domingo, 26 de junio de 2016

Exolunas Habitables. Un Misterio por Resolver

No deja de impresionarme la idea de que haya lunas habitables orbitando en grandes planetas gaseosos. Por supuesto, esta idea tan apasionante ha sido un tema recurrente en la Ciencia Ficción. "Avatar" es el caso más famoso, pero hay otros muchos. Conozco un ejemplo que me gusta más, ni más ni menos que una novela de Larry Niven (el escritor del “Mundo Anillo”). “Construyendo la Luna de Arlequín” relata la historia de una nave espacial (la “John Glenn”) que “naufraga” y no logra llegar a su destino. A duras penas consiguen llegar a un sistema que no es otro que Gliese 876, al que bautizan Apolo, y en el cual deciden construir una exoluna habitable.

“Tuvimos suerte. Gliese 876 estaba casi en nuestra ruta. Agotamos hasta los últimos restos del combustible de antimateria para conseguir entrar aquí en órbita”.
(“We were lucky. Gliese 876 was almost in our path. We were down to the last whiffs of antimatter fuel when we made orbit here.”)


Una exoluna-océano rica en agua en órbita sobre su gigante gaseoso (Fuente: Wikipedia.org)


La novela, publicada en 2005, está inspirada en el descubrimiento de 1998 por Geoff Marcy y Delfosse (de forma independiente) de Gliese 876 b (o “Arlequín” como es bautizado en la novela), el primer planeta descubierto en una enana roja, un monstruo de 2,28 veces la masa de Júpiter, un gigante gaseoso que es actualmente el planeta más grande conocido en la cercanía del Sol.

El monstruo Gliese 786 b (o si queréis Arlequín) está cerca de la Zona Habitable de su estrella. ¿Tendrá lunas grandes? ¿Serán estas lunas habitables?


Gliese 876 b quizá podría tener alguna luna que nos sorprenda (Fuente: Wikipedia.org)


Gracias a la lunas de Júpiter sabemos que las exolunas pueden acceder a fuentes de energía adicionales al calor que proporciona la luz de la estrella, como el calentamiento por efecto de marea que ha permitido que Europa mantenga un mar de agua bajo su corteza de hielo.


Mucho hemos aprendido sobre las exolunas habitables gracias a Europa (Fuente: NASA/JPL)


Si hay alguien que ha estudiado la habitabilidad de las exolunas ese es René Heller del Instituto Max Planck. Heller muestra en sus estudios que una exoluna puede encontrar aún más fuentes de energía adicionales. Además de los efectos marea hay otras más, porque a la luz de la estrella tenemos que añadir la luz del planeta, bien por el reflejo de la luz de la estrella, o por la emisión térmica del planeta. René también estudió los eclipses en los que la exoluna se enfría al pasar por la zona de sombra del exoplaneta. Como consecuencia, la Zona Habitable de las exolunas es un poco diferente de la de los Exoplanetas.


Pandora, la luna habitable de la película "Avatar". (Fuente: Wikipedia.org)


Al concepto de Zona Habitable, que es la zona del sistema planetario en la un exoplaneta con las condiciones adecuadas puede mantener mares de agua en su superficie, René Heller añadió un concepto nuevo, el “Límite Habitable” (“habitable edge”). Simplemente las lunas demasiado cercanas a su planeta no pueden ser habitables. Por otro lado, las lunas demasiado lejanas pueden perder su vínculo con el planeta por la influencia gravitatoria de la estrella. Es lo que se denomina Hill Ratio.

Heller realizó análisis de estabilidad de las órbitas del sistema estrella-planeta-luna que pusieron de manifiesto que no puede haber exolunas habitables en la zona habitable de las estrellas pequeñas. Básicamente las Zonas Habitables tradicionales de las enanas rojas están muy cercanas a sus estrellas. Pues bien, la exoluna para seguir vinculada gravitatoriamente tiene que estar muy cerca a su planeta, tan cerca que la excentricidad que induce la estrella en la órbita de la exoluna produce efectos de marea muy fuertes (como los de IO) que terminan abrasando la exoluna por un efecto invernadero descontrolado. La luna no puede, en teoría, ser habitable.


A medida que la estrella es menos masiva es mayor la influencia de la estrella en la excentricidad de la órbita de la exoluna, produciendo efectos de marea brutales que terminan calentando la luna en exceso. (Fuente: René Heller)

Hasta el momento no hay ninguna exoluna confirmada. Es verdad, hay algún candidato, como las posibles exolunas en WASP-12 b, pero nada en firme. El proyecto en el que más esfuerzo se ha invertido es el proyecto HEK (Hunt for Exomoons with Kepler) liderado por David M. Kipping. Se trata de analizar los datos proporcionados por el telescopio Kepler para identificar posibles exolunas, por las perturbaciones que producen en los planetas, como variaciones de los momentos en los que se producen los tránsitos (TTV) o por la duración de los tránsitos (TDV). Es cuestión quizá de perseverar un poco más. Identificarlas no es nada sencillo, e implica una potencia de cómputo muy elevada.

Es un poco misterioso, ¿por qué aún no hemos detectado exolunas?. Supongo que es cuestión de paciencia y que cualquier día podemos encontrarnos con el descubrimiento de una exoluna habitable:

¡Estemos atentos!


Esta entrada pertenece a la serie “Ecosistemas de la Galaxia”. Otras entradas de la serie:
Gemelos de la Tierra.
Planetas Oculares.
Mundos Océano.

La bibliografía de René Heller es muy extensa:
2011. Heller muestra las posibilidades del efecto de marea en una exoluna habitable. Analiza las posibilidades de Gliese 581 d.
https://arxiv.org/abs/1108.4347
2012. René analiza el efecto en la habitabilidad de los eclipses, cuando la exoluna que en la sombra del planeta
https://arxiv.org/abs/1209.0050
2012. En este interesante paper se estudian los efectos de la luz de planeta sobre la habitabilidad de la exoluna, tanto por la luz reflejada como por la emisión térmica. Además estudia el caso de Kepler-22 b.
https://arxiv.org/abs/1209.5323
2012. Incluye las restricciones ya comentadas que sufre la exoluna para poder ser habitable. Es buen resumen de las ideas de René Heller, os recomiendo su lectura.
https://arxiv.org/abs/1210.5172
2013. Sobre las posibilidades de detectar exolunas en los datos del telescopio Kepler.
https://arxiv.org/abs/1301.0235
2013. Un artículo interesante sobre la protección que la magnetosfera del exoplaneta proporciona a sus exolunas. La radiación es un tema muy relevante en las exolunas.
https://arxiv.org/abs/1309.0811
2014. Nuevamente, sobre la detección de exolunas en los datos Kepler.
https://arxiv.org/abs/1403.5839
2014. Interesante artículo sobre la formación de exolunas y su tamaño.
https://arxiv.org/abs/1408.6164
2014. Un paper sobre la formación de lunas grandes en Planetas del tipo Superjúpiter. Deberían ser habituales lunas más grandes que Marte y ricas en volátiles, sobre todo agua.
https://arxiv.org/abs/1410.5802
2015. Si las exolunas se forman “in situ” en 1 UA en planetas del tipo superjúpiter en estrellas del tipo solar es dudoso que se formen lunas masivas. En otro caso, si el planeta migra desde el exterior es mucho más posible, con lunas-océano del tamaño de Marte.
https://arxiv.org/abs/1504.01668
2016. Los gigantes gaseosos jóvenes pueden ser autoluminosos y las exolunas producirían tránsitos.
https://arxiv.org/abs/1603.00174
2016. Sobre los patrones esperables en los TTV y TDV, es decir, los momentos de paso de los tránsitos y su duración.
https://arxiv.org/abs/1604.05094.

Las publicaciones de David M. Kipping, incansablemente a la caza y captura de exolunas.
https://arxiv.org/abs/0810.2243
https://arxiv.org/abs/0907.3909
https://arxiv.org/abs/1201.0752
https://arxiv.org/abs/1301.1853
https://arxiv.org/abs/1306.1530

viernes, 24 de junio de 2016

El Telescopio Espacial James Webb y la vida en las estrellas

Muchas son las esperanzas que tenemos puestas en el Telescopio Espacial James Webb. Es verdad, el Telescopio Espacial Hubble ha sido muy exitoso, pero no es suficiente, necesitamos más.

Buscamos la vida en las estrellas y el Telescopio Espacial James Webb (JWST) puede ser el primero en descubrirla. Quizá estamos a punto de alcanzar un momento histórico similar al descubrimiento del Nuevo Mundo. La tecnología ya está aquí, solo hace falta esfuerzo, perseverancia y dinero, claro. Basta con seguir buscando incansablemente hasta encontrar el nuevo Nuevo Mundo

Un fenomenal vista de este telescopio del que tanto esperamos (Fuente: NASA)

El JWST es un observatorio de infrarrojos que se espera sea lanzado en 2018. Será muy grande, con una apertura de 6,5 m y uno de sus objetivos será el análisis de los planetas en otras estrellas con el fin último de estudiar el origen de la vida.

Si el corazón de un telescopio es su espejo principal, esta comparación entre el espejo del Hubble y el del James Webb lo dice todo (Fuente: Wikipedia.org) 

Supertierras.

Como ya vimos analizando las supertierras (5-10 M⊕) en zonas templadas pueden (teóricamente, nada hay confirmado) ser habitables, quizá en la forma de Mundos Océano, quizá como Planetas Oculares, quizá como planetas rocosos Gemelos de la Tierra. Sería por tanto muy interesante estudiar sus atmósferas. Como sabemos, muestran un espectro de transmisión plano, sin detalles, porque las atmósferas permanecen escondidas tras nubes opacas en la alta atmósfera, como ocurre en GJ 1214 b. También parece que es el caso de HD 97658 b según explica Beichman et al. en 2014.

El espectro de GJ 1214 b sale plano en el detallado estudio realizado con el telescopio Hubble entre 1,1 y 1,7 µm (HD 97658 b entre 1 y 1,8 µm). También se han obtenido resultados con Subaru para GJ 1214 b llegando hasta la banda K, que no pasa de los 2.4 µm, junto con 3,6 y 4,5 µm del estudio del Spitzer. Ahora bien, el telescopio James Webb abarcará ¡desde 1 hasta 11 µm!. ¿Serán las nubes opacas en todo este amplio intervalo? Puede ocurrir que en alguna de estas longitudes de onda infrarrojas las nubes sean transparentes, y nos dejen ver lo que esconden. Entonces la enorme potencia del JWST mostrará qué hay allí.

El telescopio queda protegido del Sol por un protector. (Fuente: NASA)


Otra de las posibilidades con las supertierras es el estudio de eclipse secundario (cuando el planeta pasa por detrás de la estrella). Este es un momento adecuado para inferir la emisión térmica del planeta como se hizo con 55 Cancri e. Además, quizá así las nubes no muestren tanta opacidad.

Las curvas de luz de la estrella medidas durante una buena parte de su órbita serán especialmente útiles. En los planetas que orbitan en la Zona Habitable de las enanas rojas, de la misma manera que la Luna muestra siempre su misma cara a la Tierra, estos planetas muestran siempre su misma cara a su estrella. El estudio de esta curva permitirá conocer la diferencia de temperatura entre la ardiente cara siempre iluminada y la helada cara oculta en eterna penumbra, permitiendo realizar inferencias sobre la densidad atmosférica. Esta técnica ya ha sido aplicada usando el Telescopio Espacial Spitzer para observar 55 Cancri e, detectando un zona de enorme brillo en la cara iluminada, que quizá sea un océano de lava.

La construcción del telescopio está suponiendo un esfuerzo enorme, esperemos que no nos defraude. (Fuente: NASA)
Tierras.

Con los planetas hasta 5 M⊕ la cosa está más complicada. Natasha Batalha et al. (2014) realizaron simulaciones sobre espectros de transmisión (cuando al producirse el tránsito la luz de la estrella atraviesa la atmósfera del planeta) poniendo de manifiesto que era un tema difícil, pero abordable, para atmósferas dominadas por el hidrógeno, ya que por su ligero peso molecular son atmósferas muy amplias, lo que las hace más detectables. Analizar otro tipo de atmósferas (las más interesantes) es un tema mucho más (pero mucho mucho más) complejo, que requerirá la utilización del telescopio en exclusiva durante periodos muy prolongados, si es posible.

El eclipse secundario podrá ser detectado para un planeta de 1 R⊕ a una temperatura de unos 300 K en una enana roja cercana, con la posibilidad de medir su temperatura y quizá, en los casos más favorables, identificar algún detalle en el espectro de emisión.

(Fuente: NASA)
Gracias a sus condiciones excepcionales de observación, el estudio de los planetas de TRAPPIST-1 será un desafio apasionante. El telescopio Hubble ya ha mostrado que los planetas TRAPPIST-1 b y c no parecen tener una atmósfera rica en hidrógeno. El telescopio James Webb podrá realizar análisis más detallados, de hecho, para estos dos planetas intentará un estudio buscando biomarcadores, como la presencia de Ozono en la atmósfera. Por su parte, TRAPPIST-1 d, sobre el que se debate si pudiera estar cerca de la Zona Habitable, es más difícil de estudiar y buscar Ozono requerirá una inversión de tiempo enorme en un telescopio que estará muy demandado, lo cierto es que el Hubble no ha podido aún analizar su atmósfera en busca de hidrógeno.

Más difícil será el estudio de otros planetas como K2-3 b, c y d o GJ 1132 b (ver gráfico para ver la sensibilidad a la detección del espectro de transmisión) en los que será complicado distinguir la señal del ruido del dispositivo. Quizá GJ 1132 b tenga más posibilidades.
En la barra de la derecha hay una pequeña marca (entre 0,20 y 0,05) que define la sensibilidad teórica del JWST. Por debajo de esa marca las cosas se ponen difíciles. (Fuente: Gillon et al.)

Cuando al principio de los 90 se analizaba el posible impacto que tendría el Telescopio Espacial Hubble, todos nos preguntábamos si sería capaz de descubrir planetas. 25 años después sabemos que no solo ha tomado imágenes de planetas sino que ha analizado la atmósfera de algunas supertierras… Nadie se atrevió a soñar tanto.

Vistas de los componentes ópticos del telescopio (Fuente:NASA)


Quizá el JWST no descubrirá vida en otros planetas, no sé si será capaz como el Hubble de aguantar 25 años en funcionamiento. Pero espero que, si se cumplen las especificaciones técnicas para las que ha sido diseñado, revolucione junto a los nuevos telescopios extremadamente grandes el actual paradigma de la habitabilidad, llevándolo a una nueva dimensión. Actualmente, como sabemos, está basado en el concepto de Zona Habitable; quizá este telescopio marque el comienzo de una evolución hacia una nueva etapa fundamentada en el análisis espectroscópico de los biomarcadores de los candidatos más prometedores.

Si resulta ser así, ciertamente habrá merecido la pena tanto esfuerzo invertido en su desarrollo.

No obstante, hacen falta objetivos. Una de las principales limitaciones es la identificación de estrellas con las condiciones adecuadas para algo tan difícil como el análisis de las atmósferas de los planetas del tipo terrestre. Es verdad, hay observatorios dedicados como TRAPPIST, MEarth y K2 que ya han proporcionado objetivos valiosos, pero serían necesarios muchos más. Esperemos que TESS llegue a tiempo de identificar planetas con tránsitos interesantes, cercanos, luminosos y en enanas rojas, es decir, estrellas débiles.

Aunque se pueden realizar simulaciones, estimar lo que pueda ser del futuro Telescopio Espacial James Webb no es tarea fácil. ¿Podía acaso Galileo Galilei predecir las observaciones que terminó describiendo en su “Sidereus Nuncius”? ¿Podía alguien predecir en pleno siglo XIX las observaciones que el tercer Conde de Rosse realizó de la Galaxia del Torbellino?

Hay que recordar que el fenómeno que buscamos (la vida) nos es esencialmente desconocido. Por mucho que haya modelos teóricos, no sabemos qué nos vamos a encontrar cuando empecemos a observar las atmósferas de estos planetas terrestres.

Encélado nos ha enseñado a esperar lo inesperado. ¿Quién podía imaginar un excitante mar de agua en esa insignificante luna de Saturno?

¡Esperemos entonces lo inesperado!

No me canso de ver fotografías del espejo principal del telescopio (Fuente: NASA)






Esta entrada pertenece a la serie "La vida en las estrellas". Otras entradas de la serie:

2014. Kreidberg tras analizar GJ 1214 b con el HST sugiere nuevas posibilidades con el JWST.

2014. Beichman realiza un detallado estudio de las posibilidades futuras del JWST.

2015. Un análisis general de las posibilidades futuras para caracterizar atmósferas.

Natasha Batalha realiza simulaciones muy interesantes sobre las posibilidades de la espectroscopia de transmisión con JWST. No confundirla con su madre, la famosa astrónoma del equipo Kepler, Natalie Batalha.

2015. Un interesante paper en el que analizan las posibilidades de GJ 426 b, GJ 1214 b y K2-3 b con JWST.

2016. Se muestran las enormes diferencias de temperatura entre la noche y el día en 55 Cancri e. Si como parece hay una atmósfera conteniendo hidrógeno, no debe de ser muy densa.

2016. Gillon. En el paper del anuncio de los planetas de TRAPPIST-1. En un gráfico se apuntan las prestaciones del JWST para estos planetas y también GJ 1132 b, GJ 1214 b, entre otros.

2016. Un paper apasionante sobre las posibilidades de JWST sobre TRAPPIST-1.


domingo, 19 de junio de 2016

¿Es el apasionante exoplaneta GJ 1214 b un Mundo de Agua?

La supertierra GJ 1214 b es una de las mejor estudiadas. Transita la pequeña estrella GJ 1214 cada 1,58 días. Tan pequeña es esta estrella que los tránsitos son muy pronunciados, de hecho, fueron detectados desde la Tierra sin necesidad de telescopios espaciales. Sus tránsitos son tan profundos (>1%) que cabe la posibilidad de estudiar su atmósfera con los instrumento actuales, aunque no es fácil... 

GJ 1214 tal como ha sido imaginada por David Aguilar del CfA. (Fuente: NASA)


Su atmósfera ha sido analizada minuciosamente. Lo cierto es que es una de las supertierras a las que el HST ha dedicado más tiempo. Otras supertierras muy estudiadas como 55 Cancri e son meros planetas infernales abrasados por su estrella. GJ 1214 b es, en cambio, una supertierra ubicada en una zona relativamente templada. 

Su descubrimiento causó sensación. Era la primera vez que se detectaba una supertierra templada con posibilidades de estudiar su atmósfera. El hallazgo fue anunciado en 2009 dentro del proyecto MEath por un astrónomo extraordinario, David Charbonneau, al que por sus logros quizá la historia pondrá en el lugar que merece, junto a figuras de la talla de Cassini o Huygens. 

El tránsito de GJ 1214 según la imagen de L. Calçada ESO. (Fuente: NASA)


Dentro de la publicación de los tránsitos detectados por Charbonneau se incluían datos de velocidades radiales realizados por el equipo del Observatorio de Ginebra. Los resultados eran algo sorprendentes. La masa era 6,55 M⊕, claramente una supertierra, pero el radio era muy grande, de 2,7 R⊕. La densidad, por tanto, era muy reducida: 1,87 g/cm3. Como referencia sirva decir que Mercurio, Venus y la Tierra tienen todos una densidad superior a 5 g/cm3, porque tienen un sólido núcleo de metales en su interior. La Luna y Marte, en los que los predominan los silicatos superan 3 g/cm3. 

Aquello no parecía tener sentido. Nos adentrábamos en terreno inexplorado, no hay nada similar a una supertierra en el Sistema Solar y surgían sorpresas. ¿De qué estaba compuesto ese exoplaneta? 

El análisis de Rogers y la famosa Sara Seager llegó en unos meses. Enseguida mostraron que cabían tres opciones: 

1- Un cuerpo rico en gases ligeros de Hidrógeno y Helio. Algo así como un minineptuno. La densidad de Neptuno es 1,76 g/cm3. 

2- Un cuerpo dominado por el Agua. Algo así como un superganímedes muy caliente. La atmósfera dominada por el vapor de agua se transforma en una fase supercrítica en las zonas interiores, debido a la presión y temperatura. Es decir, NO hay un mar y no es un Mundo Océano. Densidad de Ganímedes: 1,94 g/cm3. 

3- Un planeta rocoso con una atmósfera enorme, resultado de la desgasificación de los materiales rocosos. Era quizá necesario más trabajo teórico para definir esta tercera opción que podría explicar los datos observables si el gas expulsado era hidrógeno entre otros gases. 

Ese misterio era caza mayor. Literalmente todos los telescopios con alguna posibilidad de detectar algo fueron enfocados a aquel planeta en una carrera contrareloj. Hasta donde sé el primero que obtuvo resultados fue Bean et al. utilizando el VLT, en Chile. Los resultados fueron publicados en Nature en 2010. 

Bean no detectó nada. El espectro era plano y eso ya era una noticia, las atmósferas dominadas por el hidrógeno, por su ligero peso molecular, producen atmósferas amplias, dejando marcas intensas en el espectro que Bean tenía que haber visto. La balanza se inclinaba hacia un tipo de planeta con una atmósfera dominada por una moléula más pesada. Agua quizá. 

No tardó en producirse un saludable debate. Croll con la cámara infrarroja del telescopio CFHT, desde la cima del Mauna Kea en Hawai sí detectaba algo. Al parecer el tránsito era más profundo en la banda Ks, una señal muy clara que sólo podía explicarse por una atmósfera dominada por una molécula ligera. Hidrógeno sin duda. 

Crossfield en 2011 no pudo detectar nada, así como Désert con el telescopio Spitzer tampoco en 2011, Bean volvió a realizar observaciones publicadas en 2011, incluso en la banda Ks y nada. Se recurrió además al potente Subaru con el que Narita mostró en 2013 en diferentes bandas que el espectro era plano. No había hidrógeno, agua quizá. 

La expectación desatada por la posibilidad de una atmósfera de agua en GJ 1214 b fue tal que Laura Kreidberg pudo convencer a los coordinadores del Telescopio Espacial Hubble para reservar 60 órbitas, una enorme cantidad de tiempo en un telescopio tan demandado, pero es que el Hubble era el mejor del mundo para este tipo de estudios. Si hubiera una atmósfera de Vapor de Agua sería capaz de detectarla.

¡Y siguió sin detectarse nada! ¡El espectro nuevamente salía plano! 


Este es el mejor espectro nunca realizado de GJ 1214 b. Arriba, la atmósfera de Hidrógeno (Solar) no coincide con los datos observados. Abajo, se hace zoom para mostrar los resultados con mayor precisión y la línea azul (un mundo e agua 100% H2O) tampoco parece coincidir con los datos. (Fuente: Kreidberg, 2014) 

El propio Kreidberg en su publicación de 2014 aportó la explicación a este problema. Podrían ser nubes altas especialmente opacas, quizá como ocurre en Titán, quizá nubes de KCl o ZnS que esconderían la verdadera naturaleza de la atmósfera GJ 1214 b. 

Quien sabe, quizá con el JWST sí llegue a verse algo. ¡Estemos atentos para entonces! 

Las nubes altas impedirían analizar la atmósfera del planeta por ahora. Imagen de G. Bacon (Fuente: Telescopio Espacial Hubble)


Para profundizar podéis leer el magnífico post en Exoclimes del profesor Frédéric Pont de la Universidad de Exeter. 

2009. David Charbonneau anuncia el descubrimiento de un planeta apasionante. 

2009. Roger y Seager analizan teóricamente las posibles atmósferas del planeta. http://arxiv.org/abs/0912.3243 

2010. Eliza Miller-Ricci analiza las posibilidades y técnicas de observación del planeta. 

2010. Bean publica los primeros datos de la atmósfera observándola con el VLT. 

2011. Désert y Bean observan el planeta con el telescopio espacial Spitzer. 

2011. Croll muestra una marca propia de una atmósfera de hidrógeno en la banda Ks. http://arxiv.org/abs/1104.0011 

2011 Crossfield tampoco obtiene resultados. 

2011 Bean y Désert vuelven a obtener datos del planeta. 

2013 Narita utiliza el telescopio Subaru para estudiar la supertierra en distintas bandas. http://arxiv.org/abs/1305.6985

2014 Laura Kreidberg estudia el planeta con el Hubble. 

2015. Benjamin Charnay estudia posibles modelos que expliquen las nubes altas. http://arxiv.org/abs/1510.01706

viernes, 17 de junio de 2016

Mundos Océano y el planeta potencialmente habitable Kepler-62 f.

Me gusta la novela “Solaris” de Stanislaw Lem. Es un relato sorprendente sobre la vida, la inteligencia y los límites de la comunicación. La trama se desarrolla en una estación espacial que orbita en torno a Solaris, un planeta extraordinario, cubierto casi por completo por un océano enigmático y misterioso.

 “(...) en el seno del equipo científico se produjo una escisión entre dos grupos enfrentados. El objeto de la discordia era el océano que cubría el planeta. Basándose en los análisis, el inmenso mar fue considerado por consenso una formación orgánica (en aquel entonces nadie se atrevía a llamarlo «viviente»). Pero, mientras los biólogos lo concebían como una formación primitiva —una especie de sincitio gigantesco, una célula líquida de tamaño monstruoso (la denominaron «formación prebiológica») que había cubierto el globo entero con un abrigo gelatinoso, cuya profundidad alcanzaba en ocasiones varios kilómetros—, los astrónomos y los físicos consideraron que debía de tratarse de una estructura altamente organizada que, quizás, superaba, en cuanto a complejidad a los organismos terrestres a la hora de poder influir de manera activa en la formación de la órbita planetaria.” 

La novela, aunque escrita en 1961, es muy actual, describiendo razonablemente bien un planeta con un océano que es un ser vivo inteligente. Los estudios científicos actuales son menos atrevidos. No podemos afirmarlo rotundamente, claro, pero teóricamente podrían ser muy abundantes los planetas cubiertos globalmente por océanos inmensos en los que, si se dan las condiciones adecuadas, se podrían albergar muchos de los organismos que habitan los mares de la Tierra. 

Así podría ser un Mundo Océano habitable (Fuente: Wikipedia)

Léger y Kuchner en sendos estudios independientes de 2003 fueron quienes plantearon este nuevo tipo de planeta inexistente en el Sistema Solar: una supertierra cubierta por un océano global gigantesco. 

En aquellos sistemas planetarios (como el nuestro) en los que el ratio C/O no es elevado (es decir, predomina el oxígeno y el agua sobre el carbono y el metano), durante el proceso de formación del sistema planetario se produce una elevada concentración de hielos en la llamada “Línea de la Nieve”, que es donde el agua se congela en el vacío. Es decir, por dentro de esta línea, el agua en el vacío está en forma de vapor, por fuera está en forma de hielo. Conforme los vapores del interior son expulsados por el viento solar, y van llegando a la Línea de la Nieve, se van congelando formando unas enormes acumulaciones de masa que suelen servir de núcleo para la formación de planetas. Cerca de esta línea es donde se considera que se forman los gigantes gaseosos. 

Como consecuencia de esto, en nuestro Sistema Solar interno los cuerpos suelen ser secos, densos, ricos en metales y en silicatos. Por el contrario, en el Sistema Solar externo abundan los cuerpos con volátiles compuestos por hielo de agua y también hielos de dióxido de carbono, de amoniaco,... tal como se observa en los cometas. 

Imagen de un Mundo Océano (Fuente: Wikipedia)


Ahora imaginemos que en esta Línea de la Nieve se formase una supertierra (pongamos entre 1 y 8 M⊕) y que, aunque es un planeta bastante grande, no llega a convertirse en un gigante de gas y hielo como Neptuno, sino que sólo consigue atrapar una cantidad reducida de hidrógeno y helio. 

Pues bien: ¿Qué pasaría si por una de esas migraciones planetarias esta supertierra rebosante de todo tipo de hielos se trasladase a la Zona Habitable del sistema planetario? 

1- La atmósfera perdería los pocos gases de hidrógeno y helio que tuviera. 

2- La atmósfera se enriquecería con gases de dióxido de carbono, nitrógeno (del amoniaco) y, sobre todo, vapor de agua proporcionados por los hielos. 

3- Por supuesto, la corteza de hielo se fundiría, cubriéndose con un océano planetario, un inmenso mar de agua de muchos kilómetros de profundidad. 

4- A menudo, en el fondo de este mar habría hielo de agua, porque el hielo bajo ciertas condiciones de presión y temperatura entra en una fase sólida. 

¿Qué esconderán las profundidades de esos mares? ¿Lo sabremos algún día? 

Cuando en 2013 Bill Borucki, el padre del telescopio Kepler, convocó una conferencia de prensa para anunciar el descubrimiento de nuevos planetas potencialmente habitables todo el mundo contuvo la respiración. Había motivos fundados para ello. Este telescopio estaba llamado a revolucionar la Astronomía y el planeta potencialmente habitable Kepler-22 b de 2011 ya había sido de lo más interesante. 

No defraudó. El anuncio del hallazgo del sistema planetario Kepler-62 fue espectacular, con 5 planetas, todos ellos de menos de 2 R⊕, entre los que sobresalían Kepler-62 e y f, con 1,6 y 1,4 R⊕, respectivamente, ambos en la Zona Habitable. Actualmente (2016) Kepler-62 f sigue siendo uno de los planetas potencialmente habitables más prometedores

Kepler-62 aunque más pequeña que el Sol es bastante grande, una estrella del tipo K2V. (Fuente: Wikipedia)

Enseguida Lisa Kaltenegger y Dimitar Sasselov se apresuraron a mostrar un hecho sorprendente: Kepler-62 e y f podían ser perfectamente Mundos Océanos en la Zona Habitable de la estrella. Era la primera vez que se encontraban planetas que podían encajar en el concepto teórico soñado por Léger y Kuchner. 

Esta representación artística bien podría ser parecida al verdadero planeta Kepler-62 f (Fuente: NASA/JPL)

Por desgracia, el sistema está muy lejos (1.200 años luz) y no puede ser estudiado por el método de las velocidades radiales. No podemos conocer sus masas ni sus densidades, por tanto. 

Y para finalizar una reflexión: cuando se analiza la habitabilidad de un planeta se busca la vida tal como la conocemos. A menudo, un planeta con más 1,5 R⊕ es considerado menos terrestre y, por tanto, con menos posibilidades de habitabilidad. Pero un mundo de más de 1,5 R⊕ puede ser muchas cosas, entre ellas un mundo océano, quizá rebosando de vida. El problema de fondo es que buscamos algo (la vida) que esencialmente desconocemos. 

Esta entrada pertenece a la serie de entradas sobre “Ecosistemas de la Galaxia”. Otras entradas de la serie: 

2003. Kuchner muestra las posibilidades de un planeta rico en volátiles en la Zona Habitable. http://arxiv.org/abs/astro-ph/0303186 

2003. Léger acuña la expresión “Planetas Océano”. Recomiendo su lectura. 

2007. Selsis publica un interesante estudio sobre Mundos Océano Calientes, que están por dentro de la Zona Habitable. En estos ya no hay división entre la atmósfera y el mar, entre gas y líquido, el agua está en un estado supercrítico. 

2010. Fu publica un estudio sobre la dinámica del interior de un Mundo Océano. http://arxiv.org/abs/1001.2890 

2013. Borucki anuncia el descubrimiento del sistema Kepler-62. 

2013. Enseguida Lisa Kaltenegger y Dimitar¿ Sasselov mostraron que en el sistema Kepler-62 había dos planetas (e y f) con posibilidades de ser Mundos Océano en la Zona Habitable.
http://arxiv.org/abs/1304.5058


domingo, 12 de junio de 2016

55 Cancri e y otros planetas infernales.

Hoy escribimos sobre el Infierno. 

Cuando en 1979 la sonda Voyager llegó a IO, esa luna de Júpiter llena de azufre, todos pensamos que era imposible que pudiéramos llegar a conocer un planeta más infernal… Sin embargo, la ciencia de Exoplanetas evoluciona a un ritmo trepidante y ya lo conocemos.

El estudio de los exoplanetas terrestres no es fácil. Os aseguro que exageran los que  comentan que se ha descubierto una atmósfera habitable en algún exoplaneta. Los exoplanetas terrestres mejor conocidos son los que producen tránsitos muy muy cerca de sus estrellas y están abrasados por su calor. Sólo ahora empezamos con TRAPPIST-1 a estudiar los planetas terrestres que están en una zona más o menos templada.

Así podría ser Kepler-10 b. (Fuente: Ron Miller. NASA)


La historia empezó con los primeros resultados de los telescopios espaciales Corot y Kepler. En 2009 Léger anunció el descubrimiento de Corot-7b por el método del tránsito, una supertierra cuyo radio es 1.58 R⊕ tan cercana a su estrella que su temperatura debía ser de miles de grados. La medición de la masa por el método de la velocidad radial fue difícil de obtener pero, aunque imprecisa, implicaba una densidad claramente rocosa. Era la primera vez que se obtenía la densidad de un exoplaneta terrestre.

Recreación artísitica de Corot-7 b (Fuente Wikipedia)










Algo después, en 2011, el propio Léger teorizó sobre un nuevo tipo de planeta, los "planetas de océanos de lava": supertierras rocosas, con una atmósfera tenue, muy cercanas a sus estrellas y a varios miles de grados en el lado diurno, la cara que siempre muestran a su estrella. Al parecer, en estos planetas la corteza terrestre podría llegar a fundirse en un mar de lava…

También en el año 2011 Natalie Batalha detectó Kepler-10b, un planeta algo más pequeño (1,4 R⊕) y con una densidad claramente terrestre (1,05 la densidad de la Tierra). Enseguida Rouan mostró que también podía ser un "planeta de océanos de lava".

Sin duda la supertierra infernal mejor estudiada es 55 Cancri e. Había sido descubierta por velocidades radiales ya en 2004, pero por su masa de más de 8 M⊕ se pensaba que era un minineptuno. Sólo en 2011 cuando se anunciaron sus tránsitos (Winn et al.) detectados por MOST, un sencillo telescopio en órbita de reducidísimo presupuesto, se comprendió que tenía una naturaleza rocosa por su radio de 2 R⊕.
55 Cancri e esta a solo 40 años luz orbitando en torno a una estrella visible a simple vista (Fuente: Wikipedia)
En 2012 el elevado contenido en carbono de la estrella 55 Cancri llevó a Madhusudhan a especular sobre la posibilidad de que 55 Cancri e fuera un “Planeta de Carbono” en el que gran parte de su interior pudiera estar compuesto por carbono. En el planeta deberían abundar diamantes gigantescos.

En 2012 Demory y Gillon usando el telescopio Spitzer realizaron la detección de la emisión térmica de 55 Cancri e. En 2015 se detectaron además enormes variaciones en la temperatura de la superficie que se atribuyen a violentísimas erupciones volcánicas.
El brillo de 55 Cancri e varía con el tiempo. Puede ser debido a erupciones volcánicas (Fuente: NASA/JPL. R. Hurt)


55 Cancri e orbita en 0,75 días en torno a su estrella. La temperatura, aunque variable, suele superar los 2.000°K. Pues bien, parece ser que a pesar de todo ¡ha conseguido retener algo de su atmósfera!. Utilizando el HST Tsiaras mostró en 2015 líneas de absorción propias del hidrógeno y el helio, con vestigios de lo que parecía ser HCN. Es la primera vez que se detecta la atmósfera de un planeta terrestre fuera del Sistema Solar.

Hay más planetas infernales. El español Roberto Sanchís Ojeda ha estudiado detenidamente el planeta Kepler-78 b, llamado el “Planeta Infierno”, con un período orbital extremadamente corto, de apenas 8,5 horas. Con un diámetro solo un 20% mayor que la Tierra y una temperatura superficial estimada entre 2.300°K y 3100°K, es también un “planeta de océanos de lava”.

Cuando el JWST entre en órbita seremos capaces de conocer mucho mejor estos planetas infernales. ¡Estemos atentos!



2009 Léger anuncia la detección del planeta Corot-7 b.

2011 Batalha anuncia el descubrimiento de  Kepler-10 b.

2011 Léger y sus “planetas con océanos de lava”.

2011. Winn anuncia los tránsitos de 55 Cancri e, una estrella que puede verse a simple vista.

2011. Rouan muestra que Kepler-10 b también es un planeta con océanos de lava.

2012. Madhusudhan y su propuesta sobre los planetas de carbono.

2012. Demory detecta la emisión térmica con Spitzer. ¡Era la primera vez que se detectaba luz de un planeta rocoso en otra estrella!

2013. Sanchís Ojeda anuncia su planeta infernal: Kepler-78 b.

2015. Demory detecta la viabilidad en la emisión térmica del planeta.

2015. ¡Tsiaras detecta por primera vez una atmósfera en un planeta terrestre de otra estrella!

2016. Se muestran las enormes diferencias de temperatura entre la noche y el día.
http://arxiv.org/abs/1604.05725

viernes, 10 de junio de 2016

TRAPPIST-1 y la Atmósfera de sus Planetas.

Los únicos cuerpos terrestres con una atmósfera mínimamente densa y que conozcamos bien están en el Sistema Solar. Dos de ellos (Marte y Venus) están dominados por el CO2, los otros dos (Tierra y Titán) son ricos en N2 y tienen una química orgánica compleja. Es posible que tan solo en unos años esta situación cambie y pasemos a conocer muchos más.

Ya habíamos adelantado que el sistema planetario de TRAPPIST-1 iba a ser objeto de estudios adicionales. Esto es algo que en general no puede decirse de los candidatos a planeta habitable proporcionados por el telescopio Kepler, demasiado lejanos y poco brillantes. Sin embargo, con los planetas terrestres templados de TRAPPIST-1, aunque es muy difícil, parece posible un estudio de sus atmósferas.

Se inicia el estudio de la atmósfera de estos planetas (Fuente: ESO/M. Kornmesser)



Lo recordamos, son tres planetas: TRAPPIST-1 b, c y d con radios similares a los de la Tierra (1,11, 1,05 y 1,16 R, respectivamente) que reciben una insolación elevada para TRAPPIST-1 b (más de 4 veces la de la Tierra) y similar a la de Venus para TRAPPIST-1 c. Finalmente, para TRAPPIST-1 d no se ha medido muy bien aunque parece ser más frío que la Tierra.

Fuente: Wikipedia.

Llega así el primer paper sobre la atmósfera de los planetas TRAPPIST-1 b y c. El planeta TRAPPIST-1 d (o e), cuya habitabilidad es un tema de debate, no ha sido incluido en el análisis por las dificultades que entraña.

El Telescopio Espacial Hubble, el mejor telescopio del mundo para este tipo de estudios, ha sido enfocado hacia la estrella. Se ha aprovechado además una situación favorable, en la que ambos planetas pasaban conjuntamente por delante de la estrella.

Algunas de las atmósferas que teóricamente podrían tener estos planetas TRAPPIST-1 b y c son las siguientes:

Mini-Neptuno. Atmósfera rica en Hidrógeno sin nubes. De todos los tipos de atmósfera es la más fácil de detectar. Pues bien, los resultados muestran con bastante fiabilidad que estos planetas no tienen una atmósfera rica en Hidrógeno.

Descartado.

Mini-Neptuno. Atmósfera rica en Hidrógeno con nubes. Es como la anterior pero la existencia de nubes altas impide obtener un espectro con detalles observables. No puede ser descartada con el estudio, sin embargo, por la irradiación que los planetas están recibiendo de su estrella, este tipo de atmósfera (a diferencia de otros planetas, como GJ 1214 b o GJ 436 b) se considera poco probable.

Improbable.

Un Mundo de Halley Caliente. Atmósfera rica en Vapor de Agua y otros componentes volátiles (como los del cometa Halley), sin nubes. Estos planetas serían muy ricos en agua y mantendrían vapor de agua en abundancia en la atmósfera. No puede descartarse con los datos actuales, sin embargo la precisión necesaria para estos estudios está a nuestro alcance.

Puede ser.

Venus. Atmósfera dominada por el CO2, con nubes altas y un efecto invernadero descontrolado abrasador. No puede descartarse, son necesarios más y mejores datos.

Puede ser.

Y muchos otros planetamientos, atmósferas dominadas por el Nitrógeno (como la nuestra), ricas en Oxígeno, o directamente sin atmósfera, algo así como un SuperMercurio. No pueden descartarse con los datos actuales.

Puede ser.

Es muy excitante, ya podemos decir que probablemente estos pequeños planetas, de un diámetro similar a la Tierra, no tienen una atmósfera gaseosa. Estamos a punto de conocer la atmósfera de planetas de tamaño terrestre de otro sistema planetario. Los resultados son muy interesantes pero queremos más, hay que seguir estudiando estos planetas y recolectando datos. Ya queda menos para la entrada en órbita del JWST…

El estudio de Julien de Wit. Se ha medido la profundidad del tránsito en 11 puntos. Estos son comparados con la distribución de los modelos teóricos. La curva más clara es la que se esperaría sin fueran ricos en hidrógeno y no hubiera nubes. Este modelo ha sido descartado. 















Esta entrada pertenece a la serie de entradas sobre “La vida en las estrellas”. Otras entradas de la serie son:

El anuncio del descubrimiento de los planetas.

El primer estudio de las atmósferas de los planetas.

Un interesante estudio en el que se comentan diferentes tipos de climas que pueden darse en estos planetas:


domingo, 5 de junio de 2016

El Intrigante Planeta Potencialmente Habitable K2-3 d.

Representación artística de K2-3 d. (Fuente: NASA)
Cuando el telescopio espacial Kepler perdió una de las tres ruedas que le quedaban todo el mundo temió lo peor. Estas ruedas se utilizaban para posicionar el instrumento de forma estable sobre una región del cielo. El fallo hacía incontrolable el telescopio, quedando como una navío sin timón. Parecía que el fin de este magnífico telescopio estaba cerca.

No fue así.

Por el contrario, el proyecto consiguió resurgir de sus cenizas y reinventarse. La idea fue utilizar la presión de la radiación solar (el propio Sol) para ayudar a las dos ruedas de reacción a controlar el telescopio. Cada 80 días, más o menos, el telescopio cambiaría su campo de visión.

La estabilización del telescopio Kepler utilizando el viento solar. (Fuente: NASA)


No fue un trabajo fácil. Cuando se comenzaron a analizar los primeros datos se observó una reducción sustancial en la precisión de las mediciones. Afortunadamente, en 2014 Andrew Vanderburg  publicó un artículo mostrando una técnica informática de tratamiento de los datos que corregía drásticamente la distorsión.

La corrección de los datos de Vanderburg (Fuente: http://arxiv.org/abs/1408.3853)
El proyecto se rebautizó K2 y fue un éxito. Actualmente hay más de 400 candidatos con casi 50 planetas confirmados. Son además planetas de gran calidad, más cercanos y brillantes que los del proyecto Kepler anterior y, por tanto, algunos de ellos podrán ser objeto de estudios más detallados. De esta manera, se ha conseguido no solo salvar el telescopio sino además utilizarlo para detectar planetas muy interesantes, que quizá puedan ser estudiados para caracterizar su atmósfera.

De todos los sistemas detectados sin duda el más interesante es K2-3 (EPIC 201367065). Validado en febrero de 2015 por Ian Crossfield, el sistema está compuesto por tres planetas: K2-3 b de más de 2 R⊕, demasiado cálido y demasiado grande; K2-3 c, con 1,6 R⊕; y el más interesante, K2-3 d, con 1,5 R⊕, quizá suficientemente pequeño para no ser gaseoso, quizá no demasiado cálido con 1,5 veces la insolación de la Tierra, podríamos decir que reside en la Zona Habitable de la estrella si somos un poco optimistas. Es verdad, existen planetas cuya habitabilidad es más prometedora, pero éste podrá ser estudiado por el JWST cuando entre en órbita aunque no será un trabajo fácil, ni mucho menos.

Una representación artística del Sistema K2-3. (Fuente: NASA)


Como sabemos, el método del tránsito do telescopio Kepler sólo nos permite conocer el radio de los planetas. Para conocer la masa (¡ y la densidad!) es necesario observar las velocidades radiales. En septiembre de 2015, Almenara presentó las primeras mediciones de masas gracias al Observatorio HARPS.  K2-3 b tenía una masa de más de 8 M⊕ y una densidad cercana a 4 g/cm3, claramente rocosa. Más imprecisa era la masa de los dos otros planeta. K2-3 c parecía más pequeño, de algo más de 2 M⊕ y una densidad de 1,8 g/cm3 que no era enteramente propia de un planeta rocoso. Finalmente, para K2-3 d el estudio arrojaba una masa de más de 11 M⊕, que implicaba una densidad enorme, de más de 17 g/cm3, a todas luces imprecisa.

El K2-3 comparado con otros sistemas descubiertos por Kepler. (Fuente: http://arxiv.org/abs/1511.09213)


En marzo, con el comienzo de 2016, llegaron los esperados resultados de Beichman con el telescopio espacial infrarrojo Spitzer. Se refinaban los cálculos de las órbitas y los radios de los planetas. Además, aparecían TTV (Transit Timing Variations) en K2-3 b, resultado de la influencia de los otros planetas en su órbita, arrojando dudas sobre sus masas y la circularidad de sus órbitas. 

Finalmente, un reciente estudio de Fei Dai de Mayo de 2016, con más mediciones de velocidad radial mostraba un resultado similar al de Almenara (2015) para K2-3 b, con 8,1 M⊕. Según ellos, los datos  de densidad de 4 g/cm3 sugieren la presencia de agua en este planeta demasiado cálido para albergar vida. El JWST tendrá que confirmarlo cuando analice su atmósfera. Para K2-3 c y d los datos eran mucho más imprecisos.

Estemos atentos. Se acercan años emocionantes.

2014. Steve B. Howell presenta las nuevas posibilidades del renacido proyecto Kepler: K-2.

2014. Andrew Vanderburg muestra cómo seguir consiguiendo una precisión aceptable con los nuevos datos de Kepler.

2015. Ian Crossfiled anuncia del hallazgo de K2-3 b, c y d.

2015. La medición de las masas por Almenara utilizando HARPS.

2015. Andrew Vanderburg muestra los resultados del primer año del K-2, con 238 candidatos.

2015. Evan Sinukoff confirma y  refina los resultados obtenidos por Crossfield.

2016. Los resultados de Beichman con el telescopio espacial Spitzer. Incluye simulaciones sobre las posibilidades de detección con JWST.

2016. El estudio de Fei Dai.