La abundancia de los planetas exoneptunos fríos

Pone en entredicho algunos aspectos de la teoría de formación de los gigantes de gas.

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:

• 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.

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.