domingo, 25 de junio de 2017

Reflexiones desde el misterioso Valle de los Exoplanetas Evaporados.

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

Comencemos:

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

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

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

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

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

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

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


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

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


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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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


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

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

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

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

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

domingo, 4 de junio de 2017

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

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

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

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

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


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


La Habitabilidad del Planeta.

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

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

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

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


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

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

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


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


Vamos allá.
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Nota Técnica.

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

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

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

El Pipeline.

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

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

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

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

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

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

La Detección.

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

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

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

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

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


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

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


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

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

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

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


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

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

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



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

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

2012. Anglada Escudé propone su software TERRA.

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

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


domingo, 21 de mayo de 2017

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Fabo Feng. (Fuente: Universidad de Herfordshire)

Algo se está preparando. Sigamos atentos…



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




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

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

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

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

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

lunes, 15 de mayo de 2017

Especulando sobre los posibles Mundos Océano de TRAPPIST-1.

Los Mundos Océano, planetas enteramente cubiertos por mares, probablemente definen ecosistemas distintos de los de las lunas pequeñas con mares subglaciales (Europa o Encélado).

Representación artística de un Planeta Océano (Fuente: Wikipedia)


Si estos últimos pueden desarrollar nichos ecológicos en el fondo de sus océanos (fumarolas blancas o negras), donde probablemente hay rocas y fuentes de energía, en el fondo de los Mundos Océano posiblemente hay hielos como el hielo VI y similares (algo parecido a lo que quizá ocurre en Ganímedes) o, si la presión y la temperatura son muy elevadas, fases del agua supercríticas, altamente exóticas.

Pero los planetas océano de TRAPPIST-1 puedan albergar ecosistemas como el de las vastas extensiones oceánicas de la Tierra, en cuyas capas oceánicas más superficiales (a salvo de los rayos UV) medran pequeños organismos fotosintéticos (fitoplancton), que son la base de una cadena trófica muy rica, sirviendo de alimento a muchos otros seres vivos. Las ballenas son la manifestación más espectacular de este ecosistema.

La manchas en el mar cerca de la costa argentina están causadas por fitoplancton (Fuente: NASA)

Quién sabe. Quizá los animales marinos enormes, devoradores de algo similar al krill, sean los organismos complejos más abundantes de los Mundos Océano y, pensando que puedan ser un tipo de planeta muy habitual, los más abundantes de la Galaxia.

Vuelve otra vez a mi mente el “Mare Infinitus” de Endymion, ese Mundo Océano imaginario de la estrella 70 Ofiuchi A: “Dicen que en el océano de Mare Infinitus hay una criatura cefalocordada con antenas que alcanza más de cien metros de longitud… se traga buques pesqueros enteros a menos que lo capturen primero.”

La sugerente imagen de una ballena rompiendo en la superficie. (Fuente: Michaël Catanzariti)

El Fitoplancton es uno de los responsables de la presencia de O2 en la atmósfera terrestre, pero no es el único gas que producen. Sara Seager, la experta en biomarcadores exóticos, nos muestra que el fitoplancton produce un biomarcador específico, pues vierte a la atmósfera un compuesto denominado DMS (Sulfuro de Dimetil, C2H6S) detectable por espectroscopía de transmisión. Este compuesto es uno de los principales gases de origen biológico que producen los océanos de la Tierra, siendo uno de los causantes de que la mar tenga ese olor tan característico. Este biomarcador es más difícil de detectar que otros biomarcadores más clásicos, como el oxígeno o el metano, pero a cambio no tiene falsos positivos. Es decir, la única explicación conocida de la detección de DMS en el espectro de un planeta es la existencia de Vida.

Quién sabe. Quizá los océanos de TRAPPIST-1 también huelan como el mar de la Tierra.

Estos pequeños crustáceos son el krill. Se alimentan principalmente de fitoplancton y son una de las fuentes de alimentación principales de las ballenas. (Fuente: Jamie Hall)

Por supuesto, no todo es tan sencillo. El Fitoplancton es muy dependiente de la disponibilidad de minerales en el mar. Necesita nutrientes básicos como nitratos, fosfatos y otros minerales, como el Hierro, que pueden no estar disponibles fácilmente en un Mundo Océano. Hay aspectos difíciles de conciliar en este tipo de planetas océano para que la vida tal como la conocemos prospere, como la posible inexistencia de un ciclo del carbono comparable al de nuestro planeta, o la posible falta de una tectónica de placas, que mantenga un nivel de CO2 atmosférico razonable.

No pierdo mis esperanzas, si algo hemos aprendido en la Tierra es que la Vida "se abre camino" y a menudo encuentra la forma de adaptarse por medios sorprendentes e inesperados.

domingo, 14 de mayo de 2017

La Zona Habitable del Hidrógeno Volcánico.

La Zona Habitable de un sistema planetario se define como la región que rodea a la estrella en la que un planeta podría llegar a tener un mar de agua líquida en su superficie. Dada la importancia de los mares en la biosfera terrestre esta definición es habitualmente un instrumento útil para clasificar los exoplanetas en función de su interés astrobiológico, siempre y cuando busquemos la vida en la Galaxia tal como la conocemos.

El hidrógeno, moderadamente vertido en la atmósfera por los volcanes de un planeta, podría mejorar su efecto invernadero y su habitabilidad. (Fuente: Universidad de Cornell. Carl Sagan institute.)

En la versión de la Zona Habitable (ZH) normalmente aplicada (Kasting, 1993; Kopparapu, 2013/2014) se considera una atmósfera de N2-CO2-H2O. En su planteamiento más conservador, el límite exterior queda definido por el máximo límite del efecto invernadero, cuando el CO2 pierde su capacidad de efecto invernadero; su límite interior deriva del desarrollo de un efecto invernadero descontrolado, que hace que el planeta pierda su agua.

Esta definición clásica, ampliamente utilizada en los análisis de habitabilidad, es meramente una primera aproximación a un tema extremadamente complejo.  Quedan en este planteamiento clásico temas pendientes por modelizar, aspectos como el efecto de las nubes dentro de un modelo de circulación global que considere la rotación del planeta, los problemas de desecación que sufren los planetas durante la juventud de las enanas rojas, los efectos de la actividad estelar, los efectos de marea y el vulcanismo,...

Comprender la habitabilidad de la Galaxia es una tarea colosal pero, por suerte, tenemos un laboratorio de habitabilidad, que nos permitirá contrastar los principales modelos de habitabilidad desarrollados para saber cuál es el más razonable:

Tenemos a TRAPPIST-1.

Como ya vimos, la ZH clásica del sistema planetario incluía a TRAPPIST-1 e, f y g, nada menos que tres planetas. Enfoques posteriores de Wolf (2017), aplicando un avanzado modelo 3-D consideraba que TRAPPIST-1 f y g quizá no eran del todo habitables, dejando solo a TRAPPIST-1 e con posibilidades de habitabilidad...

El sistema TRAPPIST-1 aplicando la ZH clásica incluye tres planetas en la zona de Habitabilidad conservadora y uno en la optimista. (Fuente: PHL UPR Arecibo)

Pero hay planteamientos alternativos a la típica atmósfera de N2-CO2-H2O. Según los expertos en habitabilidad Ramsés Ramírez y Lisa Kaltenegger, puede haber además otros gases que contribuyan al efecto invernadero, como el hidrógeno. Por sorprendente que parezca 40 bar de hidrógeno son suficientes para mantener la superficie de un planeta sin congelar ¡a 10 UA! de una estrella como el Sol, del tipo G.

Ramsés Ramírez y Lisa Kaltenegger, dos viejos conocidos en este blog, son los autores de la Zona Habitable del Hidrógeno Volcánico. (Fuente: Universidad de Cornell. Carl Sagan institute.)

Sin embargo, no es fácil mantener una cantidad sustancial de hidrógeno en la atmósfera. En apenas unos cientos de millones de años el ligero hidrógeno puede escapar de una atmósfera templada. No obstante, por suerte el vulcanismo de un planeta puede proporcionar un suministro contínuo que moderadamente alimente de hidrógeno la atmósfera.

De hecho, estudios paleoclimáticos sugieren que tanto los volcanes de la Tierra como del Marte primitivo vertieron hidrógeno en la atmósfera. En estos casos el hidrógeno no sería el componente primario de la atmósfera sino un complemento a una atmósfera compuesta en origen por los gases clásicos: N2-CO2-H2O. El resultado es que el hidrógeno absorbe en bandas en las que los gases clásicos lo hacen pobremente, contribuyendo a potenciar el efecto invernadero.

La consecuencia es un aumento generalizado del límite exterior de la ZH. Por ejemplo, en el Sistema Solar si la atmósfera tuviera un 30 % de H2 aumentaría hasta 2,2 UA y con un 50% hasta 2,4 UA, por el aumento del efecto invernadero, desde el 1,7 UA que sugiere la ZH clásica. Por otra parte, y esto es llamativo, el límite interno apenas se mueve.
La Zona Habitable del Hidrógeno Volcánico se expande ligeramente a la derecha. El límite interior apenas varía. (Fuente: Universidad de Cornell. Carl Sagan institute.)

Lo bueno de estas atmósferas ricas en hidrógeno es que serán más fácilmente detectables, porque la presencia de H2 contribuye a aumentar la altura de la atmósfera, haciéndola más detectable y caracterizable por espectroscopía de transmisión. Los biomarcadores que estos planetas pudieran presentar serán además más sencillos de identificar...

Podría pensarse que los planetas TRAPPIST-1 f y g, poco densos y ricos en volátiles, quizá hayan conseguido retener algo de hidrógeno en sus atmósferas. En este caso, estos planetas podrían, según esta teoría, mantener mares de agua en su superficie. Incluso, siguiendo este modelo, quizá TRAPPIST-1 h, podría tener posibilidades, a pesar de recibir, únicamente un flujo luminoso de 0,15 S⊕. Claro, siempre y cuando mantuviese mucho hidrógeno, cerca del 50% de la atmósfera. De esta manera, habría cuatro (nada menos) planetas en la Zona Habitable de TRAPPIST-1...

El límte exterior de la ZH. La línea de rayas es el límite clásico conservador y la línea negra contínua es el límite optimista. Las líneas rojas suponen nuevos límites en función del hidrógeno presente en la atmósfera. Aparece Marte en la Zona Habitable. TRAPPIST-1, con una temperatura que apenas supera 2.500 K, estaría abajo del todo. TRAPPIST-1 h, el planeta más frio, tiene un S⊕ = 0,15. (Fuente: Ramírez & Kaltenegger. 2017)

En fin, algún día las observaciones de los planetas de TRAPPIST-1 nos permitirán validar estas teorías tan interesantes.




2013/2014. La clásica definición de la Zona Habitable de Kopparapu. Ramsés Ramírez es uno de los coautores de los artículos.

2017. Ramsés Ramírez y Lisa Kaltenegger nos muestran las posibilidades en la habitabilidad que brindan la presencia de cantidades moderadas de hidrógeno en la atmósfera. Este hidrógeno puede tener un origen volcánico.

2017. El anuncio de los siete planetas orbitando alrededor de TRAPPIST-1. Se proponía que TRAPPIST-1 e, f y g podría tener posibilidades de habitabilidad según el planteamiento clásico de Kopparapu.

2017. Eric T. Wolf y su sofisticado análisis del sistema TRAPPIST-1. Solo TRAPPIST-1 e parece habitable.


domingo, 7 de mayo de 2017

El proyecto “Red Dots”: La búsqueda de planetas en las estrellas más cercanas.

Algo se está moviendo. Las estrellas más cercanas empiezan a rendirse frente a los esfuerzos de los científicos. Los recientes descubrimientos de planetas en estrellas a menos de 10 años luz, como Proxima b y Lalande 21185 b, comienzan a mostrar los destinos a los que, quizá algún día, viajen las primeras naves interestelares.

Es emocionante, sin duda. Se están organizando equipos de trabajo que están aprovechando la experiencia obtenida en el exitoso proyecto “Pale Red Dot” centrado en Proxima Centauri, para estudiar otras estrellas similares.

El proyecto "Red Dots" será noticia durante 2017. Debemos esperar sorpresas en las estrellas más cercanas (Fuente: Guillem Anglada Escudé @GuillemAnglada)

Aunque aún quedan misterios fascinantes por resolver en el Sistema Solar, conocemos razonablemente bien sus planetas. Los principales cuerpos han recibido sondas que los han estudiado detalladamente. Es verdad, pueden quedar todavía lejanos planetas no detectados. Siempre queremos saber más, porque nunca es suficiente, pero es innegable que desde que Galileo observó los cráteres de la Luna se ha avanzado mucho.

Sin embargo, cuando nos adentramos en las estrellas más cercanas nuestro desconocimiento es abrumador. Nuestra ignorancia nos atormenta: todo está por descubrir.

Pues esto está empezando a cambiar. Recientemente (2016), el equipo “Pale Red Dot” descubrió Proxima b, un planeta en la Zona de Habitabilidad de Proxima Centauri, la estrella más próxima. El sensacional hallazgo fue anunciado en agosto, superando con creces las expectativas creadas por los continuos rumores y filtraciones que se habían producido durante meses. Además, este año 2017, el experimentado astrónomo Paul Butler anunció el descubrimiento de Lalande 21185 b, también con técnicas de velocidad radial, un planeta aún pendiente de confirmarse.

El exitoso proyecto "Pale Red Dot" anunció el descubrimientode Proxima b durante 2016. Comparativa del pequeño sistema planetario con la órbita de Mercurio (Fuente: Pale Red Dot)

El equipo del proyecto “Pale Red Dot” de 2016 continúa trabajando en 2017 sobre Proxima Centauri, buscando confirmar los indicios detectados de planetas adicionales en el sistema; y ampliando la búsqueda a otras estrellas extremadamente cercanas, dentro del nuevo proyecto “Red Dots”.

El investigador principal del proyecto “Pale Red Dot”, Guillem Anglada-Escudé, explicó recientemente que el hallazgo de Proxima b fue algo más que el descubrimiento de un planeta extraordinario. Supuso, además, el desarrollo de toda una metodología de trabajo que parece funcionar bien para detectar planetas terrestres en las estrellas más pequeñas, las enanas rojas, las más abundantes de la Galaxia.

La estrategia no es otra que combinar toda la abundante información disponible de las estrellas más próximas para identificar indicios de planetas. Posteriormente, entonces, se plantea una campaña de observación específicamente diseñada para obtener los datos del planeta de forma sólida.

Los planetas de la campaña "Red Dots" de 2017 serán Proxima Centauri (a 4,24 a.l.) la Estrella de Barnard (a 6,0 a.l.), GJ 729 (a 9,7 a.l.), y posiblemente Wolf 359 (a 7,8 a.l.) y GJ 725 A y B (a 11,25 a.l.). Varios han sido los observatorios que han querido unirse a este proyecto. Además del legendario espectrógrafo HARPS, los nevos instrumentos de CARMENES y Spirou, funcionando en el infrarrojo, permitirán una mayor estabilidad de los resultados frente al ruido estelar.

Relación de estrellas a estudiar por el proyecto "Red Dot". En cada una de ellas aparecen los observatorios involucrados. (Fuente: Guillem Anglada @GuillemAnglada)

El proyecto “Red Dots” no buscará planetas en las estrellas cercanas del tipo solar (Alfa Centauri A y B, Tau Ceti, Epsilon Eridani,...). Estos planetas tendrán que esperar a mejoras adicionales en la precisión del método de la velocidad radial, o bien, su cercanía extrema permitirá la detección con otras técnicas. Lo cierto, es que un planeta en la Zona Habitable de estas estrellas podría (por la elevada separación angular entre el planeta y la estrella), estar al alcance de las nuevas Técnicas Combinadas de Imágenes de Alto Contraste con Amplificación Espectral (Combined Techniques of High Contrast Imaging with Spectral Enhancement).

Llegó el momento. Sabemos cómo detectar los exoplanetas más cercanos, tenemos la tecnología necesaria y la voluntad de hacerlo. Basta con ponerse manos a la obra. En unos años tendremos una imagen mucho más precisa de los sistemas más cercanos al Sistema Solar y se anunciarán muchos más exoplanetas extremadamente cercanos, quizá los planetas de las futuras rutas comerciales interestelares...

Sin duda, vivimos tiempos extraordinarios.

Los sistemas a menos de 10 años luz. Se conocen en total 10 planetas de los que ocho están en el Sistema Solar. En breve conoceremos muchos más planetas en esta lista. (Fuente: Elaboración Propia)





Aquí un enlace a la conferencia de Guillem Anglada promovida por Breakthrough sobre los planetas de las estrellas más cercanas.

La página de Pale Red Dot. El equipo que en 2016 anunció el descubrimiento de Proxima b, el planeta terrestre en la estrella más próxima.




domingo, 30 de abril de 2017

Las masas de los planetas de TRAPPIST-1

Cuanto más leo sobre TRAPPIST-1 más viene a mi mente el “Mare Infinitus” de Endymion, esa novela de Dan Simmons con un Mundo Océano imaginario de la estrella 70 Ofiuchi A: “He oído a algunos cazadores de Pax hablar de él. Gran pesca en alta mar. Dicen que en el océano de Mare Infinitus hay una criatura cefalocordada con antenas que alcanza más de cien metros de longitud… se traga buques pesqueros enteros a menos que lo capturen primero.”


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

Los misteriosos siete planetas de TRAPPIST-1 van poco a poco desvelando un sistema sorprendente. Como sabemos, los tránsitos de los tres planetas más internos fueron detectados por Gillon en 2016 desde observatorios terrestres. Posteriormente, los datos aportados por otros telescopios, incluyendo el preciso telescopio espacial Spitzer, permitieron la detección de tres planetas más ubicados en la Zona Habitable clásica e indicios de un planeta adicional en la zona fría.

Las interacciones gravitatorias entre los planetas del sistema permitieron además estimar las masas de los planetas por el método del TTV (Transit Timing Variations), con un amplio margen de error. Las masas eran a todas luces reducidas, en algunos casos inferiores a la terrestre. 

La buena suerte quiso que TRAPPIST-1 se encontrase en el campo de visión de la campaña 12 del Kepler K2. Su extraordinaria precisión permitió la sólida detección del séptimo planeta (h). El seguimiento de la estrella desde Diciembre de 2016 hasta Marzo de 2017 (74 días útiles) permitió además la recolección de tránsitos adicionales en los 7 planetas, que han mejorado los TTV, refinando el cálculo de las masas.

Las mediciones de los tránsitos del telescopio infrarrojo Spitzer eran de buena calidad. De hecho, la estrella es mucho más brillante en el infrarrojo que en el visible (K =10,3 y V = 18,8). Pero el telescopio Kepler aportaba mediciones adicionales que permitían reducir la incertidumbre y restringir los márgenes de error, sobre todo en los planetas más lejanos, de los que menos tránsitos se tenían.


Las antiguas (amarillo) y las nuevas (azul) masas. Los planetas e, f, g y h se comportan como si el planeta fuera agua en su mayor parte. (Fuente: Songhu Wang, 2017.)

Las antiguas masas aportadas por Gillon tenían un punto débil. Los planetas están tan cerca los unos de los otros que, el sistema, si tenemos en cuenta las interacciones entre los planetas, no era del todo estable (Tamayo et al. 2017). Pero las nuevas masas obtenidas por TTV de Songhu et al. tienen el valor de que, al ser en general más reducidas, permiten que el sistema sea estable.

Los planetas de la Zona Habitable (e, f y g) pasaban de tener unas masas de 0,62 M⊕, 0,68 M⊕ y 1,34 M⊕ a 0,24 M⊕, 0,36 M⊕ y 0,57 M⊕, para e, f y g, respectivamente, con unas densidades de 1,71 g/cm3, 1,74 g/cm3 y 2,17 g/cm3.

Con las masas antiguas el sistema es inestable. En esta simulación los planetas entran en órbitas cada vez más excéntricas. (Fuente: Songhu Wang, 2017.)

Los resultados no hacen sino afirmar la idea de que los planetas más externos del sistema son poco densos y ricos en volátiles, migrados desde las zonas más externas del sistema planetario. Songhu Wang, el científico que aporta la nueva medición de las masas lo expresa así:

“(..) dentro de los errores de las estimaciones – los cuatro planetas más distantes son consistentes con composiciones de agua pura, y en cualquier sentido, son sustancialmente menos densos que Marte o Venus.”
(“(...) to within the errors of our determinations –the four most distant planets are consistent with pure water compositions, and in any event, are substantially less dense either Mars or Venus”)

Aunque el margen de error todavía invita a la cautela, no dejo de pensar en ello. En los datos parecen emerger dos poblaciones: Una (b, c y d), la más cercana, ha perdido los volátiles (densidad superior a 3 g/cm3); la otra (e, f, g y h), ha conseguido retenerlos parcialmente (densidad inferior a 2,2 g/cm3). Los grandes satélites galileanos de Júpiter muestran que Io y Europa poseen una densidad superior a 3 g/cm3, frente a Ganímedes y Calixto, menos calientes y con mucha más agua, con una densidad inferior a 2 g/cm3.


Los satélites galileanos son menos densos cuando están más alejados. (Fuente: Wikipedia.)

También en los planetas del Sistema Solar hay una población más densa y cercana (Mercurio, Venus, Tierra, Marte), junto a otra más lejana y rica en volátiles (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno). Los planetas terrestres, además, muestran cierta relación entre su distancia y densidad.


Los planetas terrestres del Sistema Solar (cuando se descuenta el efecto de la compresión de los planetas más masivos) son menos densos cuando están más alejados. (Fuente: Wikipedia.)

De cualquier forma, los resultados son provisionales. Aunque la mayor interpretabilidad de los datos es un indicio de la mejora de su precisión, las densidades suelen ser volátiles, y quizá todavía necesitan más trabajo para poderlas estimar de forma fiable.



Bueno. Puede ser que al final algunos de los planetas de TRAPPIST-1 sean como el planeta “Solaris” de la novela de Stanislaw Lem: “Bajo el alto y rojo sol, el océano [de Solaris] se mostraba más negro que nunca. Una niebla bermeja desdibujaba el horizonte; era un día especialmente sofocante, que parecía presagiar aquellas tormentas, increíblemente violentas, que varias veces al año azotaban el planeta.”

Estemos atentos.
 


2017. Marzo. Gillon anuncia los 7 planetas de TRAPPIST-1.

2017. Marzo. Rodrigo Luger et al. muestran los resultados del Kepler K2.

2017. Marzo. En general, cuando se estiman masas de exoplanetas con el método del TTV y con el método de la velocidad radial, conjuntamente, las primeras tienen fama de salir más bajas que las segundas. Este artículo viene a reconciliar ambos métodos, mostrando que para periodos orbitales reducidos la diferencia no es tan significativa.

2017. Abril. Tamayo pone de manifiesto la falta de estabilidad del sistema TRAPPIST-1.

2017. Abril. Otros autores, como B. Quarles et al. imponían condiciones sobre los planetas para conseguir que el sistema fuera estable. Con toda seguridad, TRAPPIST-1 f, demasiado cercano a TRAPPIST-1 g, tenía que ser poco masivo y denso para permitir la deseada estabilidad.

2017. Abril. Songhu Wang calcula las nuevas masas de los planetas de TRAPPIST-1. Con estas nuevas masas el sistema es estable.