domingo, 22 de octubre de 2017

SPECULOOS. A la búsqueda de sistemas similares a TRAPPIST-1.

La forma más fácil de estudiar la atmósfera de los planetas en la Zona Habitable pasa por el estudio de las estrellas ultrafrías. Este tipo de estrellas son realmente muy frías (Te< 2.700 K), de muy baja masa, casi en el límite de lo que es una estrella, ya que solo las enanas marrones son ya más pequeñas, y eso ya no son estrellas.

El telescopio TRAPPIST-Sur, el descubridor de TRAPPIST-1 (Fuente: E. Jehin)

Pues bien, estas estrellas ultrafrías son tan pequeñas que cuando pasa un planeta terrestre entre ellas y la Tierra se produce lo que se denomina un tránsito, tan pronunciado, que es detectable desde los observatorios terrestres, porque la relación entre el radio de un planeta terrestre y el radio de la estrella es suficientemente grande.

Por tener una idea, un tránsito de la Tierra haría que la luz observada del Sol se redujera en algo así como 80 ppm (80 partes por millón), que no es mucho que digamos, aunque algunos telescopios como Kepler pueden detectarlo. Si la Tierra orbitase alrededor de una enana ultrafría el tránsito tendría una profundidad mucho mayor. Según Gillon el tránsito de TRAPPIST-1 e tiene 5.190 ppm, es decir, un 0, 519 %, y esto es algo mucho más fácil de detectar.

Simulaciones de tránsitos de planetas del tamaño de la tierra en la zona Habitable de estrellas enanas rojas. La más pequeña (M9) es la que tiene el tránsito más acusado (Fuente: M. Gillon, 2017)


Claro. Estos tránsitos tan profundos pueden ser objeto de estudios adicionales, más complejos, que permitan estudiar la composición química de la atmósfera del planeta y la búsqueda de posible biosignaturas… con el JWST, el telescopio espacial James Webb.

Las estrellas ultrafrías son un grupo bastante desconocido formado por las enanas rojas más frías (

M7 y posteriores), incluyendo a TRAPPIST-1, que es una M8. Junto con las enanas marrones (L, T e Y) constituyen el grupo de las enanas ultrafrías, y son objetos que brillan mayoritariamente en el infrarrojo cercano y medio.

Es por ello que un observatorio que estudiase tránsitos en el infrarrojo sería muy interesante, y es que quizá uno de estos observatorios detecte alguno de los primeros planetas en los que se encuentren las primeras biosignaturas…

TRAPPIST-1 es una de las 50 enanas ultrafrías más brillantes del sur, junto a 20 estrellas M6 (como Proxima) que el observatorio TRAPPIST-Sur estudió. Pero (y esto es algo impresionante) TRAPPIST es simplemente un humilde prototipo, un estudio de viabilidad de un proyecto mucho más ambicioso: el proyecto SPECULOOS.

El prototipo TRAPPIST-Sur (Transiting Planets and Planetesimals Small Telescope) comenzó a trabajar en 2011 con un telescopio de 60 cm. instalado en 2010 en el observatorio de La Silla en Chile. El telescopio está altamente robotizado y es operado en remoto desde la Universidad en Lieja (en Bélgica), a la que pertenece Michaël Gillon.


El domo de TRAPPIST-Sur. (Fuente: E. Jehin)


Ubicación de TRAPPIST-Sur en el Observatorio de la ESO en La Silla (Chile). Apenas puede verse dentro del círculo. (Fuente: Univ. de Lieja)

En 2016 se instaló un telescopio gemelo en Marruecos. El Observatorio Oukaïmden en las montañas del Atlas aloja al telescopio TRAPPIST-Norte, que es operado en colaboración con la Universidad Cadi Ayyad de Marrakech.i

TRAPPIST-Norte es el gemelo de TRAPPIST-Sur ubicado en los montes del Atlas en Marruecos. (Fuente: Univ. de Lieja)

SPECULOOS (Search for habitable Planets EClipsing ULtra-cOOl Stars) consistirá en cuatro telescopios (Io, Europa, Ganímedes y Calisto) de 1 m. en el Observatorio Paranal en Chile especialmente sensibles en el infrarrojo. Se espera que en 2018 empiece a analizar muchos cientos de enanas ultrafrías: 500 objetivos serán revisados por los cuatro telescopios durante cinco años.

Descripción de los 4 telescopios de SPECULOOS. (Fuente: M. Gillon)

SPECULOOS-Sur en Monte Paranal. Pueden observarse los dos telescopios que ya están instalados. (Fuente: Universidad de Lieja)

Instalación del primer telescopio de 1 metro (Europa) (Fuente: Universidad de Lieja)


El segundo telescopio (Io) ha sido instalado recientemente (Fuente: Universidad de Lieja)

Por supuesto, hay en proyecto otros telescopios similares para el hemisferio norte. Parece seguro en 2018 un telescopio de 1 m. en San Pedro Mártir, en México, en colaboración con la Universidad de Berna y otro más en la misma ubicación o quizá las Canarias en coloración con el MIT.

Dos telescopios de SPECULOOS-Norte parece que ya tienen presupuesto. (Fuente: M. Gillon)
Si estudiando 50 enanas ultrafrías con el prototipo TRAPPIST-Sur ya tenemos un sistema tan milagroso como TRAPPIST-1, ¿qué pasará cuando los telescopios SPECULOOS hayan analizando cientos o miles?

Es emocionante. Estemos atentos.


2016. El anuncio del hallazgo de 3 planetas en TRAPPIST-1.

2017. Gillon anuncia 3 planetas adicionales más indicios sobre otro.

2017. Descripción del proyecto SPECULOOS.

Página web de la Universidad de Lieja sobre TRAPPIST-1.

Una conferencia de la Universidad de Lieja sobre SPECULOOS.

Nota de la ESO sobre SPECULOOS.

Noticia sobre la llegada durante el verano de Io al Observatorio SPECULOOS, que se une a Europa, instalado a principios del año. Faltan todavía dos telescopios más: Calisto y Ganímedes.






domingo, 15 de octubre de 2017

Difusores. Detectando planetas terrestres desde la Tierra.

Kepler es uno de los telescopios espaciales más exitosos que nunca se han puesto en órbita, con varios miles de exoplanetas descubiertos, algunos además enormemente interesantes. Una de las pocas críticas que se le pueden hacer a tan magnífico telescopio es que, a menudo, los exoplanetas descubiertos son demasiado lejanos, y no es fácil realizar realizar estudios adicionales de los  más   interesantes. El K2, la segunda misión del Kepler, ha paliado en cierta medida esta debilidad, identificando algunos planetas cercanos.

Lo cierto es que las estrellas con tránsitos más interesantes son las detectadas desde observatorios terrestres: TRAPPIST-1, LHS 1140, GJ 1132, GJ 1214,.. Y es que son estrellas cercanas y muy pequeñas y los tránsitos que se producen son, por tanto, detectables desde la Tierra.

La técnica del tránsito ha permitido detectar muchos planetas terrestres. (Fuente: ESO)


Claro. Cualquier mejora que se realice en los detectores de tránsitos en la Tierra puede ser de la mayor importancia.

El futuro del método del tránsito en el espacio está bien servido, con telescopios en el espacio que prometen grandes resultados. Me refiero, claro está, a TESS, CHEOPS (ambos previstos para 2018, si no hay retrasos) y PLATO, ya en la década del 2020. Pero sería realmente útil que una mejora de la precisión de los observatorios en la Tierra permitiera detectar tránsitos de planetas terrrestres en estrellas del tipo solar.

Los observatorios que desde la Tierra intentan detectar planetas por el método del tránsito se enfrentan a dificultades adicionales a las que afectan a los detectores en el espacio. No es un tema fácil:

  • La Gravedad. Sobre todo ocurre en los telescopios más grandes que las estructuras y los espejos se deforman. Así es muy difícil apuntar el telescopio de forma estable por un periodo de tiempo.
  • La Atmósfera, que deforma la Point Spread Function (PFS), es decir, la forma del punto de luz de la estrella, de tal manera que parece que hay variaciones de luz que no son reales. Hay muchas fuentes de ruido: centelleo, fluctuaciones en la transparencia de la atmósfera, variaciones en las condiciones de observación (seeing), ruido de fondo,...
Se puede ver el punto de luz de la estrella (centro). A veces se desenfoca un poco el telescopio para mejorar la fotometría (izquierda) apareciendo la mancha en forma de "donut". Pero una técnica más fina parece ser la utilización de un difusor, distribuyendo la luz de la estrella de forma uniforme. (Fuente: Stefansson, 2017)

Para superar estos problemas se han desarrollado diversas técnicas. La más extendida pasa por que el punto de luz de la estrella se convierta en (por decirlo de alguna manera) un “punto gordo”. De esta manera, la luz de la estrella se distribuye por muchos más detectores de la CCD y se mejora la fotometría.

Cuando toda la luz está concentrada en unos pocos detectores es peor porque los pocos detectores que reciben la luz se saturan, y se vuelven insensibles a las variaciones de luz. Es por ello que quizá la técnica más utilizada es (y esto es sorprendente) desenfocar el telescopio (!!!) Entre otros Southworth et al. en 2009 obtuvo 434 y 385 ppm/minuto con esta técnica.

Otra técnica menos usada es aplicar filtros para seleccionar una estrecha banda del espectro de frecuencias. Se evitan de esta manera variaciones en las líneas asociadas a la absorciones telúricas, variaciones asociadas a cambios en la humedad de la atmósfera y otros efectos. Colón et al. (2012) alcanzó la precisión de 455 ppm/minuto con esta técnica.

Además de la utilización de técnicas altamente sofisticadas, como la utilización de CCDs de transferencia ortogonal (Johnson, 2009, 529 ppm/minuto).

Por supuesto, lo de desenfocar el telescopio para ganar precisión es algo “a priori”, que a veces aporta más problemas que soluciones, como astigmatismo o problemas adicionales en el apuntamiento a la estrella.

Para ello se han desarrollado los DIFUSORES, una técnica sencilla, barata y altamente efectiva. El difusor no es sino un elemento óptico que dispersa la luz de la estrella, que pasa de ser un punto de luz a un área de luz. Algo así como mirar la estrella a través de un cristal con vaho. Los más adecuados son los que dispersan la luz de forma uniforme (tophat) de tal forma que todos los detectores reciben la misma cantidad de luz. En el reciente artículo de Gudmundur Stefansson se muestran los magníficos resultados de un difusor, con una precisión de 300 ppm/minuto en la estrella 16 Cygni, o 62 ppm cada 30 minutos.

Las mejores fotometrías obtenidas en el visible. (Fuente: Stefansson et al., 2017)

Y eso está muy bien, porque para detectar el tránsito de la Tierra en el Sol se necesita bajar de 80 ppm.

Finalizando, hay que recordar el misterioso tránsito que Demory detectó en 2015 de una profundidad de unos 90 ppm (partes por millón) y que podría ser un planeta terrestre en Alfa Centauri B. Esto debería estudiarse..

El misterioso tránsito de Alfa Centauri B podría deberse a un planeta terrestre. (Fuente: Demory, 2015)


Estemos atentos.



2008. John A. Johnson et al. consiguen resultados muy buenos con la sofisticada técnica de CCD con transferencia ortogonal analizando el planeta WASP-10 b, consiguiendo 470 ppm por 1,3 minutos.

2010. Colón et al. consiguen una fotometría muy precisa en sus estudios de HD80606 b aplicando filtros a luz de la estrella.

2012. Tregloand-Reed y Southworth consiguen una fotometría de 258 y 211 ppm para las cadencias de 170 y 200 segundos respectivamente desenfocando el telescopio NTT.

2015. El misterioso tránsito de Demory en Alfa Centauri B. No se sabe si es la señal de un planeta.

2017. El interesante artículo de Gudmundur Stefansson et al. sobre la utilización de difusores tophat. 62 ppm por 30 minutos.
















sábado, 23 de septiembre de 2017

La cambiante edad de la estrella TRAPPIST-1.

TRAPPIST-1 es una enana roja ultrafría a una distancia de unos 40 años luz. En ella, como sabemos, se han identificado 7 planetas extraordinarios, algunos de los cuales podrían encontrarse en la Zona de Habitabilidad de la estrella. Uno de los parámetros útiles para comprender la evolución del sistema, y hasta ahora no del todo conocido, es la edad del sistema planetario.

La estrella TRAPPIST-1 vista desde uno de sus planetas. (Fuente: ESO. Crédito: M. Bartmann)

Medir la edad de un estrella tan pequeña y fría como TRAPPIST-1 no es asunto fácil. Por un lado, los procesos analizados para medir la edad evolucionan de forma no del todo comprendida, porque estas estrellas ultrafrías no han sido muy estudiadas.

Las técnicas estándar de datación estelar, como la girocronología, la abundancia de litio, la disminución de la actividad estelar y, otras, como la cinemática de la estrella, presentan  dificultades adicionales en las estrellas ultrafrías:

La Girocronología estima la edad de un estrella a partir de la velocidad de rotación de la estrella. Es conocido que, a medida que la estrella envejece, rota más lentamente al interaccionar su campo magnético con el viento formado de partículas que escapan de la estrella. El bajo nivel de temperatura de las estrellas ultrafrías produce un reducido nivel de ionización que implica un frenado más lento de la rotación de la estrella.

Actividad Estelar. Las estrellas jóvenes suelen ser más activas porque rotan más rápidamente y alimentan un campo magnético más intenso. Con el tiempo la rotación y la actividad estelar suelen reducirse, pero no es un proceso nada sencillo de entender.

La Abundancia de Litio es otra técnica muy habitual, basada en el hecho de que las estrellas pierden el litio a medida que envejecen. A diferencia de lo que ocurre en las estrellas más grandes, este proceso es mucho rápido en las estrellas ultrafrías y no resulta práctico salvo para las más jóvenes. De cualquier forma, el hecho de que TRAPPIST-1 haya perdido su litio nos proporciona indicaciones sobre que TRAPPIST-1 no debe ser una estrella extremadamente joven.

El Análisis del Espectro también es una técnica muy utilizada que se fundamenta en el hecho de que las estrellas más jóvenes son poco densas y no tienen una gravedad muy intensa en la superficie, afectando a las líneas espectrales.

Cinemática. La velocidades de una estrella (en cada uno de sus componentes) pueden ayudarnos a conocer la evolución de la estrella y medir su edad. Las estrellas que sean “de halo” son muy antiguas; las estrellas “de disco grueso” del plano de la Vía Láctea suelen ser menos viejas; las más jóvenes suelen ser las “de disco delgado”, ya que en esta zona es en la que suelen nacer las estrellas. TRAPPIST-1 parece ser una estrella de disco delgado que inicia su transición hacia el disco grueso.

Comparativa entre la pequeña estrella TRAPPIST-1, el Sol y Júpiter (Fuente: ESO. Crédito: O. Furtak)

Cuando Michael Gillon anunció el descubrimiento de los 7 planetas en 2017 las últimas dataciones disponibles eran las de Filippazzo de 2015. En el artículo de Filippazzo et al. se estudiaron diversas aspectos de una larga serie de enanas ultrafrías (TRAPPIST-1 aparece designada como 2306-0502), en la que nuestra estrella recibía una edad estimada entre 500 y 10.000 millones de años, que no es que estuviera muy restringida.

Cuando los científicos eran preguntados respondían que como mínimo tenía 500 millones de años, porque por ejemplo, no mostraba señales de litio en el espectro. Por desgracia, mucha gente lo interpretó como que la estrella tenía unos 500 millones de años.

Posteriormente, los estudios en el UV de O’Malley y Kaltenegger comentan brevemente que la intensa emisión en el X y EUV era debido a que la estrella es joven y activa, abundando en la idea de la juventud de la estrella y su sistema planetario.

También Bourrier analiza las bandas de emisión más intensas de la estrella para buscar posibles exosferas. y afirma que la estrella debería ser joven, de alguna forma, reforzando el planteamiento general. Su argumento es que la emisión X parecía mucho (el triple) más intensa que la de bandas menos energéticas. Como la emisión de rayos X suele decrecer con la edad mucho más rápidamente que la emisión UV parecía un indicio de la juventud de la estrella.

Luger es el primero en discrepar de la tendencia general. Cuando se obtuvieron los datos de las observaciones de Kepler, Luger fue capaz de obtener la rotación de la estrella, que midió en 3,3 días. Los estudios de girocronología mostraban una estrella en su media edad, entre 3 y 8 miles de millones de años.

Finalmente, los experimentados astrónomos Burgasser y Mamajek realizaron un estudio exhaustivo de la cuestión analizando la edad de la estrella desde múltiples puntos de vista. La rotación, la abundancia de litio y la cinemática de la estrella inducían a pensar que era realmente vieja: 7,6 miles de millones de años. Sin duda mayor que el Sol (4.6 miles de millones de años).

Resumen de los métodos seguidos por Burgasser y Mamajek y su acotación. Incluyen las referencias de Luger y Filippazzo. (Fuente: Burgasser, 2017)


Claro, Burgasser y Mamajek explicaban que suele pensarse que TRAPPIST-1 es una estrella activa y, por tanto, joven pero, puesta en su contexto, comparada con otras estrellas similares, parecía hasta tranquila...

Comparativa entre la pequeña estrella ultrafría con el Sol. (Fuente: ESO)


Sigamos atentos.


2017. El anuncio de Gillon de los 7 planetas de TRAPPIST-1.

2017. El artículo de O’Malley y Kaltenegger.

2017. El artículo de Bourrier et al.

2017. Luger presenta los resultados de TRAPPIST-1 obtenidos con el Kepler K2.

2017. Burgasser y Mamajek realizan un concienzudo estudio de la edad de TRAPPIST-1.




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