1.- Introducción
En la rutilante ciencia de los exoplanetas donde todos los días hay noticias de importancia, nos ha pasado casi desapercibida una noticia a la que no se le ha dado la importancia que merece y de ello será testigo el futuro. En diciembre del año pasado se han producido dos hechos casualmente encadenados en el tiempo, la medición de la masa de un exoneptuno frío de intrincado nombre por un método novedoso y una estadística de cuerpos exoneptunos fríos que pone en entredicho algunos aspectos de la teoría de formación de los gigantes de gas. Para tratar de entender la importancia de estos dos hechos independientes pero relacionados es por lo que escribo este artículo.
Fig 1 (I-D) Aparna Bhattacharya, una investigadora postdoctoral de la Universidad de Maryland y el Centro de vuelo de Space Space de la NASA (GSFC), David Bennett, científico de investigación senior de la Universidad de Maryland y GSFC, y Daisuke Suzuki del Instituto de Espacio de Japón y Ciencia Astronáutica.
2.- En el Sistema Solar
En el Sistema Solar, el único que se conocía hasta 1995, sólo hay tres tipos de planetas: Terrestres: Mercurio, Venus, la Tierra y Marte del que nuestro planeta es el mayor. Gigantes de hielo o neptunos: Urano y Neptuno con masas de 14 y 17 Mt (veces la masa de la Tierra) y Gigantes de gas: Saturno y Júpiter con 95 y 318 Mt. No hay tipos intermedios entre la Tierra y Urano o entre Neptuno y Saturno.
Es una tendencia general en el Universo que los cuerpos con menos masa son más abundantes. Así las galaxias de menos masa abundan más que las galaxias masivas y las estrellas enanas rojas mucho más que las estrellas masivas. En los planetas existe la misma tendencia los gigantes son menos abundantes que los terrestres, estos menos que los satélites y estos mucho menos que los asteroides u objetos del Cinturón de Kuiper.
3.- En los exosistemas planetarios
En los sistema exoplanetarios, por el contrario de lo que ocurre en el Sistema Solar, existen planetas de masas entre la Tierra y Urano se les llama supertierras si tienen superficie sólida o neptunos ligeros si son gaseosos y su masa es inferior a la de Neptuno. Existen planetas con masas entre Neptuno y los gigantes de gas (jupíteres) que pueden ser megatierras, neptunos o neptunos ligeros si su densidad es muy baja. Entre los primeros hay una ambigüedad respecto a su naturaleza si conocemos sólo un límite inferior de la masa (porque han sido detectados sólo por el método de la velocidad radial) o conocemos sólo su radio (porque han sido detectados sólo por tránsito). Sólo de los planetas detectados por ambos métodos se tiene la densidad media y podremos hablar de su naturaleza, si los errores en masa y radio no son muy grandes. Por último entre planetas y estrellas hay objetos que comparten algunas características con los dos y que se llaman enanas marrones. Pueden formar parte de sistemas planetarios o ser cuerpos solitarios.
Para complicar más las cosas, la naturaleza del objeto cambia cuando lo hace la temperatura que sufre es decir la distancia a su estrella. Así no es lo mismo un júpiter o neptuno caliente que pueden perder parte de su masa por evaporación o un júpiter o neptuno frío similar a los existentes en el Sistema Solar.
El método de la velocidad radial es más sensible a cuerpos masivos y cercanos a su estrella y en el método del tránsito la probabilidad de detectar un tránsito disminuye con la distancia y favorece también los cuerpos grandes. Estos dos procedimientos constituyen el 96% de los descubrimientos. Por eso los exoplanetas descubiertos hasta ahora no son del todo significativos y los exoneptunos fríos están infravalorados en la muestra.
Para poner orden en la fauna de exoplanetas, en aquellos descubiertos por tránsito y velocidad radial para los que se conoce masa y radio se puede dibujar el diagrama radio-masa donde cada exoplaneta ocupa un punto. Es conveniente dibujarlos con sus barras de error. Se pueden trazar isocurvas de densidad. Estas unen puntos radio, masa de cuerpos con la misma densidad. Son muy fáciles de dibujar. Basta con tener presente que la masa es proporcional al cubo del radio siendo la constante de proporcionalidad la densidad. Si expresamos la densidad tomando como unidad la densidad de la Tierra
𝜌t =5,51gr/cm³
y el radio en radios de la Tierra, la masa aparece en masas terrestres. Se usa la expresión inversa porque en el diagrama el eje y es el radio. Nosotros aquí nos interesan los cuerpos entre 10 y 100 masas de la Tierra.
Fig. 2 Entre los planetas con masa menor de 50 masas de la Tierra, a grandes rasgos se distinguen dos grandes grupos: los que tienen un radio inferior a 2 veces de la Tierra que tienen más probabilidad de tener una superficie sólida o planetas terrestres y los que tienen un radio mayor que 2 veces el de la Tierra que son planetas gigantes sin superficie sólida. Se duda de la existencia de las Tierras densas (Td en el diagrama) y de las megatierras.
En el diagrama de la Fig. 2 se observa que no hay neptunos entre 40 y 60 Mt. Es decir hay un hueco que separa los neptunos de los gigantes de gas y que probablemente esté indicando dos mecanismos diferente de formación para los exoneptunos y los gigantes de gas. El planeta OGLE-2012-BLG-0950L b con una masa 39±8 Mt estaría en el borde inferior o en plena brecha según consideremos el error. El diagrama es antiguo habría que añadir los exoplanetas descubiertos por ambos métodos desde entonces. Además no discrimina en función de la distancia a la estrella y habría que dejar sólo los exoneptunos fríos entre 20-95 Mt y que según el estudio de Daisuke Suzuki del Instituto de Espacio de Japón y Ciencia Astronáuticas son 30 los descubiertos hasta ahora.
No es la primera vez que se observan huecos en los diagramas. Uno de los más recientes y conocidos es el hueco de Fulton de planetas descubiertos por tránsito y cuyo número disminuye mucho para radios entre 1,5 y 2 Rt resolviendo en parte la ambigüedad sobre su naturaleza: los cuerpos con radios inferiores a 2 Rt serían probablemente rocosos y los de radio mayor que 2 Rt tendrían una mayor probabilidad de ser gaseosos.
4.- La línea de los hielos
Se llama línea de hielo a la zona cuya distancia a la estrella hace que a una distancia inferior las sustancias volátiles, el agua y otras sustancias de bajo punto de ebullición, se evaporen. Vamos a situarnos en un escenario temporal especial: al principio de la formación de un sistema planetario cuando todavía no se han formados los planetas y sólo existe gas y polvo. La isoterma de 150 ºK de un disco protoestelar señala la línea de hielo. Debido a la presión extremadamente baja, las moléculas de agua pasan directamente del estado gaseoso a formar una película de hielo sobre los granos de polvo y otras partículas. Se crea una discontinuidad en las propiedades del gas.
La distancia a la que esto ocurre, en nuestro Sistema Solar es de entre 2 y 4 U.A. del Sol; es decir entre las órbitas de lo que serán Marte y Júpiter. La línea de hielo, divide al sistema planetario en una región interna, pobre en volátiles y repleta de cuerpos rocosos, y en una región más externa, rica en volátiles y con cuerpos helados.
Las moléculas de agua terminan acumulándose en la línea de hielo. La acumulación de partículas acuosa provoca una cascada de efectos. Los granos ganan velocidad y se frena su desplazamiento hacia el interior, pero como siguen llegando granos desde las regiones exteriores del disco; la línea de hielo termina por transformarse en un verdadero banco de hielo .Lo veremos mejor cuando hablemos de la migración planetaria.
Con esa proximidad mutua los granos colisionan y crecen, el primer paso en la formación de planetas. Algunos atraviesan la línea de hielo y siguen hacia el interior, pero adquieren en el proceso un revestimiento de lodo y de moléculas complejas que los vuelve más pegajosos. Los granos de polvo se agrupan para formar cuerpos que miden unos kilómetros; se los llama planetesimales. Al final de esta fase de la formación planetaria, los planetesimales habrán barrido casi todo el polvo original. A los cien mil años de su constitución, un disco protoestelar puede contener billones de planetesimales de unos kilómetros de diámetro. No obstante, el disco no parecería superpoblado. Entre los cuerpos de tamaño kilométrico mediarían distancias de miles de kilómetros de distancia.
Hasta julio de 2016 la línea de hielo era un concepto clave de la formación planetaria aunque nadie la había visto. Las observaciones de ALMA del disco protoplanetario de la joven estrella V883 Orionis. se diseñaron para obtener imágenes de la fragmentación del disco que lleva a la formación del planeta. En su lugar los astrónomos visualizaron la línea de hielo.
La estrella había sufrido un gran aumento en el brillo que había calentado la parte interna del disco, haciendo que la línea de hielo de agua estuviera a una distancia mucho mayor de lo normal para una protoestrella, a 40 U.A. (aproximadamente la distancia de Plutón en nuestro Sistema Solar) en lugar de 3 U.A. que sería lo normal para una típica estrella joven de tipo solar.
Fig. 3 El súbito aumento de brillo experimentado por V883 Orionis es un ejemplo de lo que ocurre cuando grandes cantidades de material del disco que rodea una estrella joven caen sobre su superficie.
5.- Formación planetas gigantes
Las ideas sobre la formación de los planetas gigantes se deben a Fausto Perry y A.G.W. Cameron. Se elaboraron cuando lo único que tenían que justificar era la formación en el Sistema Solar de los gigantes de gas y hielo.
Fig. 4 Modelo para la formación de Júpiter. La acreción de planetesimales de roca y metal (línea marrón) se estabiliza, por agotamiento de esos materiales en la órbita, tras una fase inicial rápida. Este núcleo atrae una atmósfera de gases (línea morada). Cuando la masa total alcanza 20 a 30 Mt se produce un colapso gravitacional del gas. En unos miles de años la masa total (línea naranja) alcanzó 318 Mt la masa actual de Júpiter.
Más allá de la línea de hielo, en las órbitas exteriores, los materiales densos se cubrieron de elementos volátiles, lo que dio lugar a los núcleos de los planetas gigantes formados por roca y metal, y con masas del orden de unas 10 Mt en el interior de Júpiter y Saturno. Ese núcleo tiene suficiente gravedad para atrapar lentamente al hidrógeno y helio. Pero bajo éste modelo, una vez que un planeta en desarrollo aumenta lentamente hasta 20 masas de la Tierra, algo cambia. El proceso se vuelve abrumador, con el planeta engullendo rápidamente cualquier otro gas que esté cerca hasta que la fuente se agota. Si esta idea es correcta, explica la brecha entre Neptuno y Saturno. Urano y Neptuno nunca alcanzaron el tamaño crucial para desencadenar la acumulación masiva de gases, mientras que Saturno y Júpiter sí lo hicieron y alcanzaron masas enormes.
La formación del primer gigante en el Sistema Solar ayudó a formar a Saturno. Muchos, si no la mayoría, de los planetas gigantes conocidos, tienen hermanos de masa equiparable. El gigante de gas que aparece primero cumple varios servicios. El material se acumula en el borde exterior del hueco que abren en el disco por las mismas razones que en la línea de hielo. La diferencia de presión hace que el gas se acelere y actúe sobre los granos y los planetesimales como un viento de cola que detiene su migración hacia el interior del sistema. Por otra parte, la gravedad del primer gigante gaseoso tiende a dispersar los planetesimales cercanos hacia otras regiones del sistema, donde podrán formar nuevos planetas. En nuestro Sistema Solar, por ejemplo, la presencia de Júpiter pudo controlar el crecimiento de Saturno.
La segunda generación de planetas surge del material que el primer gigante ha amontonado. El momento en que ocurra cada paso adquiere una importancia crítica; bastan pequeños cambios en la escala temporal para que haya diferencias notables en los resultados. Saturno quizá sea más pequeño que Júpiter, por la sencilla razón de que se formó unos millones de años más tarde.
Los constituyentes principales de Júpiter y Saturno son el hidrógeno y el helio de su atmósfera, y creemos que estos planetas adquirieron la mayor parte de su masa mediante este proceso de colapso gravitatorio.
Los planetas son anteriores a encenderse el horno solar, ya que la fase T-Tauri de las estrellas provoca el barrido de los gases que quedan limpiando el Sistema Solar. Por tanto, la formación de los planetas gigantes debió de ser muy rápida, ya que en los discos protoplanetarios, los gases no duran mucho más de un millón de años, y siempre menos de diez.
Cuando ocurrió el colapso que formó Júpiter y Saturno, la conservación local del momento angular en el gas provocaría su achatamiento en un disco alrededor del núcleo planetario. Se produjo en cada planeta gigante una versión local de la nebulosa solar primitiva, con un núcleo central de roca condensada y hielo en lugar del Sol, con un disco protoplanetario del que nacerían, mediante procesos similares a los de formación de planetas, el sistema de satélites que tienen los planetas gigantes.
Esto no ocurrió en el caso de Urano y Neptuno quizá porque su núcleo (sobre 1 Mt) no alcanzó el tamaño suficiente o bien porque se formaron más tarde cuando quedaba sólo una cantidad reducida de gases (~10%), sea como fuera, el hidrógeno y el helio representan una fracción menor de la masa de Urano y Neptuno, en cambio acumularon compuestos volátiles como agua, NH₃ y CH₄. Parece que la cantidad de materia en las actuales órbitas de Urano y Neptuno (a 19 y 30 U.A.) no es suficiente para formar planetas de esta masa. Esto podría indicar que estos dos cuerpos se formaron a menor distancia del Sol.
No obstante hay varios problemas a esta teoría. La sonda Juno en órbita muy excéntrica al planeta Júpiter pretende en sus aproximaciones determinar la estructura interior de nuestro mayor gigante de gas. Quiere averiguar la masa de su núcleo para ver si éste tiene la masa crítica suficiente para la posterior captura masiva de gas. Conocer las características internas de los planetas gigantes del Sistema Solar permitirá desentrañar en gran parte los misterios asociados a la formación de los planetas extrasolares gigantes alrededor de otras estrellas. A finales de mayo de 2017 los datos gravimétricos de Júpiter aunque no concluyentes se inclinaron hacia un pequeño núcleo rocoso rodeado de otro núcleo difuso mucho mayor que ocupa entre el 30-50% del radio del planeta y donde la roca se ha diluido en el hidrógeno metálico. Los modelos tradicionales de formación apuntaban hacia un núcleo denso. La nave Cassini alrededor de Saturno tras estudiar desde 2004 el planeta, sus satélites y anillos se dirigió a estrellarse con Saturno para preservar de contaminación a los satélites e intentar obtener también información del núcleo. En enero de 2019 L. Iess de la Sapienza Università di Roma, et. al. publicó el artículo Measurement and implications of Saturn’s gravity field and ring mass donde dice que Saturno parece tener un núcleo claramente diferenciado de entre 15 y 18 masas terrestres. Desgraciadamente ninguna sonda a orbitado a Urano o Neptuno.
6.- Migración planetaria
Otro aspecto a tener presente en la formación de los planetas gigantes es la migración planetaria. Hubo que esperar al descubrimiento de exoplanetas para descubrir su importancia.
Curiosamente, muchos de los planetas extrasolares descubiertos presentan órbitas muy cercanas a sus estrellas, mucho más que la de Mercurio al Sol. El primer planeta descubierto alrededor de una estrella de la secuencia principal, 51 Peg b en 1995, es un júpiter caliente. Su existencia desafiaba la teoría existente en aquella época, según la cual los planetas gigantes tienen que formarse en las regiones externas y frías de los discos protoplanetarios. Es decir más allá de la línea de hielo. La existencia de los jupíteres calientes demanda una secuencia de formación en tres partes y que incluye la migración:
Primero, el gigante de gas debe desarrollarse en la región externa del sistema planetario, cerca de la línea de hielo, mientras el disco aún contiene una gran cantidad de gas. Esto exige una alta concentración de material sólido en el disco.
Segundo, el planeta gigante debe desplazarse hasta su posición actual. El planeta recién formado abre un hueco en el disco he impide cualquier flujo de gas a través de su órbita. Este mecanismo lleva así a la formación de huecos dentro de los discos protoplanetarios. El tamaño del hueco depende principalmente de la masa del objeto y es igual a unas pocas veces el radio de Hill, que se define como la distancia más allá de la cual la fuerza gravitatoria ejercida por la estrella supera la del protoplaneta. A medida que el embrión crece, su velocidad de escape aumenta.
Tercero, tiene que haber algo que detenga la migración, antes de que el planeta se precipite en la estrella. El campo magnético estelar podría limpiar de gas la cavidad inmediata a la estrella; sin gas cesa la migración. También puede, que el planeta ejerza fuerza de marea sobre la estrella y la estrella, a su vez, circulariza la órbita planetaria. Muchos planetas terminarán seguramente por caer en la estrella. Al final tenemos en algunos sistemas planetarios un planeta gigante en una órbita corta (júpiter caliente).
¿Cómo funciona el mecanismo de la migración?
Hay una tendencia de los embriones a caer en espiral hacia la estrella. Es la llamada migración de tipo I. La razón de este movimiento es sutil. El embrión crea una onda en el disco gaseoso, al igual que un barco produce una estela similar a una V. Pero hay una diferencia con la analogía del barco. Y ésta es la rotación diferencial. El gas que viaja por la parte interior del planeta, más próximo a la estrella adelanta al planeta, mientras que la opuesta se rezaga. El gas que va por delante ejerce una fuerza gravitatoria que acelera al planeta, mientras que la que se retrasa lo frena. ¿Qué fuerza vence de la dos? La parte externa es más grande, hay más gas y vence así que el planeta es frenado en su órbita y cae hacia el interior del sistema planetario varias unidades astronómicas en un millón de años.
Sólo una pequeña fracción del 10% de sistemas con planetas gigantes tiene un júpiter caliente y en todos los casos la estrella gira rápidamente en periodos de cinco o diez días. En el Sistema Solar no hay jupíteres calientes y hasta recientemente no se vio la importancia de la migración planetaria (modelo de Niza) en los detalles de su formación. Por ejemplo la formación de Urano y Neptuno tuvieron lugar mucho más cerca del Sol y luego se alejaron. El Bombardeo Masivo Tardío, que afectó al Sistema Solar interno lo causaron Júpiter y Saturno que al acercarse hacia el Sol perturbaron al Cinturón de Asteroides lanzándolos hacia los planetas internos.
¿Qué causa que un sistema planetario tenga jupíteres calientes y otros no? No lo sabemos pero la estadística nos dice que casi la tercera parte de las estrellas ricas en metales (elementos más pesados que el H y He) albergan planetas de la masa de Júpiter. Se encuentran menos planetas gigantes en torno a estrellas pobres en metales. En el año de la Tabla Periódica de los 116 elementos químicos hay que decir que para los astrofisicos sólo tiene tres (H, He y metales).
Mientras el planeta adquiere masa, crece su atracción gravitatoria sobre el gas del disco. Entonces abre una brecha en el disco protoplanetario que corta el suministro de material al planeta. La brecha se abre de una forma poco intuitiva , como verás si sigues leyendo.
Iniciada la fase de crecimiento, ésta se acelera a un ritmo asombroso. En unos mil años un planeta de la masa de Júpiter puede alcanzar la mitad de su masa final. El planeta se estabiliza, cuando tiene la masa suficiente para invertir la migración de tipo I. Es decir en lugar de que el disco altere la órbita del planeta, es el planeta quien modifica la órbita del gas en el disco. El gas del interior de la órbita planetaria gira más rápido que el planeta, por lo que la gravedad de éste tiende a tirar de él, haciendo que caiga hacia la estrella; esto es, el gas se aleja del planeta. El gas exterior a la órbita planetaria gira más lentamente; el planeta tiende a acelerarlo y a llevarlo hacia afuera. Es decir, el gas se aleja del planeta. En consecuencia, el planeta abre un hueco en el disco y corta todo su suministro de materia original. El gas intenta repoblar el hueco, pero las simulaciones indican que el planeta vencerá en la batalla si su masa es mayor que la de Júpiter, aproximadamente, a 5 UA.
Se ha observado una escasez de planetas entre las 20 masas terrestres (la masa de Neptuno) y las 100 (la masa de Saturno) y una brecha entre los 40 y 60 Mt. Esta escasez queda explicada por la teoría de la acreción del núcleo en la formación de los gigantes de gas. Pero el método de la lente gravitacional ha descubierto, y ésta es la importancia del descubrimiento actual, 10 veces más exoneptunos fríos que lo que la teoría anterior puede explicar.
7.- Método de la microlente gravitatoria
El fenómeno de la lente gravitatoria se fundamenta en la teoría de la relatividad. Einstein estableció en 1936 la equivalencia entre la masa y la energía, como consecuencia la luz constituida de fotones, está sometida a la gravitación. Así la luz que pasa a la distancia r de un objeto de masa M que se supone que es puntual sufre una desviación en su dirección de propagación 𝛼, que es directamente proporcional a la masa e inversamente proporcional a la distancia.
Cuando un objeto masivo cae entre el observador y el objeto observado, la imagen del último está así deformado por la masa del objeto masivo. La amplitud del fenómeno depende de la masa y posición del deflector. Cuando el objeto que desvía la luz es suficientemente masivo, en cuyo caso 𝛼 es mayor que la resolución del instrumento usado para la observación, el efecto es conocido como macrolente: la imagen del objeto se multiplica en un número impar de imágenes secundarias. Cuando la masa del objeto deflactante es baja y 𝛼 es menor que el tamaño angular del disco de difracción del instrumento observador, la situación se describe como microlente y la multiplicación de la imagen no se observa, observándose en cambio un efecto de amplificación global de la intensidad de la fuente. La amplificación gravitatoria depende de la geometría del evento: distancia angular entre la fuente y el deflector, la distancia entre el observador y la lente, la distancia entre el observador y la fuente, la distancia entre la fuente y la lente y la masa M del objeto deflactante. La variación en el brillo del objeto durante el paso de la lente es simétrica, y centrada en la posición de la estrella lente.
Para los buscadores de planetas, el caso interesante es cuando el deflector esta acompañado por uno o más planetas (un suceso de lente múltiple). La estructura de la zona de amplificación es entonces no simétrica. Debido a la presencia de planetas, aparece una perturbación entre la estrella y el planeta, conocida como una cáustica, dónde la amplificación gravitatoria es teóricamente infinita para las fuentes puntuales como las estrellas. En el caso de una lente simple (sin un planeta), el único punto de amplificación gravitatoria infinita es la posición de la propia lente, es decir, cuando se alinean perfectamente la fuente, lente, y observador. En el caso de una lente múltiple, la intensidad aparente de la fuente sufre variaciones significativas cuando el camino aparente de la fuente relativo a la lente, se aproxima o cruza la cáustica pero no lo cruza. En tal un caso, nosotros observamos anomalías en la característica curva gaussiana de una lente simple. Del estudio de las características de la curva nos permite determinar las características del planeta, o planetas (principalmente la masa y la distancia angular proyectada), por el uso de un modelo que incorpora un número significativo de parámetros que pueden ajustarse a los datos. Este método es, en principio, sumamente sensible, en 2005 Beaulieu descubrió el exoplaneta OB-05-390 b que con una masa de 5,8 veces la masa de la Tierra, fue el menos masivo en su época (aunque su masa está afectada por un factor de error 2). El objeto está orbitando una estrella fría (de tipo espectral M) a una distancia de 2,6 U.A. La temperatura de la superficie de este planeta no puede ser más alta que 50 ºK lo que le permite comparase con Plutón de nuestro Sistema Solar. El método de la microlente gravitatoria revela su importancia en los planetas cuya ubicación es más allá de la línea de hielo de su estrella anfitriona.
La dificultad de este método radica en que el exoplaneta se observa una sola vez ya que nunca se repite la alineación.
8.- El descubrimiento de OGLE-2012-BLG-0950L b
En 2016 se descubrió un exoplaneta por el método de microlente gravitatoria. OGLE-2012-BLG-0950L es una estrella enana roja de tipo espectral M muy lejana que se encuentra a unos 3.000(+800/-1100) parsecs, con una temperatura efectiva de 5.500 ºK. Tiene una masa estimada de 0,56 (+0,12/-0,16)masas solares.
El planeta OGLE-2012-BLG-0950L b tiene una masa de 35 (+19/-9) veces la de Júpiter y orbita a 2,7 (+0,6/-0,7) U.A.
El trabajo del descubrimiento denominado OGLE-2012-BLG-0950L b: The First Planet Mass Measurement from Only Microlens Parallax and Lens Flux ya determinó su masa. El primer firmante era N. Koshimoto pero figuraban también D.P. Bennett J.P. Beaulieu, Y. Matsubara y A. Bhattacharya. OGLE-2012-BLG-0950L b fue detectado por primera vez por el Optical Gravitational Lensing Experiment (OGLE) y el Microlensing Observations in Astrophysics (MOA). El equipo de Aparna Bhattacharya realizó luego observaciones de seguimiento y uso del poderoso sistema de óptica adaptativo de KKK Observatory en combinación con NIRC2. Medir la separación del sistema planetario y de la estrella de fondo nos permitió resolver la geometría completa del evento de microlente. Sin estos datos, sólo sabíamos que la relación masa de la estrellas y del planeta, no las masas individuales dijo Bennett.
Durante los dos meses que duró el evento, los objetos cambiaron su posición con el tiempo, al principio el sistema planetario y la fuente lejana que lo estaba magnificando estaba fuera de la alineación. El equipo pudo hacer una medida increíblemente precisa desde la identificación planetaria de OGLE-2012-BLG-0950L b.
En 2018 Aparna Bhattacharya es la primera autora del artículo WFIRST Exoplanet Mass Measurement Method Finds a Planetary Mass of 39±8Mt for OGLE-2012-BLG-0950L b en cuyo resumen afirman:
Presentamos el análisis de las imágenes de alta definición simultáneas del Telescopio Espacial Hubble y del sistema de Óptica Adaptativa Keck del evento OGLE-2012-BLG-0950L La masa de la estrella es 0,58±0,04Ms y el planeta OGLE-2012-BLG-0950L b de masa 39±8 Mt orbita a una distancia proyectada de 2,54±0,23U. A. El sistema planetario se localiza a una distancia de 2,19±0,23 kpc de la Tierra. Es el segundo planeta detectado por microlente más allá de la línea de nieve con una masa en el rango 20-80Mt. El proceso de acreción de gas del modelo de acreción del núcleo predice pocos planetas en este rango de masa, porque se cree que los planetas gigantes crecen rápidamente a estas masas y ellos raramente no completan el crecimiento a esta masa. Así que, este resultado sugiere que la teoría de acreción del núcleo puede necesitar una revisión. Este análisis también demuestra las técnicas que se usarán para medir las masas de planetas y sus estrellas con el WFIRST un estudio por microlente gravitatorio que combina la paralaje, la separación y la medida de brillo de la fuente irresoluta y la estrella para obtener restricciones redundantes múltiples en las masas y distancia del sistema planetario.
Los resultados de los equipos en OGE-2012-BLG-0950L b se publican en la edición de diciembre del Astronomical Journal.
En este resumen observamos tres cosas en este descubrimiento:
Aparna Bhattacharya, investigadora postdoctoral de la Universidad de Maryland y el centro de vuelo de Space Space de la NASA (GSFC), dirigió al equipo que hizo el descubrimiento, que se anunció el 8 de enero de 2019 durante una conferencia de prensa en la 233ª reunión de la Sociedad Astronómica Americana en Seattle. Para ello se usó la cámara infrarroja, del instrumento de segunda generación (NIRC2) en el telescopio KEK II de 10 metros del Observatorio W. M. KKE en Maunakea, Hawai y la de amplio campo WFC3 en el telescopio espacial Hubble. Los investigadores tomaron imágenes simultáneas de alta resolución del exoplaneta, llamado OGE-2012-BLG-0950L b, lo que les permite determinar su masa. Nos sorprendió ver que la masa sale justo en medio de la brecha de masas. ¡Es como encontrar un oasis en medio del desierto de exoplanetas! dijo Bhattacharya. Por su parte el coautor David Bennett dijo: Me encantó ver la rápidez con que Aparna completó el análisis. Tenía que desarrollar algunos métodos nuevos para analizar estos datos, un tipo de análisis que nunca antes había sido hecho. Bennett es un científico de investigación senior de la Universidad de Maryland.
En el caso de OGLE-2012-BLG-0950L b, la luz de una estrella del fondo distante se magnificó por OGLE-2012-BLG-0950L (la estrella que hospeda al exoplaneta) en el curso de dos meses transcurridos cerca de la alineación perfecta en el cielo con la estrella del fondo.
Analizando la luz cuidadosamente durante la alineación, se observó una alteración inesperada con una duración de aproximadamente un día, revelando la presencia del planeta por su propia influencia en la lente.
Cuando un objeto masivo cae entre el observador y el objeto observado, la imagen del último está así deformado por la masa del objeto masivo. La amplitud del fenómeno depende de la masa y posición del deflector. Cuando el objeto que desvía la luz es suficientemente masivo, en cuyo caso 𝛼 es mayor que la resolución del instrumento usado para la observación, el efecto es conocido como macrolente: la imagen del objeto se multiplica en un número impar de imágenes secundarias. Cuando la masa del objeto deflactante es baja y 𝛼 es menor que el tamaño angular del disco de difracción del instrumento observador, la situación se describe como microlente y la multiplicación de la imagen no se observa, observándose en cambio un efecto de amplificación global de la intensidad de la fuente. La amplificación gravitatoria depende de la geometría del evento: distancia angular entre la fuente y el deflector, la distancia entre el observador y la lente, la distancia entre el observador y la fuente, la distancia entre la fuente y la lente y la masa M del objeto deflactante. La variación en el brillo del objeto durante el paso de la lente es simétrica, y centrada en la posición de la estrella lente.
Para los buscadores de planetas, el caso interesante es cuando el deflector esta acompañado por uno o más planetas (un suceso de lente múltiple). La estructura de la zona de amplificación es entonces no simétrica. Debido a la presencia de planetas, aparece una perturbación entre la estrella y el planeta, conocida como una cáustica, dónde la amplificación gravitatoria es teóricamente infinita para las fuentes puntuales como las estrellas. En el caso de una lente simple (sin un planeta), el único punto de amplificación gravitatoria infinita es la posición de la propia lente, es decir, cuando se alinean perfectamente la fuente, lente, y observador. En el caso de una lente múltiple, la intensidad aparente de la fuente sufre variaciones significativas cuando el camino aparente de la fuente relativo a la lente, se aproxima o cruza la cáustica pero no lo cruza. En tal un caso, nosotros observamos anomalías en la característica curva gaussiana de una lente simple. Del estudio de las características de la curva nos permite determinar las características del planeta, o planetas (principalmente la masa y la distancia angular proyectada), por el uso de un modelo que incorpora un número significativo de parámetros que pueden ajustarse a los datos. Este método es, en principio, sumamente sensible, en 2005 Beaulieu descubrió el exoplaneta OB-05-390 b que con una masa de 5,8 veces la masa de la Tierra, fue el menos masivo en su época (aunque su masa está afectada por un factor de error 2). El objeto está orbitando una estrella fría (de tipo espectral M) a una distancia de 2,6 U.A. La temperatura de la superficie de este planeta no puede ser más alta que 50 ºK lo que le permite comparase con Plutón de nuestro Sistema Solar. El método de la microlente gravitatoria revela su importancia en los planetas cuya ubicación es más allá de la línea de hielo de su estrella anfitriona.
La dificultad de este método radica en que el exoplaneta se observa una sola vez ya que nunca se repite la alineación.
8.- El descubrimiento de OGLE-2012-BLG-0950L b
En 2016 se descubrió un exoplaneta por el método de microlente gravitatoria. OGLE-2012-BLG-0950L es una estrella enana roja de tipo espectral M muy lejana que se encuentra a unos 3.000(+800/-1100) parsecs, con una temperatura efectiva de 5.500 ºK. Tiene una masa estimada de 0,56 (+0,12/-0,16)masas solares.
El planeta OGLE-2012-BLG-0950L b tiene una masa de 35 (+19/-9) veces la de Júpiter y orbita a 2,7 (+0,6/-0,7) U.A.
El trabajo del descubrimiento denominado OGLE-2012-BLG-0950L b: The First Planet Mass Measurement from Only Microlens Parallax and Lens Flux ya determinó su masa. El primer firmante era N. Koshimoto pero figuraban también D.P. Bennett J.P. Beaulieu, Y. Matsubara y A. Bhattacharya. OGLE-2012-BLG-0950L b fue detectado por primera vez por el Optical Gravitational Lensing Experiment (OGLE) y el Microlensing Observations in Astrophysics (MOA). El equipo de Aparna Bhattacharya realizó luego observaciones de seguimiento y uso del poderoso sistema de óptica adaptativo de KKK Observatory en combinación con NIRC2. Medir la separación del sistema planetario y de la estrella de fondo nos permitió resolver la geometría completa del evento de microlente. Sin estos datos, sólo sabíamos que la relación masa de la estrellas y del planeta, no las masas individuales dijo Bennett.
Durante los dos meses que duró el evento, los objetos cambiaron su posición con el tiempo, al principio el sistema planetario y la fuente lejana que lo estaba magnificando estaba fuera de la alineación. El equipo pudo hacer una medida increíblemente precisa desde la identificación planetaria de OGLE-2012-BLG-0950L b.
En 2018 Aparna Bhattacharya es la primera autora del artículo WFIRST Exoplanet Mass Measurement Method Finds a Planetary Mass of 39±8Mt for OGLE-2012-BLG-0950L b en cuyo resumen afirman:
Presentamos el análisis de las imágenes de alta definición simultáneas del Telescopio Espacial Hubble y del sistema de Óptica Adaptativa Keck del evento OGLE-2012-BLG-0950L La masa de la estrella es 0,58±0,04Ms y el planeta OGLE-2012-BLG-0950L b de masa 39±8 Mt orbita a una distancia proyectada de 2,54±0,23U. A. El sistema planetario se localiza a una distancia de 2,19±0,23 kpc de la Tierra. Es el segundo planeta detectado por microlente más allá de la línea de nieve con una masa en el rango 20-80Mt. El proceso de acreción de gas del modelo de acreción del núcleo predice pocos planetas en este rango de masa, porque se cree que los planetas gigantes crecen rápidamente a estas masas y ellos raramente no completan el crecimiento a esta masa. Así que, este resultado sugiere que la teoría de acreción del núcleo puede necesitar una revisión. Este análisis también demuestra las técnicas que se usarán para medir las masas de planetas y sus estrellas con el WFIRST un estudio por microlente gravitatorio que combina la paralaje, la separación y la medida de brillo de la fuente irresoluta y la estrella para obtener restricciones redundantes múltiples en las masas y distancia del sistema planetario.
Los resultados de los equipos en OGE-2012-BLG-0950L b se publican en la edición de diciembre del Astronomical Journal.
En este resumen observamos tres cosas en este descubrimiento:
- Las características de la estrella y del planeta están mucho mejor determinadas en el segundo trabajo.
- El método para medir la masa del exoplaneta es nuevo y tendrá una futura aplicación.
- Hace mención a un resultado estadístico de Daisuke Suzuki que sugiere que la teoría de acreción del núcleo puede necesitar una revisión.
Aparna Bhattacharya, investigadora postdoctoral de la Universidad de Maryland y el centro de vuelo de Space Space de la NASA (GSFC), dirigió al equipo que hizo el descubrimiento, que se anunció el 8 de enero de 2019 durante una conferencia de prensa en la 233ª reunión de la Sociedad Astronómica Americana en Seattle. Para ello se usó la cámara infrarroja, del instrumento de segunda generación (NIRC2) en el telescopio KEK II de 10 metros del Observatorio W. M. KKE en Maunakea, Hawai y la de amplio campo WFC3 en el telescopio espacial Hubble. Los investigadores tomaron imágenes simultáneas de alta resolución del exoplaneta, llamado OGE-2012-BLG-0950L b, lo que les permite determinar su masa. Nos sorprendió ver que la masa sale justo en medio de la brecha de masas. ¡Es como encontrar un oasis en medio del desierto de exoplanetas! dijo Bhattacharya. Por su parte el coautor David Bennett dijo: Me encantó ver la rápidez con que Aparna completó el análisis. Tenía que desarrollar algunos métodos nuevos para analizar estos datos, un tipo de análisis que nunca antes había sido hecho. Bennett es un científico de investigación senior de la Universidad de Maryland.
En el caso de OGLE-2012-BLG-0950L b, la luz de una estrella del fondo distante se magnificó por OGLE-2012-BLG-0950L (la estrella que hospeda al exoplaneta) en el curso de dos meses transcurridos cerca de la alineación perfecta en el cielo con la estrella del fondo.
Analizando la luz cuidadosamente durante la alineación, se observó una alteración inesperada con una duración de aproximadamente un día, revelando la presencia del planeta por su propia influencia en la lente.
Fig. 5 El planeta OGE-2012-BLG-0950L b se detectó a través de microlente gravitacional, un fenómeno que actúa como una lupa en la naturaleza. Crédito: LCO / D. Bennett
Para medir la masa del planeta se utilizó una nueva técnica que será una parte clave de la próxima misión de Wide Field Infra-Red Survey Telescope (WFIRST) de la NASA, que está programado para ser lanzado a mediados de 2020. Ese instrumento podrá usar la misma técnica de microlente para identificar y medir la masa de los planetas, y lo hará para cientos de mundos muy distantes de sus estrellas. Esas mediciones, a su vez, pueden revelar otros aspectos débiles en nuestra comprensión de cómo forman los planetas dijo Aparna Bhattacharya. Hasta que WFIRST este activo, debemos desarrollar este método con observaciones de nuestro programa Keck Key Strategic Mission Support (KSMS), así como las observaciones de Hubble dijo Bennett.
La falta de tales planetas en nuestro propio Sistema Solar lo más probable es que se deba al azar o a un accidente, y la falta de tales planetas en general es porque son realmente difíciles de detectar. Sólo hay una técnica lo suficientemente potente como para identificar a los planetas que órbita más allá de lo que los astrónomos llaman la línea de hielo, donde el material suelto en un sistema solar joven está lo suficientemente lejos de su sol para que los materiales como el agua pueden congelarse dijo Bennett.
La teoría de acreción de gas predice que los planetas como OGE-2012- BLG-0950L b deben ser raros. A 39 veces la masa de la Tierra, los planetas deberían continuar su etapa de rápido crecimiento, para terminar en un planeta mucho más masivo.
Por casualidad, otro equipo de astrónomos (que incluyó a Bhattacharya y Bennett) publicó casi el mismo tiempo un análisis estadístico que muestra que los planetas de masa intermedia no son raros después de todo. El autor principal Daisuke Suzuki del Instituto de Espacio y Ciencia Astronáutica de Japón dijo: Estábamos terminando el análisis cuando nos enteramos de las medidas de masa de OGEL-2012- BLG-0950L b. Este planeta confirmó nuestra interpretación del estudio estadístico.
Todos los planetas de masa intermedia más allá de la línea de nieve en el estudio estadístico se detectaron a través de microlente, el único método actualmente lo suficiente sensible como para detectar los planetas con menos en la masa de Saturno en órbitas similares a Júpiter.
9.- Estadística por lente gravitatoria de los exoneptunos fríos
Para el estudio estadístico, el equipo de Suzuki y MOA analizaron las propiedades de 30 planetas de masa intermedia encontrados por microlente comparándolos con las predicciones de la teoría de la acreción del núcleo. El estudio estadístico se publicó en el número del 20 de diciembre en The Astrophysical Journal Letters y presentado en la 233ª reunión de la SAA.
El trabajo de la distribución de las masas se llama Microlensing Results Challenge the Core Accretion Runaway Growth Scenario for Gas Giants del que es primer autor Daisuke Suzuki.
Compara la distribución de masas de los 30 planetas medida por microlente gravitatoria con las predicciones de la teoría de acreción en modelos de formación planetaria. La teoría de acreción del núcleo predice una disminución de planetas de masa intermedia que no se observa en los resultados de microlente. En particular, los modelos predicen ~10× menos planetas a las proporciones de masa entre planeta y estrella de 10⁻⁴<q<4×10⁻⁴ que el que se infiere de las observaciones por microlente. Esta discrepancia implica que la formación de gigante de gas puede implicar procesos que se han pasado por alto en los modelos de acreción básicos existentes, o que el entorno de formación del planeta varía considerablemente como una función de la masa de estrella que hospeda los planetas. La variación de las suposiciones usuales para la viscosidad de disco protoplanetario y su espesor podría reducir esta diferencia, pero esto podría chocar con los resultados de microlente a una razón de masa más grandes o más pequeñas, o con otras observaciones.
10.- Resumen: Cuestionando detalles de la formación de los gigantes de gas
El método de microlente es el único con sensibilidad para detectar planetas de masas intermedias como OGE-2012-BLG-0950L b que órbita más allá de la línea de hielo de sus estrellas. La línea de hielo, es la distancia en un sistema planetario joven, en el que hace el frío suficientemente para que el agua se condensara en hielo. Según la teoría de acreción los planetas como OGE-2012-BLG-0950L b deberían ser 10 veces menos abundantes que lo observado porque a partir de un núcleo de 20 Mt la acreción de hidrógeno y helio se acelera exponencialmente. La teoría de acreción actual sugiere que este proceso se detiene cuando el suministro de gas está agotado. Si esto ocurre antes de que el gigante de gas se forme, obtenemos un planeta gigante de gas fallido con masas de 10-20 masas de la Tierra (como Neptuno). Este nuevo resultado sugiere que la teoría de acreción de planetas gigantes puede necesitar una revisión.
