregor, Carnegie.

Es probable que Proxima b haya recibido intensos golpes de radiación durante esta llamarada, explica Meredith MacGregor, y agrega que ya se sabía que Proxima Centauri experimentaba regularmente llamaradas de rayos X, aunque más pequeñas. Esto pone en entredicho las posibilidades de que haya vida en el exoplaneta más cercano a nuestro Sistema Solar, conocido como Proxima b, que orbita alrededor de Proxima Centauri. 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.

El satélite canadiense MOST detectó, en 37 días de observación, 66 fulguraciones de Proxima en el espectro visible. La actividad de Proxima es más elevada que la de otras enanas rojas similares y quizá en su juventud esto fue peor. Los investigadores no han logrado llegar a un consenso a la hora de explicar por qué Proxima tiene tantas fulguraciones pese a que su periodo de rotación es relativamente elevado de ~83 días. Otras enanas rojas, como TRAPPIST-1, y sobre todo Ross-128 son mucho más tranquilas.

Cuando Del Genio hizo su simulación esto ya se sabía y de ahí mi enfado. Sólo había trascurrido poco más de medio año desde que Meredith MacGregor y MOST se llevaron nuestras esperanzas. No es razonable hacer una simulación climática que supone la existencia de un océano y una resonancia spin-órbita 3: 2, una salinidad que descienda el punto de congelación y una muy probable circulación entre la parte diurna y nocturna. Son muchas suposiciones y olvidando los datos objetivos. Podría no tener atmósferas, ni océano y una resonancia 1:1. La inexistencia de atmósfera podría causarla un débil o inexistente campo magnético en Proxima b debido a la lenta rotación del planeta y fundamentalmente a las fulguraciones que como dice Meredith MacGregor pudieron haber evaporado cualquier atmósfera u océano y esterilizado la superficie. Otro factor clave para comprender la habitabilidad de Proxima b es la relación existente entre estas fulguraciones y las eyecciones de masa coronal (CMEs). Las partículas de las CMEs más violentas pueden arrasar de forma mucho más efectiva la atmósfera de un planeta que la radiación ionizante emitida durante una fulguración. Aunque las fulguraciones suelen ir acompañadas de CMEs, se desconoce la relación precisa entre ambos fenómenos en las enanas rojas.

El artículo The Closest Exoplanet to Earth Could Be Highly Habitable es para mí altamente una noticia falsa y tendenciosa. El  artículo de Elizabeth Tasker peca de decir que no se sabe casi nada de Proxima b y ello es una visión simplista. Como dicen en mi pueblo en el punt mitjà està la veritat. Su estimación del 25% para que Proxima b no sea rocoso a mi modo de ver es errónea pues no tiene en cuenta la mayor compresión del material a medida que es más masivo.

Quizá alguien le conceda más importancia a Del Genio que a MacGregor. Soy el primero que desearía que Proxima fuese una estrella tranquila y se encontrasen señales de vida pero una cosa son los deseos y otra los hechos. Habrá que esperar más hechos o quizá Trappist-1.......

Otros efectos secundarios del tránsito

Fácil acceso a los artículos del bloque de 5 artículos, ya publicados:

I.                    Método de la velocidad radial.

II.                 Método del tránsito.

III.               El efecto Rossiter-McLaughlin.

IV.              El problema para detectar planetas terrestres.

V.                 Otros efectos del método del tránsito.

Hemos visto en apartados anteriores que la rotación de la estrella causa por efecto Doppler una distorsión de la velocidad en las líneas espectrales de la estrella. Esto se conoce como el efecto Rossiter-McLaughlin y altera las curvas de velocidad radial durante el tránsito y permite deducir el ángulo del eje de giro de la estrella y el plano de la órbita del exoplaneta. Hay también que considerar una pequeña corrección adicional, el desplazamiento convectivo al azul (CB por sus siglas en inglés). No considerarlo afectará a la determinación del ángulo spin-orbita, a las teorías de la formación estelar y a la detección de planetas como la Tierra por espectrómetros ultraprecisos como ESPRESSO. Además el uso de estos últimos permitirá conocer mejor el perfil CB para distintos estrellas pues la convección depende del tipo de estrella y también de su campo magnético.

Es decir los métodos VR+T permiten conocer de un exoplaneta la masa, radio, densidad media que está relacionado con su composición, características orbitales (a, e, i, 𝞏 ) y el ángulo entre el polo de la estrella y el polo de la órbita por el efecto Rossiter-McLaughlin. Pero veremos a continuación que en sistemas multiplaneta permite mediante VVT conocer las masas del planeta. También el albedo del planeta, su emisión termal e incluso detectar en un futuro, si hay anillos o exolunas.

a) Variaciones de los tiempos de tránsito (VTT)

El método VTT (Variación en el Tiempo de Tránsito) fue sugerido en 2001 como una nueva técnica para descubrir planetas en sistemas múltiples. Si se encuentra un planeta, entonces la gravedad de otros planetas no descubiertos afectará al objeto descubierto, provocando desviaciones en el ciclo regular de los tránsitos. Es por tanto un complemento del método de tránsitos. Si un planeta se ha descubierto por el método del tránsito, entonces las variaciones del tiempo del tránsito proporcionan un método sumamente sensible que es capaz de descubrir planetas adicionales en el sistema que no transitan. Este nuevo método es potencialmente capaz de detectar planetas tipo tierra o exolunas. Por ejemplo, un planeta de masa terrestre podría tirar de un planeta gaseoso gigante que orbita cerca de su estrella y provocar desviaciones de hasta 1 minuto en el tiempo de tránsito de los objetos más grandes. Es más fácil de descubrir estas variaciones si los planetas tienen las órbitas relativamente cercanas y cuando el planeta perturbador es más masivo ya que provoca en el período orbital del planeta menos masivo una mayor perturbación. La VTT puede ayudar determinar la masa máxima del planeta. Ya sabemos que el tránsito no determina la masa, sólo el tamaño. Si un sistema tiene dos exoplanetas descubiertos por tránsito cada uno debe producir en el otro una interacción compatible que permitan restringir la masa. Hay excepciones como los sistemas orbitales de Kepler-36 y Kepler-88 donde se pudo obtener su masa con precisión.

En los planetas circumbinarios, las variaciones del tiempo del tránsito son causadas principalmente por el movimiento orbital de las estrellas mucho más masivas que los otros planetas. Estas variaciones hacen más difícil descubrir estos planetas a través de los métodos automatizados. Sin embargo, hace que estos planetas sean fácilmente confirmados una vez descubiertos. La VTT ya se ha utilizado para determinar la masa de más de 120 exoplanetas detectados por Kepler, alrededor de 47 sistemas planetarios. Vamos a dar algunos ejemplos:

En julio de 2010 se utilizó el método VTT para detectar un planeta con 15 veces la masa de la Tierra y un período de 3,75 días, en el sistema WASP-3, a 700 años-luz del Sol. El nuevo planeta hace que el sistema WASP-3 sea muy intrigante pues parece estar atrapado en una órbita exterior, en resonancia 2:1 con la órbita del planeta interior más masivo y según exoplanet.eu el único confirmado.

Fig. 1 Diagrama O-C (observado-calculado) que ilustra la diferencia entre el tiempo de tránsito observado y el tiempo calculado esperado en el eje Y en minutos, contra el tiempo dado en períodos orbitales del planeta conocido WASP-3 b. Los puntos azules son los tiempos de tránsito previamente publicados y las nuevas mediciones se marcan como puntos rojos. Si hubiera un sólo planeta alrededor de la estrella todos los puntos tendrían que estar en una línea recta. Si hubiera un segundo planeta con 15 masas terrestres y 3,75 días de período orbital, este segundo planeta modificaría el período orbital del primer planeta de la forma mostrada por la línea negra, calculada. Ésta sería la mejor configuración para semejante planeta.

En septiembre de 2011 se había observado a Kepler-19 disminuir su brillo cada 9 días y 7 horas, a partir de esto se llegó a la conclusión de que el planeta Kepler-19 b tiene 2,2 veces el diámetro de la Tierra y orbita la estrella a trece millones quinientos mil kilómetros. Sin embargo los tránsitos de Kepler-19 b por delante de su estrella no son exactamente periódicos, pueden adelantarse o atrasarse unos 5 minutos. El causante es un planeta adicional Kepler-19 d que lo perturba. Orbita la estrella en unos 63 días terrestres. La masa del planeta perturbado sería menor que 0,0708 Mj asumiendo la misma inclinación que Kepler-19 b y c.

El sistema Kepler-88, tiene un neptuno ligero Kepler-88 b en tránsito. Su órbita está fuertemente perturbada por un júpiter del cual no podemos ver su tránsito debido a su inclinación en el plano orbital. En diciembre de 2013 un cuidadoso análisis de la interacción dinámica entre los planetas predijo la existencia de Kepler-88 c un planeta exterior invisible en una resonancia cercana a 2:1. Fue la primera vez que se determinó la masa: 0,6269 Mj

En 2015, se logró medir la masa del sistema compacto Kepler-138 formado por tres planetas y situado a 220 AL. Del sistema descubierto en 2014 por el método de tránsito se conocía el tamaño. Usando la técnica TTV que es ideal en sistemas compactos se ha logrado determinar que la masa de Kepler-138 b, el más interior es menor que una décima parte de la masa terrestre (la del planeta Marte) mientras su radio es el 0,58 de la Tierra. Ahora sabemos que el planeta Kepler-138 b no sólo tiene las dimensiones de Marte (0,58 Rt), sino que también posee una masa parecida (0,067 Mt). Los dos planetas exteriores, Kepler-138 c y Kepler-138 d, son neptunos ligeros 1,61 veces más grandes que la Tierra pero con masas similares a la Tierra así que tendrían grandes cantidades de elementos volátiles como gases y hielos.

b) El método de la variación duración del tránsito (VDT)

La variación de duración del tránsito se refiere a los cambios en el tiempo que dura un tránsito. Las variaciones de duración pueden ser causadas por una exoluna, o precesión del eje mayor para los planetas excéntricos debido a otro planeta en el mismo sistema o a la relatividad general. Cuando se encuentra un planeta circumbinario mediante el método del tránsito, puede confirmarse fácilmente mediante esta técnica. En los sistemas binarios cerrados, las estrellas alteran el movimiento del compañero significativamente, así que cualquier planeta que transita tiene diferencias significativas en la duración del tránsito. La primera confirmación vino de Kepler-16 b.

c) El albedo planetario

El albedo es la razón expresada en porcentaje, entre la radiación que es devuelta al espacio y la radiación incidente. Por ejemplo, el albedo medio de la Tierra es de alrededor del 31,3% de la radiación que proviene del Sol. En la Tierra la radiación devuelta al espacio se debe fundamentalmente a las nubes, el hielo de los casquetes polares y la nieve. El albedo también hay que tenerlo presente en el balance radiativo que determina la temperatura efectiva (Te) de los planetas y su efecto es disminuir esta temperatura  efectiva. Parecería que sólo de los exoplanetas que tenemos una imagen directa (el 2,4%) podríamos tener disponible su albedo e ideas de la composición química de su atmósfera. Pero mientras de lo segundo se encarga la espectroscopia de transmisión en los tránsitos primarios cuando la luz de la estrella atraviesa la atmósfera del exoplaneta, de la medida del albedo en exoplanetas se encargan los tránsitos secundarios. En los sistemas en tránsito, ocurre un eclipse secundario, cuando el planeta pasa por detrás de la estrella. Es más difícil de descubrir en la luz visible, porque el flujo emitido por el planeta es muy pequeño comparado con el flujo de la estrella. Pero en el infrarrojo el contraste entre la estrella y el planeta es más bajo.

Cuando el planeta pasa por detrás, la disminución de luz que se observa refleja la pérdida de su contribución a la luz total. La profundidad del tránsito secundario reflejan la luminosidad y por tanto a la temperatura del exoplaneta. En el caso de TrES 2 se ha encontrado el albedo más bajo de todos; un planeta profundamente oscuro, que absorbe casi toda la radiación que recibe de su estrella central. Es un gigante gaseoso del tamaño de Júpiter, que refleja menos luz que la pintura negra. Aunque la temperatura de la atmósfera debe ser alta, no tiene nubes reflectantes con amoniaco, como Júpiter, sino que debe tener componentes químicos absorbentes como sodio, potasio u óxido de titanio en forma gaseosa. Sin embargo, ni siquiera esta composición explica la negrura del planeta, que sólo emite una débil luz roja debido a su temperatura. 

El albedo también produce efectos fotométricos en la curva de luz, con lo que se pueden obtener espectros de las atmósferas de los exoplanetas, procedentes de la reflexión de la luz estelar durante las fases fuera de eclipse. Lo que se mide es la luz que el planeta añade al sistema total. Para ello se comparan los datos espectroscopios o espectrofotométricos en fases distintas, en el visible y en el infrarrojo, con las realizadas durante el transito secundario, en ausencia del planeta. La diferencia se representa como una función de la longitud de onda y, aunque con un alto nivel de ruido, pone de manifiesto las características básicas de la atmósfera del planeta, como su composición molecular. Lógicamente, lo que se observa es el hemisferio diurno del planeta, en el que se refleja la luz de la estrella y no la frontera o terminador, que se analiza en transmisión.

d) La emisión termal del planeta en transito

Los recientes descubrimientos de la emisión termal de los planetas HD 209458 b y TrES-1 b en el eclipse secundario dan temperaturas de equilibrio del orden de 1.000º K para estos jupíteres calientes.

Más recientemente, el observatorio espacial Spitzer, ha podido descubrir la emisión termal de exoplanetas fuera de los tránsitos. El flujo recibido de 𝞶 Andromedae (estrella + planeta) cambia por la emisión termal del planeta, que varía como una función de su fase orbital. Las variaciones observadas son la señal del contraste de temperatura entre los lados diurno y nocturno del planeta. El planeta Tau Boötis b fue uno de los primeros exoplanetas descubiertos en 1996, y sigue siendo uno de los exoplanetas más cercanos que se conocen. Es un júpiter caliente. En 2012, los científicos utilizaron una ingeniosa técnica para separar la luz del planeta de la luz de la estrella y pudieron estudiar la atmósfera de un exoplaneta, sin la necesidad de que pase delante de su estrella anfitriona. Ver directamente la luz del planeta ha permitido a los astrónomos medir el ángulo de la órbita del planeta y, de ahí, obtener su masa con precisión. El equipo ha determinado, por primera vez, que Tau Boötis b orbita a su estrella anfitriona con un ángulo de 44º y tiene seis veces la masa del planeta Júpiter. Además el equipo ha estudiado su atmósfera y medido el perfil de su atmósfera, es decir como varían las propiedades como presión, densidad y temperatura con la altura.

Determinar el perfil de presiones permite medir la escala de alturas H que hemos visto al tratar el efecto RM (enlace ). Ésta depende de la temperatura, composición atmosférica y la aceleración de la gravedad g.

La nueva técnica llamada MassSpec basada en espectroscopía de alta resolución realizada desde tierra con el VLT significa que, a partir de ahora, podremos estudiar las atmósferas de los exoplanetas que no transitan a sus estrellas, así como medir sus masas de forma precisa conocidos R y g del exoplaneta, por lo menos en los planetas gigantes y cercanos lo cual hasta ahora era imposible. Los nuevos telescopios orbitales como JWST permitirán ampliar la técnica de aplicación a exoplanetas más pequeños.

e) Los satélites de exoplanetas

Sabemos que existen más de 3.600 planetas extrasolares, y que los planetas gigantes del Sistema Solar tienen muchas lunas algunas capturadas pero otras formadas de la nube subprotoplanetaria que formó al planeta. Por tanto al igual que hasta 1995 intuíamos la existencia de exoplanetas alrededor de las estrellas pero no lo podíamos demostrar, sabemos que por lo menos alrededor de los exoneptunos y jupíteres hay satélites pero por ahora no hemos sido capaces de hallar ningún satélite alrededor de los mismos, es decir, exolunas.

El interés de hallar exolunas radica en que algunos exoplanetas gigantes están en zona habitable y por tanto sus lunas también lo estarían. De extrapolar los datos del Sistema Solar, serían demasiado pequeñas pues el satélite más grande del Sistema Solar Ganímedes o Titán apenas superan el tamaño de Mercurio y de ser así con una temperatura cercana a la de la Tierra difícilmente podrían mantener una atmósfera, sin obviar que los potentes campos magnéticos de los planetas gigantes y sus cinturones de radiación podrían ser un problemas añadido. No obstante antes de que en 1995 se descubriera el primer exoplaneta nadie intuía la inmensa gama de planetas que íbamos a encontrar y por tanto ahora tampoco podemos intuir las sorpresas que seguro nos deparará este campo.

Ha habido muchos tratados teóricos sobre qué efectos puede causar una exoluna y cuál es el mejor método para detectarlas. Todos coinciden en que sólo el método del tránsito permite revelar la existencia de satélites. La detectabilidad de tales rasgos es mayor durante ingreso o salida de la exoluna. La exoluna producirá cambios en los tiempos de tránsito por eso lo más probable es su detección por el método de la VTT (Variación del Tiempo de Tránsito). La dificultad en la detección de exolunas es que la señal de una exoluna en la curva de luz de un tránsito puede quedar enmascarada entre el ruido de la señal proveniente fundamentalmente de la actividad estelar. De ahí que se crea que la mejor fuente de datos para buscar exolunas proviene de los satélites espaciales y fundamentalmente de los datos del telescopio espacial Kepler.

En el último trabajo del proyecto HEK Kipping y sus colegas han estudiado 284 sistemas candidatos a tener exolunas. Los planetas con posibles lunas tienen un tamaño comprendido entre el de la Tierra y el de Júpiter y están situados a una distancia de su estrella de entre 15 y 150 millones de kilómetros. Suponiendo que las candidatas sean reales y no simples artefactos, la mayoría de exolunas tendrían un tamaño comparable a la mitad de la Tierra y se hallarían a una distancia de entre 5 y 10 radios planetarios. Llama la atención la falta de sistemas análogos a los satélites galileanos de Júpiter, es decir, lunas de entre 0,2 y 0,4 radios terrestres.

Fig. 2 Cómo modifica una exoluna la curva de luz de un planeta

De todas ellas Kepler-1625 b i (KOI-5084.01), es el candidato a exoluna más prometedor, con mayores probabilidades estadísticas (4,4 sigma) aunque insuficiente para confirmarlo.

Sería una exoluna Kepler-1625 b i con el ¡tamaño de Neptuno! que orbitaría un planeta con radio el de Júpiter pero masa 10Mj, cerca de ser una enana marrón, orbitando a 1.300.000 Km. (unos 19 radios planetarios). El planeta Kepler-1625 b orbitaría la estrella Kepler-1625 de masa 0,96 la masa del Sol, 1,8 veces más grande este y situado a 4.000 años luz de distancia. Tardaría 287,38 días en su órbita lo que le situaría a 0,84 U.A.

f) Los anillos de exoplanetas

Todos los planetas gigantes de Sistema Solar, a diferencia de los pequeños, tienen muchos satélites y anillos planetarios a su alrededor. Estos anillos están dentro de los límites de Roche. Esto es, la distancia dentro de la cual las fuerzas diferenciales de atracción de un planeta sobre dos partes diferentes de un satélite son mayores que la cohesión del satélite y éste es destruido. Hasta el momento sólo se ha detectado un anillo mucho mayor que el de Saturno. Está en la enana marrón 1SWASP J1407 b cuya masa es 20±6 veces la masa de Júpiter y que gira a unos 4,5 U.A. de una estrella de masa y luminosidad 0,9 y 0,15 la solar respectivamente. Los astrónomos encontraron en 2012 un conjunto de anillos siendo la primera vez que esto ocurre fuera de nuestro Sistema Solar. A esa distancia la temperatura efectiva es de 81ºK así que el anillo debe estar formado por hielo de agua. El sistema tiene apenas 16 millones de años.

En 2015 se determinó que este anillo tiene dimensiones enormes. Es aproximadamente 200 veces mayor que los anillos de Saturno y su diámetro tiene entre 120 y 180 millones de kilómetros. Este conjunto de anillos probablemente contiene tanta masa como la de la Tierra, en forma de partículas de polvo que oscurece la luz. Hay que recordar que la naturaleza de la enana marrón y Saturno son muy diferentes y la primera supera en masa al segundo desde un mínimo de 47 a un máximo de 87 veces. Además, mientras los anillos de Saturno, al igual que los del resto de planetas gigantes del Sistema Solar, están situados dentro del límite de Roche del planeta, los anillos de J1407 b son en realidad un disco de acreción alrededor de un planeta que se halla en pleno proceso de formación. En efecto, dicho límite en kilómetros depende sólo de la masa del planeta y vale 7,9 radios de Júpiter y por tanto unos 565 mil Km. 

Los anillos planetarios pueden tener una firma en la curva de luz de tránsito mediante debilitaciones sucesivas. Sin embargo su detección requiere una precisión en la curva de luz que todavía no hemos alcanzado.

Recientemente Anthony L. Piro del Carnegie Institution for Science, ha publicado un artículo titulado Can rocky exoplanets with rings pose as Sub-Neptunes? sugerido que algunos planetas detectados por tránsito y con bajas densidades podrían ser planetas con densidad normal a los que unos supuestos anillos han hecho estimar su radio al alza. En nuestro Sistema Solar, la presencia de anillos es exclusiva de los gigantes gaseosos, pero ¿es este el caso para todos los sistemas planetarios? En principio, parece que los exoplanetas rocosos también podrían tener anillos, que podrían buscarse mediante el estudio de su sutil huella en el ingreso y la salida de los tránsitos. Desafortunadamente, tales efectos son difíciles de medir y requieren observaciones fotométricas y/o espectroscópicas de alta precisión. Sin embargo, en el nivel más básico, la presencia de anillos daría lugar a una mayor profundidad de tránsito que podría confundirse con un radio anormalmente grande. La población de exoplanetas con anillos afectaría las mediciones de radio. Centrándose en exoplanetas similares a la Tierra se encuentra que en esta población la idea introduce una mejora de los radios inferidos en el rango de ~ 2-3Rt. Parece difícil que los anillos pueden explicar la totalidad o la mayoría de los subneptunos, ya que requeriría una gran fracción de planetas rocosos con anillos (>40%) y/o un aumento en el número de planetas con radios <1.2Rt en un factor entre  ~ 2 y 3. Incluso si los anillos no pueden explicar todos los sub-Neptunos, este trabajo sugiere que concentrarse en los planetas actualmente clasificados como sub-Neptunos puede ser un buen punto de partida para encontrar planetas rocosos con anillos. (nota: subneptunos o peor aún minineptunos es lo que nosotros llamamos neptunos ligeros.)

Los problemas para detectar planetas terrestres (4/5)

Fácil acceso a los artículos del bloque de 5 artículos, ya publicados:

I.                    Método de la velocidad radial.

II.                 Método del tránsito.

III.               El efecto Rossiter-McLaughlin.

IV.              El problema para detectar planetas terrestres.

V.                 Otros efectos del método del tránsito.

La búsqueda de la vida en otros mundos ha sido una curiosidad de los humanos y ahora se está convirtiendo en una aspiración tangible. Sólo la misión Kepler ha identificado miles de candidatos a planetas, varios de los cuales se encuentran dentro de la zona habitable. Por desgracia, hay fuentes de ruido procedentes de la propia estrella (llamado "jitter estelar"). Este se define como el cambio ligero indeseado y abrupto de las propiedades de una señal asociado al ruido. La representación espectral de las variaciones temporales se llama ruido de fase. Puede afectar a la amplitud, frecuencia y fase.

No lo digo yo, está citado textualmente de la página Web de Heather Cegla .  No es la primera vez que hablamos de esta doctora en astrofísica, actualmente en la Universidad de Ginebra y en el Observatorio de Ginebra y CHEOPS Research Fellow, lo hicimos en la pasada entrada:

III.               El efecto Rossiter-McLaughlin.

En la charla en Exoplanets 2 de Heather Cegla, dice: Algunas hipótesis comunes al medir el efecto RM son i) que se considera la rotación de la estrella como un cuerpo sólido. ii) las líneas del espectro tienen siempre un perfil gaussiano. Pero sabemos que no es cierto. Sabemos que para el Sol el ecuador gira respecto a las estrellas en 24,7 días que llega a los 34 días a una latitud de 85º. Además las superficies estelares son complejas, por e.j., la granulación cambia el perfil de la línea, el desplazamiento convectivo al azul (CB por sus siglas en inglés Convective Blueshift ) afecta a la curva RV. El CB se debe a la convección de la estrella y es distinto para cada tipo estelar y también depende del campo magnético estelar.

Los fenómenos de la superficie de una estrella

El Sol es la estrella más cercana que tenemos y la que mejor conocemos. Su estructura consta de un núcleo que ocupa 1/5 del radio muy denso y caliente (150 gr/cc y 15,7 millones de grados respectivamente) donde tienen lugar las reacciones nucleares que producen su energía. Esta rodeado de una zona radiante de plasma, (hidrógeno y helio ionizado) que se extiende hasta una densidad de 0,2 gr/cc y temperatura de 2 millones de grados en la que el calor se transporta por radiación. Ocupa la mitad de radio solar. El 30% restante lo ocupa la parte más exterior: la zona convectiva donde el transporte se efectua como en la atmósfera terrestre o un puchero al fuego. El gas caliente se dilata y forma corrientes ascendentes de material desde la zona caliente hasta la zona superior, y simultáneamente se producen movimientos descendentes de material desde las zonas exteriores menos calientes. En ella los gases dejan de estar ionizados y los fotones son absorbidos con facilidad. El material se convierten en opaco al transporte por radiación. Acaba en la fotoesfera que es la superficie del Sol que vemos, temperatura 5.700ºK y gas extraordinariamente enrarecido de densidad 2x10^-7 gr/cc. Tiene unos 100 o 200 km de profundidad. Estas celdas convectivas son lo que en la superficie del Sol vemos como granulación fotoesférica. Cada gránulo tiene de unos 700 a 1500 km y tienen una vida media de tan sólo unos nueve minutos. Tienen muchas veces forma hexagonal y están separados por finas líneas oscuras. La parte central del gránulo es más brillante porque el gas asciende y está más caliente, desciende por la periferia más fría. En el siglo XIX Richard Christopher Carrington fue el primero en observar la granulación fotosférica y en 1896 el francés Pierre Jules César Janssen el primero que consiguió fotografiar dicha granulación.

Los movimientos turbulentos de gas ionizado producen corrientes que provocan la aparición de un potente campo magnético. La rotación solar provoca un enmarañamiento de las líneas del campo magnético y al cruzar la superficie provoca manchas solares. Estas pueden alcanzar cualquier tamaño desde un poro hasta 6 milésimas del disco solar, aunque lo normal es que alcance un diámetro de unos 12.000 km. Aparece oscura porque su temperatura es unos mil grados inferior. Está rodeada de una penumbra. Tienen una evolución desde su nacimiento a su muerte que suele ocurrir unos 15 días después, aunque se han detectado algunas que duran dos meses. En ese tiempo cambian de forma y tamaño y a la mitad del periodo, cuando están más desarrolladas, se presentan en grupos de dos con polaridad invertida. Ellas marcan la actividad solar que tiene un ciclo de 11 años. Tras el mínimo las manchas aparecen a altas latitudes y a medida que se alcanza el máximo van extendiéndose hacia el ecuador formando un gráfico que se conoce como diagrama de mariposa.

Las fáculas solares por el contrario son zonas brillantes que se forman por las concentraciones de líneas de campo magnético. Pueden existir en periodos de mínimo cuando no hay manchas. Suelen aparecer hacia los bordes del Sol. La razón es que allí son más fácilmente detectables debido a un fenómeno llamado oscurecimiento hacia el limbo. Este se debe a que la luz que se ve en el centro, procede en la mayor parte de las capas inferiores de la fotosfera, más caliente y por tanto más luminosa. Al mirar hacia el limbo, vemos la radiación procedente sobre todo de las capas superiores de la fotosfera, menos calientes y emitiendo con menor intensidad que las capas profundas en la base de la fotosfera.

Los problemas para aprovechar la precisión de Espresso

a) La granulación

El ruido estelar se debe a las manchas, fáculas, granulación estelar etc. y pueden fácilmente enmascarar la señal de un planeta como la Tierra. Estos fenómenos alterar la forma de las líneas espectrales estelares, desplazar las líneas o introducir cambios espúreos en la velocidad, cambios que pueden enmascarar o imitar las señales de un planeta. El giro de la Tierra en torno a nuestro Sol crea un bamboleo Doppler de la línea espectral de 9 cm/s. El ruido astrofísico puede ser mucho mayor.

Fig. 1 La mancha oscura ha creado la protuberancia en el perfil de la línea observada.

Mis intereses se encuentran en estrellas tipo solar magnéticamente 'tranquilas', ya que estos son las estrellas ideales para la confirmación y la potencial habitabilidad del planeta, ya que faltan las manchas y las llamaradas. Me centro en magnetoconvection, es decir, la granulación de la superficie estelar. El ruido granular se origina a partir de las asimetrías en el absorción estelar de la producción de brillante burbujas de calor (gránulos) que se elevan de la superficie, enfrían y caen en carriles intergranulares (mostrado en la fig. 2). Estos flujos de plasma inducen desplazamientos Doppler de km/s aunque debido al gran número de gránulos la media es de cm/s. Las observaciones solares sugieren que los gránulos tienden a aparecer y desaparecer en los mismos lugares.

Estoy estudiando la magnetoconvection de la superficie estelar (como una fuente de ruido astrofísico) a través del uso de sofisticadas simulaciones magnetohidrodinámicas 3d (mhd), junto con un transporte radiativo de 1d. Estas simulaciones aparecen en su página en sendos videos JWPlayer7. Hasta ahora, hemos encontrado varias líneas características inducidas por los cambios de la velocidad que están correlacionados con la granulación. Los resultados actuales indican que puede ser posible una reducción significativa del ruido de granulación (hasta 50%) (Cegla et al., 2015).

Estoy trabajando para responder a dos preguntas clave críticas para la ciencia exoplanetaria: en primer lugar, ¿cómo separar la firma de la granulación del bamboleo Doppler de los planetas para permitir la confirmación de mundos habitable como la Tierra? En segundo lugar, ¿cuál es el impacto de granulación en el efecto RM y mediciones posteriores del ángulo entre el polo estelar y el polo de la órbita? (le llamaremos oblicuidad de la estrella a este ángulo).

Fig. 2 Granulación de la superficie estelar

b) Desplazamiento convectivo al azul (CB)

En marzo de 2011, Avi Shporer y Tim Brown presentaron un artículo titulado The impact of the convective blueshift effect onspectroscopic planetary transits que trata de la pequeña señal anómala de la velocidad radial (VR) que se espera que esté presente en las curvas de VR medidos durante los tránsitos planetarios. Esta señal es inducida por el efecto convectivo al azul (CB) un cambio neto al azul que emana de la superficie estelar, como resultado de una mayor contribución en la convección de la estrella del gas caliente y brillante ascendente en relación con el gas que se hunde más frío y más oscuro. Dado que el componente radial CB varía a lo largo de la superficie estelar, la luz bloqueada por el planeta durante un tránsito tendrá una componente VR variable, lo que dará como resultado un pequeño desplazamiento de la VR medida. La curva de RV anómala inducida por CB es diferente e independiente del bien conocido efecto Rossiter-McLaughlin (RM) (ver apartado anterior enlace ), donde este último se utiliza para determinar el ángulo proyectado en el plano celeste entre el eje de rotación de la estrella huésped y el polo orbital del planeta. La curva VR observada es la suma de las señales CB y RM, y ambas están superpuestas en la curva orbital de kepleriana causada por la atracción del planeta sobre la estrella. La fig. 3 refleja la importancia de los tres efectos. Intentamos medir el bamboleo orbital de la estrella pero este es pequeño para planetas pequeños como la Tierra. Cuando el planeta transita hay un efecto RM superpuesto que puede ser del orden de 20 m/s. Además alterando ligeramente el efecto RM está el efecto CB del orden de 1 ó 2 m/s. Si no se tiene en cuenta, la presencia de la señal CB, el efecto RM en la curva VR de tránsito espectroscópica puede sesgar la estimación del ángulo espín-órbita. Además, las futuras VR de muy alta precisión permitirán el uso de planetas en tránsito para estudiar el CB de sus estrellas anfitrionas.

Fig.3 Arriba: la curva RV inducida por CB durante el tránsito (azul), mientras que las señales de RM y de la órbita kepleriana de la estrella son ignoradas. Medio: la curva CB RV (azul) y la curva RM RV (verde) y su suma (negro), mientras se ignora la señal de la órbita kepleriana. Abajo: similar al panel del medio, con la órbita Kepleriana RV añadida a las tres curvas. Todos los paneles muestran RV en m/s vs. fase orbital a partir del tiempo de tránsito medio.

En 2016 H. M. Cegla, et. al. publican un artículo titulado Modelling theRossiter-McLaughlin Effect: Impact of the Convective Centre-to-Limb Variationsin the Stellar Photosphere donde dicen que las observaciones del efecto Rossiter-McLaughlin (RM) cuando el planeta transita proporcionan información sobre las alineaciones estrella-planeta, que pueden informar la migración planetaria y las teorías de la evolución. Modelan un júpiter caliente (M=1Mj, R=1Rj) en una estrella igual que el Sol. Fijan el periodo en 4 días y la e=0. La inclinación de la estrella 90º. Es decir la órbita del planeta alineada con la rotación de la estrella. Hacen variar la rotación estelar de modo que vsen i varie de 1-10 km/s. Esto significa que la estrella gira aproximadamente en periodos que varían de 5 a 50 días. El parámetro de impacto del tránsito inicialmente b=0 luego varia a 0,25 y 0,5. En este trabajo Cegla et. al. van más allá del modelado clásico de RM y exploran el impacto de un desplazamiento convectivo al azul que varía a través del disco estelar. Inyectan variaciones de velocidad del centro al limbo (forma de perfil) basadas en simulaciones magnetohidrodinámicas tridimensionales de convección de la superficie solar. Los residuos entre nuestro modelado y el modelado del RM clásico dependían de v sen i (es decir de la rotación de la estrella) y del ancho del perfil de la línea. La amplitud de los residuos aumentó al aumentar v sen i, es decir con el aumento de la rotación estelar y disminuir el ancho del perfil de la línea. Para estrellas que giran lentamente la variación convectiva del centro al limbo dominó los residuos (con amplitudes de 10s de cm/s a ​​~1 m/s); sin embargo, para las estrellas que giran más rápidas, la firma residual dominante se debía a un perfil intrínseco no gaussiano (con amplitudes de 0,5-9 m/s). Cuando el factor de impacto fue 0, no tener en cuenta la variación convectiva del centro al limbo condujo a una incertidumbre en la oblicuidad de ~10º-20º, aunque se conocía el verdadero vsen i. Además, olvidar modelar correctamente un perfil intrínseco asimétrico tuvo un mayor impacto para las estrellas que giraban más rápidamente (por ejemplo, v sen i = 6 km/s), y causó errores sistemáticos del orden de ~20º en las oblicuidades medidas. Por lo tanto, olvidar el impacto de la convección de la superficie estelar puede sesgar las mediciones de alineación estrella-planeta y, en consecuencia, también las teorías sobre la migración y la evolución planetarias.

Fig. 4. Principal: las medidas VR de un tránsito basadas en simulaciones magnetohidrodinámicas tridimensionales de convección de la superficie solar, para una estrella no giratoria (con perfiles de línea gaussianos FWHM =5 km/s). Recuadro: Esquema del tránsito del planeta a través del disco estelar, codificado por color mediante el registro de las velocidades convectivas netas relativas al centro del disco.

Si las velocidades de la superficie estelar observadas sólo se deben a la rotación, una estrella no giratoria no tendrá ninguna anomalía VR durante el tránsito planetario y, por lo tanto, la forma de la onda RM será una línea plana en velocidad cero. Sin embargo, en presencia de variaciones de CB de centro al limbo, las anomalías de VR seguirán siendo evidentes. Para investigar la naturaleza de tal señal, inyectamos perfiles de líneas gaussianas con un FWHM de 5 km/s; este ancho se eligió porque es similar al perfil de línea 6302,5 Å del Fe I y, por lo tanto, representa un FWHM realista dado el CB inyectado. Las medidas RV para este conjunto de observaciones se muestran en la Figura 4 (junto con un esquema del tránsito planetario, codificado por colores por las velocidades convectivas netas relativas al centro del disco). Los desplazamientos hacia el azul cerca del ingreso y la salida se deben a que el planeta oscurece los desplazamientos al rojo más altos (relativos al centro del disco) y los desplazamientos al rojo cerca de la mitad del tránsito donde el planeta oscurece más regiones azules del disco estelar. Por lo aunque no haya rotación estelar la variación local en CB contribuye a la anomalía RV observada durante el tránsito y conduce a una forma de onda RM distinta de cero. La forma exacta y la amplitud de esta forma de onda dependerán de la relación planeta-estrella y las propiedades convectivas de la estrella. También es importante tener en cuenta que la inclusión de la variación CB en el limbo estelar provoca una asimetría en los perfiles de línea integrados en el disco.

En la Conferencia Exoplanets 2 celebrada en Cambridge, Heather Cegla ve necesario considerar el efecto CB para así aprender más acerca de la estrella con el efecto RM (Rossiter-McLaughlin). Con la nueva era de máquinas de VR precisas, por ejemplo, Espresso y Expres, vamos a tener que descontar todos estos efectos para poder llegar a la precisión requerida para detectar planetas como la Tierra.