domingo, 19 de noviembre de 2017

Ross 128 b. Un planeta “templado” muy cercano.

No acabamos de comentar el hallazgo de los anillos de polvo en Proxima Centauri y ya estamos con otro tema que nos deja alucinados. Esto de escribir sobre exoplanetas es no parar. Resulta que acaba de anunciarse el descubrimiento de Ross 128 b, un planeta muy interesante. 

Recreación artística del planeta Ross 128 b. (Fuente: ESO. M. Kommesser)

Está muy cerca, a sólo 10,89 años luz. Con una masa mínima de 1,35 masas terrestres parece una exotierra, la segunda mas cercana conocida después de Proxima b (1,27 masa terrestres). Otro planeta más cercano como Lalande 21185 b es más grande, quizá una supertierra.

No deja de ser curioso. La estrella se acerca a nosotros y, de hecho, se estima que en unos 70.000 años estará a algo menos de 6,3 años luz, y entonces será la estrella más cercana al Sol…¡estará más cerca que Proxima Centauri!

La estrella es una enana roja, un poco más grande y caliente que Proxima Centauri, ubicada en la constelación de Virgo, con el 15% masa solar y el 20% del radio solar. El planeta Ross 128 b está orbitando a unas 0,05 UA de su estrella cada 9,9 días en una órbita poco excéntrica.

El planeta en cuestión orbita alrededor de la estrella Ross 128, que parece ser que tiene también un precioso nombre: Proxima Virginis (sin acentos, por favor). Me encantaría que se emplease este nombre alternativo más a menudo, pero no parece ser así.

La Detección del Planeta.

El hallazgo del planeta ha sido realizado (claro) por el legendario espectrómetro HARPS, el mismo que descubrió Proxima b y otros muchos planetas cercanos interesantes. El equipo ha sido liderado por Xavier Bonfils (Universidad de Grenoble), un viejo conocido en este blog, por ejemplo, en relación con el descubrimiento de GJ 667 Cc.


Se analiza un histórico de más de 10 años (2005-2016) de velocidades radiales de la estrella, comprendiendo 157 observaciones. El análisis preliminar de los datos con un sencillo diagrama GLS ya arroja una señal de 9.9 días. Los residuos siguen teniendo estructura, que se asocia a distorsiones en las velocidades radiales producidas por la rotación del planeta. El futuro dirá si en estos residuos está escondido un planeta adicional.

Diagrama que muestra la señal en 9,9 días (Fuente: Bonfils, 2017)


El equipo ha aplicado técnicas de procesos gaussianos con diversos núcleos (quasi-periódico, exponencial cuadrática) y con diversas especificaciones (kepleriano puro o kepleriano con un drift). Todos los enfoques implementados con algoritmos MCMC conducen a una solución con un planeta terrestre orbitando con un periodo de 9,9 días.

Los datos ordenados durante una órbita comparados con la estimación del modelo. Abajo, los residuos que quedan. (Fuente: Bonfils, 2017)


La Actividad Estelar.

Es my interesante que la estrella Ross 128 sea muy tranquila. Proxima b está continuamente afectada por la actividad estelar de Proxima Centauri y eso es una amenaza para su habitabilidad.

Comparada con la actividad estelar de Proxima Centauri o TRAPPIST-1, Ross 128 parece una estrella poco activa, que rota lentamente en unos 120 días debido a su longevidad de más de 9.000 millones de años.

Esto es muy positivo para la habitabilidad del planeta, que podrá garantizar una cierta estabilidad en su atmósfera.

La Habitabilidad

La habitabilidad siempre es un tema difícil. Estando casi a la misma distancia que Proxima b (0,05 UA), como la estrella es un poco más grande y está más caliente que Proxima Centauri, Ross 128 b (1,34) parece recibir más flujo, el doble de hecho, que Proxima b (0,68), y podría estar mucho más caliente.

El Laboratorio de Habitabilidad Planetaria (PHL) que mantiene la Universidad de Puerto Rico en Arecibo (por cierto, que está luchando valientemente por superar las dificultades causadas por el reciente huracán) ha clasificado el planeta como ubicado en la zona de habitabilidad en su versión más optimista. 

Ross 128 b ha sido incorporado al Catalogo de Exoplanetas Potencialmente Habitables en la lista Optimista. (Fuente: PHL. Universidad de Puerto Rico en Arecibo.)

Los modelos más comúnmente utilizados (Kopp. 2013/2014) son muy apreciados por su sencillez, y parece que ubican al planeta cerca de su límite inferior en su versión más optimista. Otros modelos más complejos (Kopp. 2016) aplicados a un planeta que debería tener acoplamiento de marea, permiten al planeta estar confortablemente dentro de la zona de habitabilidad.

En fin. Son modelos meramente teóricos no contrastados con observaciones decentes en los sistemas planetarios de las enanas rojas. No se sabe qué puede estar ocurriendo, aunque parece que hay candidatos mejores.

Comparativa entre Ross 128 b y Proxima b. (Fuente: Elaboración Propia.)


¿Qué podemos esperar en el futuro de este planeta?

Por suerte, el planeta cayó dentro del campo de visión del Kepler K2, que lo observó durante casi 3 meses, sin detectar ningún tránsito. Esto, unido a la baja probabilidad teórica de tránsitos, hace que probablemente no los haya. Es una dificultad para posteriores observaciones de la atmósfera del planeta.

Como no parece que haya tránsitos, la posibilidad (real para Proxima b) de seguir con el JWST la curva de luz en el infrarrojo (permite medir temperatura, intuir densidad atmósfera, etc.), no parece plausible para Ross 128 b.

El autor expresa que el ELT podría resolver el sistema y tomar imágenes. En el caso de Proxima b parece que el ELT podrá intentarlo, pero Ross 128 b está más del doble de lejos y, en mi opinión, será mucho más difícil. Depende básicamente de dos factores: el contraste, que no es demasiado problema en la HZ de las enanas rojas; y el Inner Working Angle (IWA). Al estar más lejos que Proxima b su IWA será más reducida (15 mas para Ross 128 b vs 37 mas para Proxima b). El autor, no obstante, se muestra moderadamente optimista.

No subestimemos el ingenio de los científicos. Si no basta con la resolución angular, habrá que utilizar otras estrategias. Nuevas técnicas que combinan alta resolución angular con alta resolución espectral (SPHERE+ESPRESSO) quizá puedan dar la sorpresa. De hecho, Lovis, el científico que lidera estos planteamientos en el VLT, es coautor del paper
 .
Por cierto, cómo me gustaría que ALMA observarse el sistema en busca de anillos de polvo.

Sigamos atentos, que los exoplanetas no dan tregua.

Planetas a menos de 15 años luz. Lalande 21185 b está algo más cerca, pero es menos interesante. (Fuente: Elaboración Propia)



El anuncio del ESO.

2010. Bobylev. Analiza datos del Hipparcos para predecir el acercamiento de Ross 128 a 1.9 parsecs en los próximos 72.400 años. Hay diversas estimaciones que están entre 70.000 - 80.000 años.

2017. El artículo de Xavier Bonfils con el flamante hallazgo de Rosa 128 b.



domingo, 12 de noviembre de 2017

Proxima Centauri y la historia de los cinturones de polvo.

El descubrimiento de cinturones de polvo en Proxima Centauri hace necesario entender mejor su historia. De esta manera, podemos enmarcar el hallazgo en su contexto.

Espectacular imagen de Fomalhaut tpmada por el HST. Se puede apreciar la evolución del planeta Fomalhaut b. (Fuente: NASA)

En los años 80 no se conocían planetas en otras estrellas distintas del Sol. El único sistema planetario estudiado hasta entonces era el Sistema Solar. Fue entonces cuando algo empezó a cambiar, con la puesta en órbita de IRAS, el primer telescopio infrarrojo.

La sorpresa llegó enseguida, cuando los instrumentos del nuevo telescopio IRAS se estaban calibrando. Para ello, se enfocó a Vega, una estrella bien conocida, de la que no se esperaban sorpresas. Cuando apareció un exceso en el infrarrojo muchos pensaron que era un defecto fatal del dispositivo. Sin embargo, tras muchos test se verificó que el telescopio funcionaba correctamente.

El telescopio espacial IRAS detectó lo que se llama “un exceso en el infrarrojo”. Es decir, en el espectro de distribución de energía de una estrella aparecía un flujo en el infrarrojo superior al esperado.

Y, además, la estrella Vega no era la única; había otras más, muchas más. Por si fuera poco, en 1984 se consiguió obtener la primera imagen del disco que rodeaba a la estrella Beta Pictoris.

En unos años había cuatro famosas estrellas en las que se tomaron imágenes de discos. Las llamaron “Las Cuatro Fantásticas (The Fantastic Four)”: Beta Pictoris, Vega, Fomalhaut y Epsilon Eridani.

Imagen del planeta de Beta Pictoris b (Centro) sobre la imagen del disco de debris de la estrella (Fuente: ESO. Crédito: Lagrange, 2008).
Se comprendió enseguida que los discos de escombros (debris) eran el remanente del proceso de formación del sistema planetario, en el que ya no quedaba gas. En estos discos de escombros se producían colisiones en cascada que terminaban produciendo un polvo que emitía intensamente en el infrarrojo.

Llegaron nuevos telescopios espaciales en el infrarrojo medio y lejano, como el ISO, que en los 90 amplió el número de estrellas que mostraban un “exceso en el infrarrojo”. 

La llegada del telescopio Spitzer aportó nuevas imágenes de discos durante su fase criogénica (2003-2009). Fue capaz de resolver el disco que rodeaba a muchas estrellas. Pero fue realmente Herschel (2009-2013), con su apertura de 3,5 metros, el telescopio espacial que permitió que ahora se conozcan cientos de discos de escombros (debris) similares comparables con nuestro cinturón de Kuiper.

Imagen del disco de Epsilon Eridani en la banda submilimétrica. (Fuente: SCUBA. JCMT. Jane Greaves.)

Muchas de la estrellas grandes (A) tienen discos. La mejora de las técnicas de imagen de alto contraste permitió identificar planetas en ellas: Fomalhaut, Beta Pictoris, HR 8799, HD 95086, etc. proporcionando imágenes espectaculares.

Esquema del sistema Epsilon Eridani comparado con el Sistema Solar. (Fuente: NASA JPL Caltech)


En las estrellas pequeñas (M) apenas se detectaban discos. Quizá si los hay, pero no son lo suficientemente grandes para poder detectarlos. Estaba el caso de GJ 581 y Au Mic.

En las estrellas del tipo solar (FGK) los resultados estadísticos eran que un 16%-22% podían tener discos. Parece que hay cierta correlación entre la presencia de discos y planetas pequeños. Resultaba que las estrellas con exoplanetas no muy grandes (< 100 masas terrestres) suelen tener discos. En las que tenían gigantes gaseosos se sospecha que de alguna forma los destruyen. Tengamos en cuenta (modelo de Niza) que posiblemente los gigantes gaseosos dejaron el Cinturón de Kuiper en un 1% de lo que fue en su origen.

Tau Ceti, 82 G. Eridani (HD 20794), 61 Vir, HD 69830, HD 38858 son casos de estrellas del tipo solar con discos y posibles planetas pequeños. Hay casos más difíciles, como Epsilon Eridani, que parece que tiene un gigante gaseoso y enormes cinturones.

Actualmente, los telescopios espaciales en el infrarrojo IRAS, ISO, el Spitzer criogénico y Herschel han dejado de funcionar. Sin embargo, ahora tenemos a ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) un sistema interferométrico de antenas instaladas en el desierto de Atacama. 

Imagen del disco de HR 8799, sistema famoso por tener 4 planetas obtenidos por Imagen de al ta resolución (Fuente: NASA JPL_Caltech)

Cuando se obtienen imágenes en el infrarrojo lejano la localización del verdadero anillo, con los planetesimales, no es clara. Y es que en el infrarrojo se ve el polvo que generan las colisiones entre los cuerpos y este polvo se mueve por, por ejemplo, la radiación o el viento estelar. ALMA sin embargo, estudia el polvo en la escala del milímetro y es sensible a partículas más grandes que los telescopios infrarrojos, De esta manera, los resultados estarán más cerca de la localización real de los discos de escombros.

Imagen de un disco protoplanetario obtenida con ALMA. No confundir con un disco de escombros (Debris), que describe una fase posterior a la formación de planetas (Fuente: ALMA)

Y conociendo realmente bien dónde están los cinturones de planetesimales se pueden identificar resonancias o procesos que permitan intuir dónde están los planetas.

Y ahora volvamos sobre Proxima Centauri:

  • Los cinturones detectados en Proxima Centauri son bastante débiles. El cinturón principal (1-4 UA), podría tener una masa similar al Cinturón de Kuiper. 
  • Para confirmar el disco más externo (30 UA) se necesita más información pero, si se confirma, sería un extraño cinturón no comparable con nada del Sistema Solar. Se han detectado casos parecidos, como el cinturón de la cercana estrella Groombridge 1618. Esta estrella tiene un extraño anillo muy frío.
  • El extraño objeto a 1,6 UA hace volar nuestra imaginación. La posibilidad de que sea un gran planeta que, por su lejanía, haya pasado desapercibido para las campañas de velocidad radial no deja de ser sugerente, aunque quizá debería tener menos de 100 masas terrestres. Seamos cautos. Tenemos el ejemplo de la estrella con planetas (55 Cancri), en la que se detectó un “exceso en el infrarrojo” con IRAS que luego (en 2002) terminaron siendo galaxias lejanas que aparecían en el fondo. Es verdad. Estas situaciones que se produjeron con IRAS son mucho menos probables con un sistema de la potencia de ALMA. No obstante, sería muy interesante estudiar nuevamente el sistema con ALMA, para ver si los objetos siguen mostrándose pasados unos meses.
  • Los resultados del equipo Red Dots deberían mostrarnos si es posible confirmar la presencia de ese planeta Proxima c, que podría estar relacionado con el más interior y caliente de los cinturones (0,4 UA) 

Finalizando, lo único que tengo claro es que el sistema de Proxima Centauri renueva su interés. Cada vez me emociona más. 


Sigamos atentos.



Relación sistemas resueltos a menos de 10 parscs (33 años luz). Se echan de menos Groombridge 1634 (4 parsecs) y 82 G. Eridani (6 pasecs). Quizá el autor considera que no se ha alcanzado un resolución completa de esos discos.


2011. Herschel detecta débiles cinturones con una luminosidad reducida, similar a la del Cinturón de Kuiper, pero mucho más fríos. Entre otras, destaca la cercana estrella Groombridge 1618.

2012. Wyatt resuelve con Herschel el disco de la cercana estrella 61 Vir usando el telescopio Herschel. Además analiza la relación entre la presencia de discos y planetas.

2014. Herschel observa el disco de Tau Ceti.

2015. Kennedy muestra los discos de algunas estrellas cercanas (incluyendo la cercana estrella 82 G. Eridani) analizando la relación entre los discos y sus planetas.

2016. Montesinos explica que un 22% de las estrellas del tipo solar (FGK) podrían tener discos. La introducción del paper es muy interesante.

2016. ALMA observa el cercano sistema Tau Ceti.

2017. ALMA observa el cercano sistema Epsilon Eridani.

2017. ALMA observa el disco de 61 Virginis, un sistema con exoplanetas.

2017. Estudio del disco de Fomalhaut con ALMA.

2017. Cinturones de polvo en Proxima Centauri con ALMA.

viernes, 3 de noviembre de 2017

Cinturones de polvo alrededor de Proxima Centauri, la estrella más próxima.

El sistema planetario de Proxima Centauri, la estrella más cercana, podría ser mucho más complejo, más rico y más misterioso de lo que suponíamos. Estos enigmáticos cinturones de polvo podrían revelar que sólo ahora estamos empezando realmente a comprender este sistema planetario.

Representación artística de los cinturones de polvo alrededor de Proxima Centauri (Fuente: ESO. Crédito: M. Kommesser.)

Lo conocido hasta ahora lo sabemos todos, pero lo recuerdo. Se tiene bastante seguridad sobre la presencia de Proxima b, a 0,05 UA de la estrella, un planeta de masa algo superior a la terrestre. Además, hay indicios no confirmados de la presencia de Proxima c, otro planeta más, quizá algo más grande, quizá a unas 0,3-0,4 UA.

Sin embargo, resultados recientes obtenidos por el Observatorio ALMA (uno de los múltiples estudios iniciados para apoyar al equipo Red Dots), muestran discos de polvo.

La nueva estructura del sistema (Fuente: Guillem Anglada, 2017)


Parece detectarse un cinturón de polvo frío entre 1 y 4 UA, quizá a una temperatura de sólo 40 K (inferida por si distancia a la tenue estrella), con una masa total cercana a 0,01 masas terrestres. El polvo es el resultado de colisiones entre asteroides en un cinturón similar al de Kuiper de nuestro Sistema Solar.

La estructura del sistema es compleja. Pudiera haber un extraño cinturón adicional a 30 UA, todavía más frío (10K); así como otro cinturón más caliente, a apenas 0,4 UA (¿cerca de Proxima c si existe?).

Por si esto fuera poco, se detecta un objeto sorprendente a unas 1,6 UA. Podría ser una galaxia de fondo o una colisión entre asteroides reciente, aunque se considera improbable. Si es así desaparecerá en futuras observaciones:

“Finalmente, una excitante alternativa es que la fuente describa un anillo de polvo rodeando a un planeta gigante todavía no descubierto a una distancia (proyectada) de 1,6 UA (período orbital de 5,8 años).”

(“Finally, an exciting alternative scenario is that the source traces a ring of dust surrounding an as yet undiscovered giant planet orbiting at a (projected) distance of 1.6 au (orbital period 5.8 yr).”)

Podría ser un gigante con un anillo como el de Saturno… ¿puede ser más emocionante?

Otros de los aspectos interesantes es que los cinturones parecen estar inclinados 45 grados. Si suponemos que la órbita de Proxima b es más o menos coplanar con los cinturones, nos daría que la masa de este planeta no supera las 2 masas terrestres, y esto es una magnífica noticia.

En el Sistema Solar tanto el Cinturón de Kuiper como el Cinturón de Asteroides están pastoreados y controlados por resonancias con los planetas gaseosos.

¿Qué puede estar escondido en los huecos que quedan entre esos cinturones de polvo?

Sigamos atentos, que lo más emocionante está por llegar. 

El autor principal del artículo es Guillem Anglada Pons del IAA, y no debe ser confundido con Guillem Anglada Escudé, el descubridor de Proxima b, que es coautor de este artículo. (Fuente: IAA. http://revista.iaa.es/content/hh30-el-jet-que-no-tenia-cabeza)

El artículo de Paul Gilster en Centauri Dreams.

https://www.centauri-dreams.org/?p=38679

2017. El anuncio del sorprendente hallazgo.

https://arxiv.org/abs/1711.00578

domingo, 29 de octubre de 2017

Revisitando Proxima b, el exoplaneta más cercano (y II). Habitabilidad.

La recolección de datos de la campaña de 2017 del equipo Red Dots se han cerrado con el mes de septiembre, y estamos a la espera de la publicación de los resultados para saber si Proxima b tiene acompañantes. Mientras esperamos, no está mal darle un repaso a lo conocido de este inquietante planeta.

Tras la primera entrada sobre Proxima b, dedicada a la detección y la estructura interna del planeta, toca ahora ver qué se sabe de su habitabilidad, tema sobre el que se escribe mucho y sin demasiado rigor... Los datos son escasos y los planteamientos suelen ser altamente especulativos.

Esta representación artística de Kepler-438 b bien podría ser aplicada también a Proxima b (Fuente: University of Warwick. Crédito: Mark A. Garlick)

La Actividad Estelar. 

Si del planeta no se sabe gran cosa, la estrella Proxima Centauri es una estrella bien conocida, que ha sido estudiada minuciosamente. Se disponen de datos que permiten asegurar que no es fácil prosperar cerca de Proxima Centauri. Esta estrella asesina intentará matar a todo lo que intente sobrevivir en su Zona Habitable.



Esto es lo que le espera a Proxima b. Eyección de Masa Coronal del 31 de agosto de 2012, vista desde el Solar Dynamics Observatory.  (Fuente: NASA Goddard Space flight Center)

Actividad lo llaman: Fulguraciones, Eyecciones de Masa Coronal (CMEs) y todo tipo de alteraciones magnéticas, por no hablar de que durante su juventud la estrella debió tener una elevada luminosidad que debió aumentar la irradiación durante millones de años.

Proxima Centauri es una estrella muy diferente de nuestro Sol. Comparando con el Sol, su masa es 8 veces menor, su luminosidad un 0,15% y su densidad 40 veces mayor.

Y nadie querría estar cerca de esta estrella durante una tormenta magnética. Las observaciones de Ribas et al. revelaron que el flujo medio en el XUV que recibe Proxima b es de 0,293 W/m2, algo así como 60 veces el que recibe nuestra Tierra.

Muchas personas suelen pensar que el problema reside en que la hipotética Vida del planeta tendría que sobrevivir a intensas radiaciones de rayos X o UV, pero esto no es así. La Vida encontraría la forma de adaptarse. La adaptación más obvia sería permanecer enterrado o sumergido, a salvo de la radiación.

La amenaza real es mucho peor. Si no está protegido por un buen campo magnético, un planeta sometido a esta actividad estelar tan intensa, puede perder su atmósfera como un barco que pierde su velamen en mitad de una tormenta, quedando a la deriva. Un planeta sin atmósfera no puede retener mares en su superficie. No sería habitable en el sentido tradicional, aunque de alguna manera podría retener mares internos.

Lo cierto es que si el planeta va bien pertrechado con un buen núcleo metálico y una buena rotación, puede tener un campo magnético decente, y quizá consiga aguantar. En ese caso, el planeta mostraría un aspecto espectral, eléctrico, y estaría dominado por intensas auroras. De color verde si la atmósfera tiene oxígeno...

Una representación artística de Proxima b. Quizá esta bucólica imagen no sea muy realista.(Fuente: ESO. Crédito: M. Kommesser)




La Habitabilidad de Proxima b.

El anuncio inicial del hallazgo de Proxima b del que apenas se conoce su distancia a Proxima Centauri (0,05 UA), una acotación inferior de la masa (1,27 veces la de la Tierra) y poco más, fue seguido de un abundante material sobre la habitabilidad del planeta.

El anuncio del magnífico hallazgo durante el verano de 2016, incluía el primer (y prometedor) análisis sobre la habitabilidad del planeta basado en los clásicos modelos 1-D de Kopparapu (2013, 2014), poniendo de relieve que Proxima b estaba confortablemente ubicada en la zona habitable.

Siguieron enseguida dos estudios muy detallados sobre la habitabilidad de Proxima b basados en modelos adaptados a las especificidades del planeta. Uno de ellos era un modelo 3-D de circulación global (Turbet, 2016); y otro más simple, y a la vez más versátil, basado en un modelo 1-D (Vicky Meadows, 2016). Ambos mostraban que, asumiendo hipótesis razonables, había esperanzas para la habitabilidad de Proxima b. Aparecían típicamente planetas que bajo el punto subestelar (en el eterno mediodía) eran capaces de albergar océanos de agua líquida, siempre que hubiera acoplamiento de marea, entre otras condiciones. Si había otro tipo de resonancias, como la 3:2 (3 rotaciones por cada 2 órbitas, como Mercurio) las cosas se complicaban un poco y era necesario algo más de CO2 para calentar el planeta.

Posibles distribuciones de temperatura para diversos escenarios dependiendo de rotación y composición atmosférica. Los sincrónicos parecen ser más prometedores. (Fuente: Turbet et al., 2016)

Posteriormente, ya en 2017, apareció el estudio de Boutle et al. realizando correcciones a la baja sobre el de Turbet en la irradiación que el planeta recibía de la estrella. El resultado eran planetas más fríos, sobre todo en la zona de la noche eterna, pero que seguían teniendo posibilidades de albergar mares en la superficie.

Escenarios de Boutle con acoplamiento de marea. No son muy diferentes de los de Turbet. (Fuente: Boutle, 2017)


Aunque más fríos, los escenarios de Boutle et al. para la resonancia 3:2, con y sin excenmuestran algunos escenarios prometedores. (Boutle et al., 2017)


Recientemente, hemos leído un artículo más complejo aún (Del Genio, 2017), que tiene en cuenta, además de la circulación atmosférica, el efecto sobre el clima de  la circulación de los mares del planeta. Si los anteriores modelos dependen de muchas variables  que se asumían a priori, este, al ser más complejo, tiene todavía más. Un ejemplo es el efecto de la salinidad de los mares en el clima del planeta, si es que hay, que es totalmente desconocida.

Los modelos de Del Genio son más complejos y dependiendo de, por ejemplo, la salinidad y la presencia de hielos en la superficie aparecen distintos escenarios. (Fuente: Del Genio et al., 2017)

Todos los estudios muestran posibilidades para la Vida en Proxima b, pero son meros modelos teóricos. Algún día los ELTs estudiarán la atmósfera de Proxima b, tendremos datos para saber qué pasa allí, y abandonaremos esta situación altamente especulativa.

Y fin, en breve tendremos más noticias sobre este planeta y sus posibles acompañantes.

Atentos todos.




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

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

2016. Martin Turbet explica cuales son los posibles climas que pueden primar en Proxima b partiendo de su rotación, el agua disponible y la composición de la atmósfera.

2016. Victoria Meadows nos describe los posibles climas de Proxima b. Una paper muy interesante, mostrando una gran riqueza de escenarios posibles.

2017. Mis comentarios sobre el artículo de Meadows y Turbet.

2017. Boutle et al. revisan el planteamiento de Turbet con una irradiación menos elevada.

2017. Ignasi Ribas et al. analizan el espectro de la estrella Proxima Centauri.

2017. Anthony D. Del Genio revisan la habitabilidad de Proxima b desde un planteamiento más global y complejo.


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.