domingo, 17 de septiembre de 2017

Revisitando Proxima b, el exoplaneta más cercano (I).

Proxima b está cerca, muy cerca. Tan cerca está, que no parece descabellada la posibilidad de navegar rumbo al planeta, viajar en un velero de luz que despliegue sus velas, impulsado por un potente haz de energía dirigida.

Sin embargo, antes que nada, serán necesarias unas buenas Cartas de Navegación. Dicho de otra manera, para realizar el viaje primero será necesario saber bien qué hay allí:

¿Qué sabemos realmente de Proxima b, el destino de nuestro viaje?

Sabemos que Proxima b es un planeta alucinante ubicado en la zona de habitabilidad de la estrella más cercana, a sólo 4,24 años luz. Su originalidad y sus excepcionales condiciones de observación prometen cambiar nuestra visión de la habitabilidad y la Vida en el Universo.

Proxima Centauri vista por el telescopio espacial Hubbñe- (Fuente:NASA)


La detección del planeta Proxima b es sólida.

Tras muchos meses de rumores, el anuncio inicial (Anglada Escudé, agosto 2016) del nuevo planeta en Proxima Centauri estuvo basado en una trabajo realmente concienzudo. No era, ni mucho menos, una detección endeble. Desde entonces se ha dado a conocer (Damasso y Del Sordo, diciembre de 2016) una estimación de los parámetros del planeta por métodos distintos (un proceso gaussiano, pero partiendo de los mismos datos) que aporta mayor robustez si cabe a la detección inicial del planeta en una órbita de 11,186 días.

Es bastante seguro. Allí hay un planeta.

Posibles compañeros. Buscando a Proxima c.

En 2017 ha arrancado el nuevo proyecto Red Dots que está obteniendo más datos para permitir refinar los parámetros de Proxima b. Los nuevos datos parecen confirmar más que razonablemente la detección realizada.

Además, se podrá verificar qué hay de real en los indicios sobre posibles planetas adicionales. Tuomi, un componente del equipo Red Dots mostraba datos de 2016 que aportan intuiciones sobre un posible compañero adicional (Proxima c), una supertierra de más de 3,3 Mt y un periodo orbital de unos 215 días.

Los primeros datos facilitados en 2017 (DR2 y DR3) no son concluyentes, y además de la antigua señal en torno a 200 días aparecen otras posibles señales. Puede ser debido a que la señal esté contaminada por la actividad estelar o que se necesiten más datos todavía.

Pensemos que un planeta con un periodo orbital tan largo necesita más tiempo de observación. En unos meses se puede determinar una órbita de 12,2 días, porque en unos meses se producen muchas órbitas. Una órbita de unos 200 días necesita un periodo de observación mucho más prolongado.

El periodo de observación del proyecto Red Dots termina a finales de septiembre y para entonces podría haberse confirmado firmemente la presencia de Proxima b. Sin embargo, para seguir investigando Proxima c pueden ser necesarios más años de datos.

El periodograma es la herramienta básica del análisis de datos de velocidad radial. Muestra, en función del periodo de la órbita del planeta, la potencia de la señal. El pico tan intenso en 11,2 días (izquierda) es Proxima b. A la derecha aparece un confuso "bosque de líneas" de dudosa interpretación. ¿Es Proxima c? (Fuente: Red Dots. DR3)


La Composición de Proxima b. ¿Mundo Océano o Planeta Terrestre?

La composición del planeta es un tema sobre el que se dispone de mucha menos información. Apenas se conoce una acotación inferior de la masa en 1,27 masas terrestres, siendo el radio y la densidad del planeta totalmente desconocidos. El tema es objeto de debate y es que esta información tan escasa no ha impedido que los científicos especulen sobre cómo podría ser este planeta.

No había transcurrido un mes desde el anuncio de la detección del planeta, cuando Coleman planteaba varios escenarios aobre el origen y la formación de Proxima b. En algunos de ellos el planeta estaba formado “in situ” por acreción dando lugar a un planeta marcadamente terrestre; en otros escenarios eran objetos migrados desde la zona de los hielos y, por tanto, ricos en volátiles, incluyendo agua, que daban lugar a mundos océano. Había dos alternativas: Un planeta rocoso o un mundo cubierto por océanos.

En 2016, Alibert y Benz plantearon que, en general, los planetas formados en estrellas de muy baja masa, como TRAPPIST-1 y Proxima Centauri, posíblemente llevaban asociados discos protoplanetarios pequeños, en los que los planetas secos, formados “in situ”, no deberían ser muy grandes, normalmente con menos de 1 masa terrestre. Por su parte, aunque no era una regla exacta, los planetas migrados necesitaban algo de masa para realizar su migración, además que durante la migración acretaban planetesimales y en sus simulaciones solían tener más de 1 masa terrestre. En general, se producía una suerte de concentración de los radios en torno a 1-1,5 radios terrestres. El modelo apuntaba a la posibilidad de que Proxima b, un planeta relativamente grande para la pequeña estrella Proxima Centauri, fuera rico en agua.

Así podría ser Proxima b si fuera un mundo océano, completamente cubierto por agua. (Fuente: Steve Bowers.)

Recentemente ha aparecido un estudio contrario, que defiende una visión de Proxima b rocosa y terrestre. Está basado en simulaciones de Monte Carlo. La clave del artículo está en que el modelo considera que un planeta de más de 1,5 Radios terrestres (Leslie Rogers, 2014) no es rocoso. Este umbral, obtenido del análisis de planetas infernales, muy cercanos a su estrella, y abrasados por su calor, quizá no sea muy aplicable a Proxima. Es conocido además que hay estimaciones posteriores (Cheng y Kipping, 2016) que arrojan umbrales de transición rocoso-volátil más reducidos, de 1,2 radios terrestres que podrían haber aportado resultados muy diferentes.

El tiempo dirá quién tiene razón. Yo sigo con mi corazonada de que Proxima b es un mundo océano, rico en agua. Ojo, que mucho agua no quiere decir más habitable, puede ser todo los contrario.

Sigamos atentos.

Proxima b bien podría ser un mundo rocoso como la Tierra. (Fuente: ESO. Crédito: M-. Kommesser.)

Comentarios sobre la última liberación de datos (en español) de Proxima Centauri en la búsqueda de planetas de la estrella.

La página del equipo Red Dots, que sigue estudiando la estrella.

2014. Leslie Rogers plantea que la mayoría de los planetas con más de 1,6 radios terrestres no son rocosos. La muestra del estudio son mayoritariamente planetas detectados por Kepler. La mayoría de sus estrellas son muy diferentes de Proxima Centauri, una estrella mucho más pequeña.

2016. Chen y Kipping estudian la relación Masa-Radio utilizando una muestra muy amplia que abarca desde pequeñas lunas del Sistema Solar hasta cuerpos que queman hidrógeno. El resultado es algo distinto, con un umbral de 1,2 R⊕ o 2M⊕.

Mis comentarios sobre la relación masa-radio.

2016. La detección de Proxima b por el equipo Pale Red Dot.

2016. Coleman analiza el origen de Proxima b partiendo de 4 escenarios de formación del sistema planetario.

2016. Brugger. Estudio sobre el posible radio de Proxima b. Asume una estructura rocosa para el planeta.

2016. Alibert, y sus interesantes simulaciones que parecen apuntar a un planeta cubierto de océanos.

El comentario que realicé en su momento sobre el interesante artículo de Alibert.

2016. Damasso y Del Sordo confirman parcialmente la existencia de planeta.

Mis comentarios sobre el artículo de Damasso y Del Sordo.

2017. Bixel y Apai aportan una simulación de Monte Carlo para estimar la composición de Proxima b.

sábado, 9 de septiembre de 2017

El agua de los planetas de TRAPPIST-1.

A pesar de todos los esfuerzos realizados por los científicos, el conocimiento de las atmósferas en los planetas extrasolares terrestres es limitado. Todo el trabajo teórico realizado hasta la fecha se apoya únicamente en las observaciones de las atmósferas de los planetas y lunas del Sistema Solar. Más allá de ahí no hay observaciones fiables que nos permitan empezar a conocer este excitante aspecto de los exoplanetas.

Pero esto va a cambiar, y pronto.

Una representación artística de TRAPPIST-1. (Fuente: ESO. Crédito: M. Bartmann)

Por suerte, tenemos al sistema planetario de TRAPPIST-1. Sus planetas nos permitirán en unos meses (ya queda poco para el JWST) empezar a conocer y observar las primeras atmósferas. Este sistema planetario podría ser para los exoplanetas lo que la Piedra de Rosetta fue para la egiptología.

Si ahora conocemos apenas las atmósferas de la Tierra, Venus, Marte y Titán, en unos pocos años conoceremos decenas y decenas de atmósferas de planetas terrestres. Estemos todos atentos, porque puede ser toda una revolución.

Y puede haber sorpresas.

Representación artística de los planetas de TRAPPIST-1. (Fuente: NASA-JPL)

Gracias a los tránsitos que producen los planetas de TRAPPIST-1 al pasar exactamente entre la estrella y la Tierra, y sus excepcionales condiciones de observación, se hace posible la aplicación de técnicas de espectroscopía de transmisión para estudiar sus atmósferas. Estos tránsitos es conveniente observarlos en todas las longitudes de onda posibles (no solo en el Infrarrojo y el visible, también en el ultravioleta), para poder tener una visión lo más global posible sobre los procesos que están teniendo lugar

Como sabemos, el año pasado fueron estudiadas en el infrarrojo (HST) conjuntamente las atmósferas de TRAPPIST-1 b y c al pasar a la vez ambos planetas por delante de la estrella, y producir un tránsito conjunto. La conclusión fue que no parecía probable que hubiera ninguna atmósfera extensa compuesta de hidrógeno, al estilo de las que tienen los gigantes gaseosos. Os dejo el enlace con los comentarios que hicimos entonces:


Aunque esta atmósfera de hidrógeno pueda descartarse (con prudencia, porque estos estudios son muy difíciles de realizar) hay otras que podrían ser posibles, como las ricas en vapor de agua o diversos tipos de atmósferas cubiertas por nubes y aerosoles.

Mientras esperamos la primera luz del JWST, el HST es por ahora una de las mejores herramientas disponibles para estudiar estos planetas, y puede analizar estos planetas en el ultravioleta, más concretamente en la línea Lyman-α. Los gases escapados de los exoplanetas pueden formar exosferas de hidrógeno con enormes extensiones y, de esta manera, estar al alcance de un telescopio algo limitado como el HST.

Las exosferas de hidrógeno han sido detectadas en planetas del tamaño de Júpiter y otros más pequeños, minineptunos. Como son más extensas, y sus tránsitos tienen una duración más prolongada que las de las atmósferas propiamente dichas, normalmente son (en teoría) más fáciles de detectar.

El caso más famoso es el de GJ 436 b, que está rodeado por una enorme exosfera de hidrógeno neutro, que le confiere un aspecto cometario. Este planeta es un pequeño minineptuno rico en hidrógeno que está demasiado cerca de su estrella, no puede retener la atmósfera, y la va perdiendo poco a poco.

Los antecedentes.

Los tránsitos de los planetas más interiores de TRAPPIST-1 ya han sido estudiados  durante Septiembre y Noviembre de 2016 en el ultravioleta, en la línea Lyman-α. Claro, no es fácil estudiar esta línea en una estrella tan fría como TRAPPIST-1 (M8). A pesar de ello, fueron identificados indicios en TRAPPIST-1 b y c lo que podrían ser tránsitos propios de exosferas. Eran meros indicios, que también podían ser un efecto producido por la propia estrella. Adicionalmente, en el caso de la absorción de TRAPPIST-1 c se produjo 2 horas después del tránsito, es decir, su posible exosfera podía tener la forma de una cola de cometa. Os dejo el enlace con los comentarios que hicimos entonces:


Como ya comentamos en marzo, la explicación de las exosferas viene por el hecho de que estos planetas pueden contener atmósferas ricas en sustancias volátiles, posiblemente el agua. Esta atmósfera dominada por el agua puede producir hidrógeno y oxígeno en su atmósfera por la fotodisociación de las moléculas. El hidrógeno, más ligero, escapa del planeta, dando lugar a la exosfera; el oxígeno, más pesado, puede permanecer en la atmósfera, pero es totalmente abiótico.

Si se confirman las exosferas serían un hallazgo muy importante. Querría decir que los planetas de TRAPPIST-1 son ricos en agua.

(Fuente: ESO. Crédito: M. Bartmann)


Un nuevo intento con el ultravioleta.

Con la intención de confirmar los indicios, nuevamente Bourrier et al. han vuelto a observar durante 5 órbitas del HST los tránsitos de TRAPPIST-1 c  (el planeta que durante el estudio anterior pareció el más prometedor). Nuevamente, el resultado de las observaciones realizadas en Diciembre 2016 no es concluyente. La línea Lyman-α ha cambiado, se ha vuelto más intensa, quizá debido a que la cromosfera de la estrella ha aumentado algo su temperatura.

Lo que ahora se ha detectado es una asimetría en la línea Lyman-α. Esta asimetría no parece relacionada con el tránsito de TRAPPIST-1 c. Parece más bien asociada a todo el sistema planetario. Quizá haya una pequeña absorción en la zona más azul de la línea.

Bourrier explica que la absorción podría ser debida a una nube de gas formada por el escape del hidrógeno conjuntamente de algunos de los 7 planetas y, de alguna manera, acelerada al interaccionar con el viento estelar.

Son nuevos indicios de que algo ocurre, pero tengamos en cuenta que la señal es muy débil, tiene además un importante componente de contaminación por la luz emitida en la alta atmósfera terrestre. También podríamos estar viendo distorsiones y variabilidad de la emisión en esta línea de la estrella TRAPPIST-1.

Hay que seguir estudiando más tránsitos. Es mala señal que los indicios con los datos de Diciembre no sean del todo coherentes con los que aparecieron con los datos de Septiembre y Noviembre.

En fin, ya veremos.


Las cinco órbitas del HST mostrando las débiles líneas capturadas. Las zonas sombreadas están afectadas por contaminación de la atmósfera terrestre. La hipotética absorción estaría a la izquierda (Fuente: Bourrier, 2017)

Estimaciones de la pérdida de agua de los planetas.

Otro de los objetivos del artículo es revisar los cálculos de estimaciones del agua que podrían haber perdido estos planetas de TRAPPIST-1 a lo largo de su historia. Se utilizan para ello las masas proporcionadas por Gillon (por desgracia, ojalá hubieran utilizado las de Wang et al.) y estimaciones del flujo XUV.

Los resultados impresionan, y es que cada uno de los planetas de TRAPPIST-1 (especialmente b, c y d) podrían haber perdido algo así como 20 océanos terrestres durante los 8.000 millones de años de vida del sistema planetario.

Sin embargo, como sabemos, las estrellas como TRAPPIST-1 suelen tener una juventud durante la cual su luminosidad va reduciéndose. Como consecuencia, la ZH de los sistemas planetarios con estrellas frías, a medida que la estrella evoluciona, va acercándose a la estrella. Esto quiere decir que durante el periodo de intensa luminosidad de la estrella, los planetas TRAPPIST-1 h, g, f y e, debieron tener una atmósfera descontrolada dominada por el agua, en la que el escape debió ser muy intenso. Hoy, en cambio, una cantidad importante del agua del planeta podría estar secuestrada en forma de hielo o un mar de agua, y el escape sería mucho más reducido. Si aceptamos este efecto, estos 4 planetas deberían haber perdido menos de 3 océanos terrestres, una cantidad que para un Mundo Océano es más bien reducida.

En fin os dejo la estimación de las densidades que realizó Wang en principio compatibles con el planteamiento descrito. Para más detalles, ver:

http://exoplanetashabitables.blogspot.com.es/2017/04/las-masas-de-los-planetas-de-trappist-1.html


Las densidades (azul) de Wang frente a las densidades de Gillon (Fuente: Wang, 2017)

Y ahora no me digáis que esto no es emocionante.



2016. Julien de Wit estudia el espectro tomado por el Hubble de TRAPPIST-1 b y c.

2017. Bourrier et al. encuentran indicios de posibles exosferas en TRAPPIST-1 b y c.

2017. Nueva entrega de Bourrier et al. sobre la posible exosfera en TRAPPIST-1 c.
Además, se aportan estimaciones de volumen de agua perdido en los planetas. https://arxiv.org/abs/1708.09484




















viernes, 1 de septiembre de 2017

Los nuevos planetas de Tau Ceti.

Por fin, después de muchos años de espera, este agosto de 2017 tenemos nuevas noticias sobre los planetas de esta interesante estrella. Aunque en mayo ya sabíamos que algo se estaba moviendo en Tau Ceti, no por eso ahora parece menos excitante.

Una sugerente recreación artística de un meteorito cayendo en el mar de un planeta de Tau Ceti. (Fuente: David Hardy)


Fabo Feng de la Universidad de Hertfordshire está dándole un buen repaso a las estrellas del tipo G más cercanas al Sistema Solar. Después de la revisión de 82 G. Eridani (la quinta estrella del tipo G más cercana, a menos de 20 a.l.), le toca ahora a la mítica estrella Tau Ceti, que todos bien conocemos.

Y para ello, Feng vuelve a adentrarse en terreno desconocido, vuelve a realizar detecciones de planetas por debajo de 1 m/s. Todo un desafío para la tecnología actual.

La estrella Tau Ceti (la conocéis todos, pero os lo recuerdo) es una estrella del tipo solar, amarilla, de un tamaño solo un poco menor que el Sol. Está muy cerca, apenas a 11,9 años luz, y eso la convierte en la segunda estrella del tipo G más cercana al sistema Solar. Solo Alfa Centauri A, 4,4 años luz está más cerca. Al igual que el Sol, y a diferencia de Alfa Centauri A, es la única estrella de su sistema.

Una comparación entre el Sol (izquierda) y Tau Ceti (derecha), algo más pequeña y estable (no hay manchas solares). (Fuente: R.J. Hall)
Tau Ceti es una estrella tranquila y poco activa, con una curva de velocidad radial muy estable. Tanto, que algunos autores sugieren que estamos observando la estrella por uno de los polos. En ese caso sería comprensible que no se observasen grandes variaciones en las velocidades radiales y sería coherente con el hecho de que la mayoría de los astrónomos no hayan detectado nada en esta estrella.

El sistema planetario de Tau Ceti es famoso por sus potentes cinturones de asteroides, mucho mayores que los del Sistema Solar, con diez veces más cuerpos, abarcando desde 1-10 UA hasta 55 UA. Y eso a pesar de que la estrella podría tener cierta edad, se supone que unos 5.800 millones de años, algo mayor que el Sol con 4.600 millones de años. Quizá la diferencia esté en que Tau Ceti, a diferencia del Sol, nunca tuvo unos gigantes gaseosos que durante su juventud se dedicaron a desestabilizar los cinturones de asteroides. Esto quiere decir que en Tau Ceti posiblemente no se produjo ese Bombardeo Intenso Tardío que tantos cráteres han dejado en las lunas y planetas rocosos del Sistema Solar.

Imagen de Tau Ceti tomada por el telescopio espacial Herschel. El disco se ve "de cara", con una inclinación de unos 35 grados. (Fuente: ESA)
La historia de los supuestos planetas de Tau Ceti comienza en 2012, cuando Mikko Tuomi, de la Universidad de Hertfordshire, utiliza la técnica de las velocidades radiales para inferir la presencia de planetas por las variaciones que producen en las velocidades radiales de la estrella alrededor de la que orbitan. El problema era que había ruido, es decir, fenómenos no planetarios de la estrella que introducían distorsiones en las velocidades radiales como la granulación, oscilaciones, manchas solares, etc.

Tuomi propuso eliminar estas distorsiones aplicando una nueva metodología basada en el empleo de medias móviles. Era muy novedoso, y eso producía cierta inseguridad. Al eliminar el ruido utilizando medias móviles (10 días de retardos, MA(10)) aparecían cinco señales que parecían ser propias de planetas. Por desgracia, las señales solo aparecían en los datos HARPS, pero no en los datos proporcionados por otros espectrógrafos menos precisos, como AAPS o HIRES.

No en vano el profesor Tuomi se mostraba muy prudente al presentar sus señales:

“De hecho, las señales que detectamos pueden ser resultado de la combinación de una modelización del ruido insuficiente y de nuestra falta de entendimiento la física estelar”. (“Indeed, the signals we detect may also result from the combination of insufficient noise modelling and our lack of understanding of stellar physics”)

Pero a los medios de comunicación poco les importaba la honestidad del autor y se dedicaron a exagerar y distorsionar la noticia como en ellos es habitual, dando por hecho los planetas.

Ya escribí sobre este estudio de Tuomi. Los que queráis profundizar podéis consultar mis comentarios aquí:

Las señales de los posibles planetas sólo aparecían cuando de los datos se eliminaba el ruido estelar empleando medias móviles. En otro caso, el resto de científicos que analizaban los datos no veían nada.

No ha sido hasta agosto de 2017, tras una prolongada espera, que se han vuelto a revisar los datos de velocidades radiales de Tau Ceti. Fabo Feng lidera el nuevo estudio en compañía de Mikko Tuomi, Guillem Anglada y otros científicos que ya participaron en el artículo de 2012.

Feng plantea en su estudio una metodología que parte de la de Toumi, pero ampliamente mejorada. Para ello, si las medias móviles se encargaban de corregir as dstorsiones derivadas de la evolución del ruido estelar en el tiempo, el planteamiento de Feng divide las velocidades radiales además en función de la longitud de onda, construyendo varias series temporales para cada paquete de longitudes de onda. Distingue así el ruido de la señal del planeta, porque la primera depende de la longitud de onda, la señal del planeta no. Esta sofisticada metodología se considera necesaria para el estudio de estrellas grandes como el Sol, Tau Ceti u 82 G. Eridani; no siéndolo para estrellas más pequeñas como las enanas rojas, para las que parece excesivo este tratamiento tan complejo.

Esta metodología es muy avanzada y ha venido para quedarse. Sin duda, cuando los nuevos espectrógrafos empiecen a añadir datos en el infrarrojo (aunque por ahora trabajen sobre todo con enanas rojas), a los datos en el visible, las metodologías como esta o similares serán necesarias.

Esta interesantísima metodología de Feng ya la analizamos en mayo cuando fue aplicada a 82 G. Eridani:

Feng analiza más 9.000 medidas de velocidad radial de Tau Ceti desde Junio de 2003 hasta Septiembre de 2013 proporcionados por el observatorio HARPS, frente a las 4.398 medidas de Toumi en 2012. Son casi el doble de datos, además estos nuevos datos son algo más precisos.

Si los resultados de 2012 aportaron 5 señales propias de planetas, con periodos orbitales de 14, 35,4, 94,1, 168,1 y 642 días, respectivamente. Por su parte, Feng et al. detectaban solo 4 señales significativas, con 20, 49,4, 162,9 y 636,1 días.

Comparativa entre los planetas del Sistema Solar interno y los hipotéticos planetas de Tau Ceti. (Fuente: Fabo Feng. Universidad de Hertfordshire)
Los 3 planetas de periodo corto no aparecen en el nuevo estudio, quizá por ser más sensibles a las distorsiones provocadas en la velocidad radial de la estrella por granulación, manchas solares, fáculas y plagas y han cambiado mucho al utilizar un modelo del ruido más sofisticado; o quizá porque los nuevos datos de HARPS son algo más precisos.

Sin embargo, los 2 planetas de periodo largo sí aparecen, aunque con pequeños cambios en las masas. No obstante, aunque ahora tenemos un poco más de confianza en estos planetas, no puede hablarse de una confirmación. Es verdad, que hay datos nuevos, pero el equipo de científicos era básicamente el mismo de Tuomi et al. Tengamos en cuenta que la precisión es inferior a 1 m/s, al límite de lo que esta técnica puede aportar.

Hay que ser, por tanto, muy cautelosos con estos descubrimientos.

Los parámetros de los 4 posibles planetas. (Fuente: Fabo Feng.)

Habitabilidad.

Siguiendo a Feng la Zona Habitable Conservadora de Tau Ceti (Kopp. 2014) abarca desde 0,70 hasta 1,26 UA para planetas de masa terrestre. Si son un poco más grandes, de unas 5 masas terrestres, el límite inferior varía ligeramente y queda en 0,68 UA. Por su parte, la Zona Habitable Optimista pasa a estar ubicada en la banda desde 0,55 hasta 1,32 UA. Pero los dos planetas más prometedores del sistema, los de 162,9 y 636,1 días de periodo orbital, están a 0,538 UA y 1,334 UA, respectivamente. Es decir, su habitabilidad teórica quizá no sea la más deseable. Quedan justo fuera de los límites, aunque hay que recordar que sus parámetros están sujetos a una gran incertidumbre.

Resumiendo, supuesto que existieran los dos planetas 162,9 y 636,1 días, el de 162,9 días estaría demasiado caliente, mientras que el de 636,1 días estaría en la zona demasiado fría.

De cualquier forma, la masa mínima de los planetas está en 3,93 masas terrestres, y es muy elevada. Son demasiado masivos. Lo más probable es que estos planetas sean planetas gaseosos, con atmósferas asfixiantes, dominadas por el hidrógeno y el helio, que los convierte en Minineptunos. Es posible que no puedan albergar vida, al menos tal como la conocemos en la Tierra.

Por si esto fuera poco, el enorme Cinturón de Kuiper parece estar “de cara” (inclinación de 35 grados) Si pensamos que habitualmente se ha observado que el plano del cinturón suele ser más o menos coplanar con el plano de las órbitas de los planetas, la masa de estos sería aún más elevada, alcanzando 6,85 masas terrestres. Estos dos planetas podrían llegar a ser realmente muy grandes.

Y el enorme cinturón proporcionaría numerosos meteoritos, con un ratio mucho mayor que el que sufre el Sistema Solar. Realmente, la Vida evolucionada no lo tiene fácil en este sistema planetario.

Pero hay un detalle que a menudo se pasa por alto. Los dos hipotéticos planetas (a 0,538 y 1.334 UA) están cerca del borde interior del cinturón de Kuiper del sistema planetario (1-10 UA), y estos planetas podrían capturar algún asteroide del cinturón, como ya hizo Neptuno con Tritón. Recordamos que este cinturón es mucho mayor que el del Sistema Solar y puede haber proporcionado muchas lunas. Si esos planetas existen, es posible que sus exolunas sean numerosas y estén llenas de sorpresas. Por desgracia, nada hay seguro sobre esto, no se han detectado estas lunas y no sería nada fácil hacerlo. Quizá haya alguna oportunidad cuando entren en funcionamiento los telescopios extremadamente grandes (ELTs).

En definitiva, se necesitan más datos y de buena calidad para seguir analizando estas señales, poder confirmar que son planetas reales y además precisar sus parámetros para valorar mejor su habitabilidad. Lo recordamos. La serie de datos utilizados de HARPS llega hasta 2013, porque los datos posteriores a esta fecha alguien los tiene, por decirlo de alguna manera, metidos en un cajón y a la espera de que la ESO les obligue a hacerlos públicos.

Hum.

El panorama de los planetas cercanos en estrellas del tipo solar queda tal como aparece reflejado en el cuadro siguiente. Hay que recordarle al profesor Fabo Feng, que ha empezado a estudiar los planetas de las estrellas del tipo G, que ahí está 61 Virginis con sus 3 posibles planetas a la espera de una buena revisión...

Sigamos atentos.

Los planetas de las estrellas del tipo solar más cercanas a la Tierra. Muchos sistemas tienen potentes Cinturones de Kuiper. (Fuente: Elaboración propia.)


2004. Se detecta un exceso en el infrarrojo compatible con la presencia de un disco de escombros.

2011.Un estudio de Pepe donde no se detecta señal alguna.

2012. Tuomi anuncia sus 5 supertierras/minineptunos.

2014. El telescopio espacial Herschel resuelve el disco de escombros que rodea al sistema de Tau Ceti, mostrando que los planetas no se verían interferidos por el disco. El límite inferior está entre 1 y 10 UA.

2014. Estudio general de Howard en el que los planetas de Tau Ceti no aparecen.

2016. Observaciones del disco de Tau Ceti con ALMA. La mejor estimación del límite interior es de 6,2 UA.

2017. Feng detecta 4 supertierras/minineptunos.


domingo, 25 de junio de 2017

Reflexiones desde el misterioso Valle de los Exoplanetas Evaporados.

Tras unos días durante los que he tenido que dedicarme a temas profesionales, vuelvo al blog con fuerza, escribiendo sobre un tema tan misterioso como apasionante. Nuestro conocimiento de los sistemas planetarios no para de aumentar, cada vez sabemos más y más… y lo que vamos conociendo es simplemente alucinante.

Comencemos:

Representación artística de un minieptuno perdiendo su atmósfera por efecto de la fotoevaporación. Se piensa que este pueda ser el caso del planeta GJ 436 b. (Fuente: NASA. ESA. G. Bacon)

Uno de los resultados más interesantes del Telescopio Espacial Kepler es que ha permitido el estudio de una abundante población de varios miles de planetas con tamaños entre los de la Tierra y Neptuno. Son planetas muy cercanos a sus estrellas, con periodos inferiores a 100 días y altamente irradiados.

Los primeros estudios dieron la sorpresa: había una población muy abundante de planetas con radios entre el de la Tierra y Neptuno. (Fuente: Nasa Ames, con modificaciones de Lauren Weiss)

Sin duda una población muy distinta de la que podemos observar en el Sistema Solar interno. Las observaciones iniciales arrojaron la primera sorpresa, mostrando que esta población heterogénea de Supertierras/Minineptunos (entre 1,0 y 3,9 R⊕, Batalha et al. 2013), aunque inexistente en el Sistema Solar, era la más numerosa de nuestra Galaxia.

Luego vino la necesidad de diferenciar las Supertierras de los Minineptunos, y definir un umbral que los separe. El más famoso quizá fue el de Leslie Rogers de 2015 (1,6 R⊕). Por debajo de este umbral predominan las Supertierras rocosas, por encima, Minineptunos de baja densidad, cubiertos por una importante envoltura gaseosa.

El análisis posterior más detallado ha mostrado que realmente se componía de dos subpoblaciones claramente separadas por una zona de transición. El resultado es que la distribución del radio de los planetas se muestra claramente bimodal, con un "Valle" en torno a 1,5-2 R⊕ rodeado por dos picos en 1,3 y 2,4 R⊕.

Nuevos estudios aportan nuevas sorpresas: Hay un "Valle" entre las Supertierras y los Minineptunos (Fuente: Nasa Ames, con modificaciones de Lauren Weiss)


Si seguimos a James E. Owen (Princetown) el "Valle de la Evaporación" no es ni mucho menos sorprendente. De hecho, es una predicción de los modelos de fotoevaporación. Estos modelos predicen que los planetas con poco gas (H/He) son despojados de su envoltura gaseosa quedando en sus núcleos desnudos, rocosos. Por el contrario, los que están provistos de suficientemente gas consiguen aguantar la radiación XUV y permanecen gaseosos.  Es decir, un resultado común de los modelos de formación de planetas que incluyen la fotoevaporación es un “Valle” en la distribución de radios planetarios.

James Owen durante una reciente charla sobre exoplanetas en el #KeplerSciCon. (Fuente: Zafar Rustamkulov)


Hay más predicciones confirmadas. Además hay una caída abrupta de planetas por encima de 2,6 R⊕, también observada, que los modelos reproducen bien. Es, al parecer, debida a que los minineptunos más grandes pierden fácilmente su gas debido a que son muy poco densos y las capas más externas pierden fácilmente su vinculación al planetas, por estas alejadas,

La zona sombreada son los datos observados, frente a las predicciones del modelo de fotoevaporación (cuva roja). Se ajusta bastante bien, salvo en la montaña de los planetas rocosos, en los que hay demasiados planetas no explicados por el modelo. Quizá planetas rocosos en origen formados "in situ", como la Tierra.  (Fuente: Owen, 2017)

Según estos modelos la mayoría de los planetas rocosos observados por Kepler podrían tener una naturaleza y origen muy distintos a los de nuestra Tierra. Simplemente, podrían ser los núcleos desnudos de Minineptunos que perdieron su envoltura gaseosa, arrancada por la intensa radiación de la cercana estrella.

Sin embargo, el modelo de fotoevaporación no produce muchos planetas desnudos más allá de ~50 días de periodo orbital. Es decir, el mecanismo de fotoevaporación produce muy pocos planetas desnudos en tales condiciones. Como sí han sido observados hay que invocar orígenes distintos para estos planetas. Son, en principio, planetas formados inicialmente como planetas rocosos, tal vez más parecidos a los planetas terrestres del Sistema Solar.

Pero hay más. Para explicar los datos observados los núcleos desnudos no podrían estar compuestos por metales o ser Mundos Océano. Por el contrario, su composición debería ser similar a la de la Tierra. La falta de agua invita además a considerar que son mundos formados “in situ”, en los que no abundan las migraciones planetarias.

Pensemos en esto. Aplicando argumentos basados en la fotoevaporación, en la muestra de exoplanetas de Kepler podría haber pocos Mundos Océano. En otro caso dejarían su marca, formando “Valles” en zonas contrarias a los datos observados.

Algunos autores, como Eric D. Lopez, consideran la fotoevaporación el efecto predominante que explica las propiedades de los principales sistemas planetarios internos de la Galaxia. Estudiando poblaciones muy extremas (menos de 1 día) los modelos de fotoevaporación aplicados por Eric no permiten muchos planetas más allá de 1,4 R⊕, en correspondencia con los datos observados, ya que en esta zona de irradiación muy intensa los minineptunos no pueden retener su atmósfera de hidrógeno por mucho tiempo. Esto es lo que se llama el "Desierto de los minineptunos". Pero claro, si hubiera Mundos Océano estos sí podrían aguantar en esta ubicación y sería posible identificar una población de planetas de unos 2 R⊕. Pero esta población no ha sido observada...

Eric Lopez durante el reciente #KeplerSciCon (Fuente: Zafar Rustamkulov)

En resumen, según estos modelos, que parecen estar describiendo bien los planetas más cercanos a sus estrellas (menos de 100 días), los sistemas planetarios internos tendrían las siguientes características:

  1. Están dominados por dos poblaciones de planetas muy abundantes en la Galaxia:  A) Una, son minineptunos con cierta envoltura gaseosa. B) Otra, son Supertierras rocosas, meros núcleos desnudos de minineptunos que han perdido los gases más volátiles (H/He).
  2. Además, hay otra población de planetas rocosos que, como la Tierra, han nacido siendo rocosos.
  3. Son planetas nacidos “in situ", con escasa provisión de agua (incluso los minineptunos).
  4. No abundan los Mundos Océano y otros planetas migrados. No se observan planetas perdiendo una envoltura de vapor de agua.

Da vértigo comprobar lo mucho que se está avanzando...

El "Valle de la Fotoevaporación" tal como lo muestra Fulton en 2017. (Fuente: Fulton, 2017)


2013. Owen y Wu analizan los sistemas planetarios a partir de modelos de fotoevaporación.
https://arxiv.org/abs/1303.3899

2016. Eric Lopez estudia los planetas con un periodo inferior a 1 día.
https://arxiv.org/abs/1610.01170

2016. Lopez y Rice analizan los planetas altamente irradiados identificando una zona de transición cercana a los 1,5 R⊕.
https://arxiv.org/abs/1610.09390

2017. Benjamin Fulton toma los precisos datos de 2.025 exoplanetas para mostrar el “Valle”.
https://arxiv.org/abs/1703.10375

2017. Owen y Wu explican el Valle de la Fotoevaporación. Los resultados observados concuerdan razonablemente bien con los modelos.
https://arxiv.org/abs/1705.10810

domingo, 4 de junio de 2017

GJ 625 b y la controvertida habitabilidad de un planeta cercano.

Hay un nuevo planeta cerca del Sistema Solar. Su nombre es GJ 625 b y está cerca, a unos 21 años luz. Es un planeta probablemente poco masivo, con una masa mínima de apenas 2,8 M⊕, que orbita alrededor de su estrella cada 14,6 días, con un semieje mayor de 0,078 UA.

El descubrimiento es fruto del duro trabajo del astrónomo Alejandro Suárez Mascareño del Observatorio de Ginebra, que antes trabajó en el IAC (Instituto de Astrofísica de las Canarias). El hallazgo se enmarca dentro del proyecto HADES (HArps-n red Dwarf Exoplanet Survey), que utiliza el magnífico espectrógrafo HARPS-N (en el Telescopio Nazionale Galileo) para identificar planetas pequeños en enanas rojas. Alejandro comenta en su blog que atravesó periodos de esperanza y desesperación, también por momentos de absoluta decepción y el resultado, tras muchos años de esfuerzo, fue este magnífico planeta. Como el propio Alejandro explica:

“Es una estrella brillante, de baja actividad y que muestra una variación de velocidad radial muy pequeña. Justo lo que uno quiere cuando busca planetas de baja masa. Debería haber sido fácil, pero no lo fue. Esta estrella me ha acompañado a lo largo de toda mi tesis, y durante los primeros meses de mi etapa post-doctoral (y no creo que vaya a abandonarla ahora). En algunas épocas me emocionaba, en otros momentos la odiaba. Algunas veces estuvo cerca de caerse de la lista de estrellas de alta prioridad del programa porque perdíamos la paciencia”.

Representación artística de GJ 625 b. (Gabriel Pérez. SMM. IAC)


La estrella GJ 625 en una pequeña enana roja, una estrella pequeña, con algo así como un tercio de la masa del Sol, y fría, con un temperatura de unos 3.500 K. Su periodo de rotación es de 74 días.


La Habitabilidad del Planeta.

La expectación inicial sobre la habitabilidad del planeta se ha ido difuminando poco a poco. A pesar de los titulares de muchos medios de comunicación, los autores ya mostraban que el planeta quedaba fuera de Zona Habitable clásica (Kopp. 2013), que estiman en un límite inferior (optimista) de 0,088 UA, frente al dato del planeta, ubicado a 0,078 UA. De hecho, no ha sido incluido en el Catálogo de Planetas Potencialmente Habitables de la Universidad de Puerto Rico en Arecibo.

Se argumenta que una versión de la habitabilidad del año 2007 (Selsis) podía justificar una posible habitabilidad. Se explica que quizá si el planeta tiene más albedo que la Tierra. Si tuviera nubes que reflejaran la luz de la estrella… Otras medidas más modernas de la Zona Habitable (Kopp. 2016, Yang, 2014) directamente no son citadas.

No he conseguido encontrar en ningún lugar del artículo la irradiación que recibe el planeta, un dato esencial. Así que he intentado realizar una estimación aunque sea burda, y me sale algo así como 2,3 S⊕, es decir, el doble de la luz que recibe la Tierra del Sol. 

Un reciente artículo de Kopparapu muestra los límites internos de la Zona Habitable según diversos modelos. GJ 625 b estaría a 3500 K y con un flujo superior a 2, muy a la izquierda, en la zona caliente por tanto. (Fuente: Kopparapu. 2017)


Hum. De hecho, el planeta recibe más luz que (esteeee) Venus.

Tampoco podemos decir que no sea habitable. Entendamos que la habitabilidad de las enanas rojas es un tema más bien desconocido...

Representación de muchos planetas cercanos al Sistema Solar. Falta Lalande 21185 b. (Fuente: Gabriel Pérez. SMM. IAC)


Y ahora dibujemos una línea. Pasen solo esta línea aquellos lectores que quieran profundizar un poco más y conocer cómo son descubiertos los planetas. Atrévanse únicamente los lectores saber cómo se detectan los planetas, y sin miedo a adentrarse en la complejidad de la naturaleza de las cosas…


Vamos allá.
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Nota Técnica.

La técnica utilizada para detectar el planeta es la de la velocidad radial. En esta técnica se mide cómo la estrella se aleja o se acerca ligeramente de nosotros, como consecuencia de influjo gravitatorio producido por un planeta. Claro, el efecto es muy débil porque si hablamos de planetas terrestres su influencia sobre la velocidad de su estrella suele ser muy reducida, cercana a 1 m/s. Es fenomenal que la tecnología actual permita alcanzar estas mediciones ultraprecisas.

Para ello, se mide el efecto Doppler-Fizeau, de tal manera que cuando la estrella se acerca se produce un ligero corrimiento al azul de las líneas espectrales. Recíprocamente, cuando la estrella se aleja se produce un corrimiento al rojo, y las líneas espectrales parecen tener una longitud de onda ligeramente mayor.

Y medir este corrimiento no es nada fácil. Tengamos en cuenta que la estrella es un objeto dinámico, y las líneas espectrales pueden verse afectadas por la rotación o la actividad estelar, pudiendo llegar a un grosor de km/s. Pues bien, es posible identificar señales planetarias de solo algunos m/s. La clave es, claro está, obtener mediciones ultraestables, de gran calidad, con un S/N elevado. Si a esto le añadimos que no se estudia una única línea espectral, sino miles, promediando las observaciones se puede alcanzar la precisión requerida.

El Pipeline.

Los pipelines son el conjunto de algoritmos empleados en reducir los datos en bruto facilitados por los observatorios, en información útil lista para iniciar la búsqueda del planeta mediante un análisis estadístico.

En el caso de la técnica de la velocidad radial los datos son los espectros obtenidos analizando la luz procedente de la estrella. Tradicionalmente en los espectrógrafos HARPS y HARPS-N se aplica el método del CCF (Queloz, 1995. Pepe, 2002), consistente en multiplicar la señal de las líneas espectrales por una máscara sobre la que se va moviendo la longitud de onda (es decir, la velocidad). Esta máscara no es otra cosa que una suma ponderada de funciones binarias (valor 0 o 1) que solo toman el valor 1 para unas mil líneas representativas del espectro de la estrella (con su grosor). La señal resultante es la llamada función de correlación cruzada (CCF). 

Esta función CCF, intuitivamente, dibuja algo así como la forma promedio de una línea espectral, en función de la velocidad radial. Si hay un efecto Doppler podremos observar que no está centrada perfectamente sobre el valor 0. Según este método se ajusta a la curvita una gaussiana, que nos permitirá identificar dónde se minimizan los datos. Alejandro propone en su artículo una mejora sobre este planteamiento, con un polinomio adicional que mejora el ajuste, sobre todo en las enanas rojas.

Representación de una curva de Correlación Cruzada partiendo de otras dos curvas. Se multiplican y una se mantiene estática mientras la otra mueve el corrimiento. (Fuente: Wikipedia)

Los propios investigadores de HARPS que aplican habitualmente este método reconocen que, aunque es robusto, no es óptimo y, la verdad, da pena construir un espectrógrafo tan exquisito para luego no aplicar las mejores prácticas. Quizá eso fue lo que motivó a Guillem Anglada a proponer en 2012 un método que sobre el papel parece dar mejores resultados. El método, implementado en el software TERRA parte de un template que es ajustado a las líneas espectrales observadas aplicando el método de los mínimos cuadrados. El template, como la máscara, nuevamente se mueve en la longitud de onda (el corrimiento) para identificar la que mejor ajusta, aunque, a diferencia de la máscara, se construye con una selección de determinadas líneas observadas del espectro que se consideran que poseen buena calidad, es decir, buena señal sobre ruido.

El resultado final de este proceso es la obtención de una serie temporal con 140 velocidades radiales obtenida de los efectos Doppler de análisis de los datos espectrales. Abarca un periodo de algo más de 3 años.

La Detección.

El análisis de la serie de velocidades radiales tiene como objeto la identificación de señales de planetas. Un planeta circular produciría típicamente una serie con forma de función seno. Claro, a menudo los planetas tienen excentricidad (lo que se denomina una solución kepleriana) y la serie del planeta, sin dejar de ser periódica, pierde parte de  su simetría.

Debido a que el muestreo de la serie de velocidades radiales no es uniforme, es decir, las observaciones sobre la estrella normalmente no están regularmente espaciadas, el análisis de las series de velocidad radial se analiza habitualmente con periodogramas como el de Lomb-Scargle, siendo preferida frente a otras técnicas alternativas (Fourier).

Se han desarrollado muchos tipos de periodogramas. Pero se elige el de Lomb-Scargle por ser una técnica robusta, a la vez que sencilla y muy conocida. El diagrama, en función de la periodicidad, nos muestra la potencia, algo así como la verosimilitud de que en la serie observada de velocidades radiales haya una señal planetaria con ese periodo. Cuando la densidad de potencia de la señal supera determinado umbral el resultado es estadísticamente significativo y hay que realizar análisis adicionales que nos permitan saber si esa periodicidad esconde realmente un planeta.

El umbral se define partiendo de un nivel de confianza sobre la Probabilidad de Falso Positivo, que desea que sea tan baja como sea posible. El dato del umbral se obtiene aplicando técnicas de Bootstrap sobre la muestra observada.

Periodogramas. El primero es el inicial con la señal de 14,6 días. El segundo, es el de los residuos, que muestra señales en 70-80 días. (Fuente: Suárez Mascareño)


El análisis del periodograma arroja una señal significativa en el periodo de 14,629 días, que supera el umbral de 0,1% de Probabilidad de Falso Positivo. Tenemos por tanto, unos datos de velocidad radial y un modelo basado en un planeta con una periodo de 14,629 días.

Señal de velocidad radial en forma de función seno, propia de un planeta poco excéntrico (para los dos pipelines). (Fuente: Suárez Mascareño)


Para saber si el modelo explica bien la variabilidad observada de la serie de velocidad radial, a los datos observados le restamos el modelo teórico basado en un planeta con 14,629 días. El resultado es una nueva serie temporal: los residuos.

Claro, para saber si hay más señales tomamos los resíduos y le aplicamos otra vez el periodograma, y así lo haremos tantas veces como sea necesario.

Y aparece otra señal señal, menos sólida, que tiene 74,7 días (pipeline CCF) o 85,9 días (pipeline TERRA). En la siguiente iteración ya no aparecen señales significativas.

Señal de velocidad radial adional de 70-80 días. Se percibe una forma menos clara, más errática. (para los dos pipelines). (Fuente: Suárez Mascareño)


Una vez que tenemos las señales hay que verificar que son planetarias. Para ello se realizan más análisis. Se utilizan diversos indicadores de actividad estelar que puedan estar distorsionando las velocidades radiales, haciendo que parezca que haya un planeta cuando no es así: FWHM y BIS (obtenidos de la función CCF); el índice S y el H(alfa). Además se estudia la fotometría, es decir, las variaciones del brillo de la estrella en el tiempo.

Las señales de 74,7 y 85,9 días aparecen en los indicadores de actividad estelar, y posiblemente están relacionadas con la rotación de la estrella, y el movimiento de las manchas solares, fáculas y plagas.

El resultado es un magnífico planeta con un periodo orbital de 14,6 días, cuyos parámetros se precisan con un algoritmo MCMC, del que algún día hablaré.
Los parámetros del planeta GJ 625 b (para los dos pipelines). (Fuente: Suárez Mascareño)



El blog personal de Alejandro (@AlexSM10000ft) merece la pena visitarlo.

2002. Francesco Pepe realiza una introducción al pipeline del CCF.

2012. Anglada Escudé propone su software TERRA.

2016. Suárez Mascareño anuncia una supertierra cercana: GJ 526 b.

2017. Alejandro Suárez Mascareño liderando al equipo HARPS anuncia el planeta GJ 615 b.


domingo, 21 de mayo de 2017

82 G. Eridani. Los planetas de una estrella solar cercana.

82 G. Eridani (HD 20794) siempre ha sido una de mis estrellas favoritas. Situada a unos 20 años luz, es una G8 (el Sol es una G2), una de las estrellas del tipo G más cercanas al Sistema Solar.

Mi interés por 82 G. Eridani empezó en 2011 cuando el mítico astrónomo Francesco Pepe (Observatorio de Ginebra), uno de los astrónomos que consiguió convertir el legendario espectrógrafo HARPS en lo que actualmente es, dejó un precioso artículo en el Arxiv, con el resultado de la búsqueda de planetas en algunas estrellas cercanas del tipo solar.

Una estrella orbitando alrededor de una estrella del tipo solar (Crédito: Wincustomize.com)

Para 82 G. Eridani, Pepe conseguía encontrar tres planetas no muy grandes y en órbitas circulares. Orbitaban por dentro de la Zona Habitable y estaban demasiado calientes. La Zona Habitable quedaba vacía pero donde había tres planetas podría haber más… Y eso despertaba mis esperanzas de encontrar un sistema más o menos parecido al Sistema Solar.

La Zona Habitable y los tres planetas de la solución de Pepe, 2011. (Fuente: Habitable Zone Gallery,.)

La precisión alcanzada en los tres planetas era inferior a 1 m/s, exquisita para la época (2011), casi de Ciencia Ficción. Especialmente reducida era la del planeta de 40 días, con 0,56 m/s:

“(...) la señal de 40 días es una detección fiable pero menos aparente en el diagrama de VR. Dada la reducida amplitud, que podría ser la señal de velocidad radial inducida por un planeta más débil detectada hasta la fecha, y porque el periodo está cercano al periodo de rotación de la estrella, permanecemos cautos sobre este tercer candidato. Dentro de nuestro programa seguiremos observando esta estrella para confirmar la naturaleza planetaria del componente si es posible.”

Esperé con impaciencia los resultados de algún observatorio que refinase los cálculos o aportase planetas adicionales, pero era en vano: Ningún otro observatorio de la época pudo confirmar o desmentir el hallazgo porque ninguno otro podía alcanzar tal calidad en sus mediciones.

Los tres planetas de la solución de Pepe junto a los cibturones detectados por Kennedy. (Fuente: Wikipedia)

En 2015 llegó un artículo de Kennedy et al. que analizaba la existencia de cinturones de escombros (debris). Al parecer en 82 G. Eridani el telescopio Herschel había descubierto la débil señal de un cinturón.

Y ha sido en 2017, tras una ardiente espera (¡por fin!) esta semana tenemos nuevas estimaciones de los planetas de 82 G. Eridani, basadas en el análisis de la rica muestra de 5.150 mediciones de velocidad radial obtenidas con HARPS. El estudio lo lidera Fabo Feng, junto a Mikko Tuomi, ambos pertenecientes a la Universidad de Hertfordshire. Tuomi es un experimentado científico de datos del que ya hemos comentado algunos artículos. Entre otras muchas cosas, publicó en 2012 cinco posibles planetas en Tau Ceti y es miembro del equipo Pale Red Dot.

Estamos ya en 2017, pero estudiar planetas por debajo de 1 m/s sigue siendo adentrarse en un territorio peligroso, aunque necesario, si se quieren estudiar planetas mínimamente interesantes en una estrella del tipo solar. Por debajo de 1 m/s se está al límite de lo que la tecnología en VR puede aportar actualmente. Hay que recordar esa señal de 0,51 m/s que Xavier Dumusque creyó identificar en Alfa Centauri B y finalmente resultó ser un falso positivo…

Nos adentramos, pues, por decirlo de alguna manera, en “territorio comanche” y más vale ir bien pertrechado. Incluso, a pesar de que 82 G. Eridani es una estrella muy estable, es necesario utilizar planteamientos robustos frente al ruido inducido por la actividad estelar. Feng considera los típicos indicadores, que nos alarman cuando la actividad estelar está distorsionando las señales de VR:
  • BIS. El bisector es un sofisticado indicador que mide el grado de asimetría de las líneas espectrales partiendo de la función de correlación cruzada (CCF).
  • FWHM, que determina algo así como el grosor de las líneas espectrales que se están estudiando por Doppler. Se obtiene también analizando la función de correlación cruzada.
  • El Índice S, obtenido de la intensidad de las líneas de emisión Ca II H&K.
Como esto no parece suficiente, Feng aporta una idea ingeniosa. Consiste en dividir la señal en varios paquetes agrupados en función de la longitud de onda. Claro, el ruido depende de la longitud de onda, pero la señal del planeta no (este es uno de los motivos por el que los espectrógrafos en el infrarrojo han despertado tantas expectativas). Estos paquetes son muy útiles para ajustar un sofisticado modelo del ruido, que incorpora, además del efecto de las diferencias entre las distintas longitudes de onda, el efecto lineal asociado a los indicadores de actividad y un efecto de media móvil con un suavizado exponencial.

Diagrama con el planteamiento de Feng. 1AP1 contiene todas las líneas espectrales. nAPi solo contiene determinados rangos de líneas espectrales que permiten una mejor caracterización del ruido. (Fuente: Feng, 2017)

Lo siguiente es el típico planteamiento bayesiano: El modelo del ruido se combina con la señal de los planetas en una función de verosimilitud que se ajusta con un robusto algoritmo MCMC a los datos observados. El resultado es un modelo del ruido muy sofisticado. Tras muchos análisis se elige un modelo de ruido basado en una media móvil con 4 retardos y 5 parámetros para ajustar el ruido dependiendo de la longitud de onda.

Una vez caracterizado el ruido ya si se va a las medias de VR que tienen en cuenta la totalidad de las rayas espectrales, por ser el dato con menor dispersión. Aparecen 6 señales que podrían ser planetas, 3 de ellas coincidentes con las de Pepe en 2011.

Las órbitas resultantes son excéntricas y esto es un problema. Tanto, que si se hiciera un análisis dinámico del sistema probablemente no sería estable. Es típico que la falta de calidad de los datos normalmente se traduzca en elevadas excentricidades (o en un número elevado de planetas). El autor argumenta que quizá no se ha corregido perfectamente el ruido estelar o bien que hay algún error instrumental.

Las 6 señales de la solución de Feng. Hasta ahora solo 3 de ellas parecen planetas. Se necesitan más datos. (Fuente: Feng, 2017)

Aunque queda trabajo por hacer y se necesitan más datos, este estudio supone una confirmación espectacular de los resultados de Pepe de 2011, al menos para dos de los planetas. Tiene mucho mérito que alguien en 2011 estimase tres planetas apoyándose en señales tan minúsculas (0,8, 0,5 y 0,6 m/s para b, g y c) y que en dos casos (b y c) haya acertado. La señal de g (la más débil) también aparece en los datos de Feng, aunque no puede confirmarse que sea un planeta.

Además, hay un nuevo planeta (d) y dos señales más dudosas (e y f). Una de las señales (e) tiene un periodo de 330 días y está en la Zona Habitable. Se necesitan más datos para saber qué pueda haber en la Zona Habitable de esta estrella. A priori podría haber una supertierra de unas 10 Mt, pero no es seguro.

Los parámetros de las 6 señales de Feng. (Fuente: Feng, 2017)

Fabo Feng no se ha conformado con estudiar esta estrella. Está en trámite el estudio de otra estrella cercana de tipo G, y esta es aún más famosa: Tau Ceti. No está en el Arxiv, como si NATURE quisiera llevarse la primicia...

Fabo Feng. (Fuente: Universidad de Herfordshire)

Algo se está preparando. Sigamos atentos…



Por el momento la lista de los planetas en estrellas del tipo solar a menos de 20 años luz queda así. Creo que no voy a tardar mucho en tener que actualizarla:




2011. El fenomenal estudio de Francesco Pepe se apoyaba en métodos frecuentistas, como los habituales periodogramas. Consiguió así detectar dos planetas que hoy, en 2017, han sido confirmados. El tercero, sobre el que él ya mostró dudas, no ha podido ser confirmado.

2015. Kennedy et al. Sobre el cinturón de debris de 82 G. Eridani.

2016. El método de las medias móviles para caracterizar el ruido estelar siempre me produjo un escepticismo saludable. Era una técnica novedosa y Tuomi era la única persona que lo aplicaba (Tau Ceti). Esto y el hecho de que Tau Ceti parecía estar siendo observada por uno de los polos me hacía sospechar de unos planetas que no están confirmados. Sin embargo, poco a poco me van convenciendo. En este artículo Feng muestra las bondades del método, como un compromiso entre falsos positivos y negativos. Por su parte, los métodos de ruido blanco suelen tener falsos positivos (son arriesgados), mientras los de procesos gaussianos suelen tener falsos negativos (son conservadores).

2017. Por si el artículo anterior de Feng sugiriera dudas (Feng comparte universidad con Tuomi) en este paper de Xavier Dumusque (del CfA, es el astrónomo que creyó detectar un planeta en Alfa Centauri B) también muestra el buen rendimiento de este algoritmo de medias móviles para eliminar el ruido rojo.

2017. El fenomenal artículo de Fabo Feng sobre 82 G. Eridani (HD 20794)