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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:
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.
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