El tema que vamos a tratar a continuación tiene que ver con exoplanetas, en concreto con la observación de tránsitos de exoplanetas, pero voy a incluir una propuesta, o describir una técnica, que pueden emplear los astrónomos no profesionales, y cuyos resultados podrían ir en la línea de la caracterización de las atmósferas planetarias.
Entiendo que el lector sabe lo que es un exoplaneta, lo que es un tránsito y cómo observarlo, aun así veremos una introducción al mismo y adjunto un enlace que remite a un tutorial en el cual explicamos como realizar este tipo de observaciones. Exoplanetas.pdf
Llamamos exoplanetas a los planetas que se encuentran girando alrededor de otras estrellas diferentes al sol, son planetas en otros sistemas solares alrededor de otras estrellas, el primer exoplaneta descubierto, aunque hay una larga historia de detecciones, se descubrió en 1994 y se presentó en el año 1995, es decir, hace relativamente poco y desde entonces hasta la fecha se conocen mas de 5.000 planetas en otras estrellas, como se puede apreciar en la siguiente imagen sacada de la base de datos de http://exoplanet.eu/.
Estos planetas se han ido descubriendo desde 1995 aplicando diferentes técnicas, sin embargo, la técnica que ha sido más exitosa y la que ha permitido encontrar la mayor parte de los exoplanetas que conocemos hoy en día, es la técnica fotométrica o técnica de tránsitos exoplanetarios.
Gracias a todos los experimentos y misiones, hoy conocemos unos 5.000 exoplanetas y más de 600 sistemas planetarios múltiples.
Los primeros exoplanetas por la técnica de tránsito, se descubrieron desde observatorios en tierra sin embargo, ha sido el advenimiento de observatorios espaciales como Kepler o TESS destinados a la detección de planetas extra-solares con este método de los tránsitos, lo que permitió aumentar en gran medida el número de exoplanetas conocidos, de hecho, bastantes más de la mitad de exoplanetas confirmados han sido encontrados mediante observaciones por la técnica de tránsitos.
Se produce un tránsito de un exoplaneta cuando el planeta se interpone entre el observador y la estrella central del sistema, el planeta tapa una pequeña fracción del brillo de su estrella, suponiendo que a corto plazo la estrella no varía mucho. En un breve resumen, vemos que antes de producirse el tránsito el brillo de la estrella es constante, cuando el planeta empieza a interponerse entre la estrella y el observador el brillo de la estrella va disminuyendo, y cuando ya el planeta se ha introducido completamente por delante del disco de su estrella pues vemos qué la disminución de brillo es importante.
La observación de tránsitos de exoplanetas se ha convertido en una actividad o en una disciplina que los astrónomos aficionados o no profesionales practican con éxito y con solvencia, normalmente centrados en planetas gigantes del tipo júpiter.
Se suelen producir tránsitos cuya profundidad y amplitud de la variación observada es de milésimas de magnitud, esto es una amplitud muy pequeña, pero quien tiene ya formación en la observación de estrellas variables con variaciones de una a dos centésimas de magnitud por ejemplo, puede adentrarse en esta técnica de fotometría diferencial.
Los medios al alcance de los aficionados y también la formación de los mismos en técnicas relativamente complejas tanto de observación como de reducción de datos, permiten alcanzar precisiones inferiores, bastante inferiores a la centésima de magnitud.
El número creciente de astrónomos aficionados que observan y registran estos tránsitos de exoplanetas ha hecho que haya organizaciones o instituciones que centralicen y recojan todas estos datos que se obtienen a partir de las observaciones de tránsitos, como ejemplo y quizás el referente en este tipo de observaciones Exoplanet Transit Database o ETD de la Sociedad Astronómica de la República Checa, que recoge todos los tránsitos que los observadores envían a esta organización. Otro ejemplo de colaboración y uso de los datos por parte de proyectos profesionales es ExoClock, dedicado al calculo de TTV´s (Transit Time Variations) en colaboración con la futura sonda ARIEL de la ESA que estudiará, de qué están hechos los exoplanetas, cómo se formaron y cómo evolucionaron, examinando una muestra diversa de alrededor de 1000 planetas extrasolares.
Normalmente lo que hacemos es observar exoplanetas que ya son conocidos y la observación regular de tránsitos de exoplanetas conocidos tiene utilidad científica como por ejemplo el control de el periodo orbital de los planetas. Es decir, conociendo el periodo del exoplaneta y conociendo el tiempo en que ha ocurrido podemos inferir, ya que es un fenómeno periódico y sabemos cuándo tendrá lugar el siguiente tránsito, vemos que la diferencia del tiempo de tránsito que observamos y el tiempo predicho por esa efemérides es próximo a cero, entonces concluimos que la efemérides es correcta y que el periodo orbital es estable y por tanto tenemos controlado el planeta como un planeta en una órbita regular. En algunos casos se pueden detectar anomalías en esta relación y se puede detectar que a veces el tránsito observado se adelanta o se atrasa con respecto al tiempo previsto y eso indica anomalías en la órbita de ese planeta, esta técnica de denomina TTV´s (Transit Time Variations).
Estas anomalías pueden deberse por una parte a la presencia de otros planetas en el sistema, que por atracción gravitatoria perturban la órbita del exoplaneta conocido y de hecho la observación de estas variaciones de los tiempos de tránsito han servido para proponer e incluso detectar la presencia de nuevos planetas en sistemas planetarios ya conocidos, y que no habían sido detectados previamente ni por la técnica fotométrica, ni espectroscópica, ni ninguna otra de las técnicas.
Una variación periódica en el adelanto o retraso de tiempo de máximo también podría indicar, la presencia de un satélite en este planeta aunque no nos consta que se haya descubierto ninguna exoluna con esta técnica.
Sin embargo, a pesar del interés de todo esto, lo que vamos a exponer aquí es otro tipo de observación que nos podría proporcionar nuevos datos acerca del planeta que estamos observando y en particular datos relativos a la atmósfera del mismo y esto se podría obtener como ya se ha obtenido en algunos casos estudiando los tránsitos del exoplaneta de forma fotométrica, pero utilizando diferentes filtros fotométricos.
Aquí tenemos por ejemplo, observaciones del tránsito de un exoplaneta, wasp-12b obtenidos con diferentes filtros fotométricos.
Los puntos están obtenidos a partir de diferentes filtros fotométricos sloan g,r,i y z, vemos que aparentemente en esta curva, la profundidad del tránsito observado en el filtro g parece que es superior a la profundidad del tránsito observado en el filtro r.
¿Como puede ser? Por qué claro, si consideramos que el disco es completamente homogéneo y que el planeta es completamente opaco, digamos que el efecto del tránsito sería puramente geométrico. La profundidad del tránsito la determinará la relación entre el tamaño del planeta y el tamaño de la estrella. Sin embargo, esto no siempre es asía, aquí tenemos dos ejemplos arxiv.org/abs/1603.02587 , arxiv.org/abs/1511.05601 ambos son trabajos profesionales, donde se presentan las observaciones de tránsitos mediante la técnica fotométrica y donde se observa que utilizando diferentes filtros fotométricos la profundidad del tránsito varía de un filtro a otro y como lo interpretan estos autores, en particular como interpretan esa diferencia de profundidad entre los tránsitos, cuando observamos con diferentes filtros.
Los investigadores lo interpretan, debido a la presencia de dispersión de rayleigh en la atmósfera del exoplaneta. Vamos a explicar esto con un poco más de detalle.
En este ejemplo, digamos aproximado, el tránsito no es sólo del planeta sino del planeta con su atmósfera y si esa atmósfera es transparente, como la atmósfera de la tierra, pues en esa atmósfera al igual que la atmósfera de la tierra se producirá la dispersión de rayleigh.
La dispersión de rayleigh es algo evidente a simple vista en la atmósfera de la tierra y que tiene varios efectos. La produce el hecho de que la luz que nos llega del sol, los fotones que nos llegan del sol interaccionan con electrones de los átomos que se encuentran presentes en la atmósfera y entonces chocan con los electrones de la atmósfera. Estos fotones salen dispersados en una dirección diferente a la que inciden. Esto provoca un fenómeno conocido como fenómeno de extinción atmosférica, esta dispersión de rayleigh es proporcional a la longitud de onda de la radiación elevada a la potencia menos 4, es decir, que tiene una dependencia muy grande con el color y cuanto menor es la longitud de onda de la radiación, cuanto más azul es la luz, de mayor manera se ve sometida a la dispersión de rayleigh, y cuanto más roja es la luz, se ve mucho menos afectada por la dispersión.
¿Qué pasaría en un planeta en el cual tuviésemos una atmósfera transparente parecida a la de la tierra?
Pues tendríamos que el disco del planeta o las zonas opacas del mismo ocultarían la luz de la estrella de igual forma, ahora bien, la atmósfera de la estrella también oculta parte de la radiación que viene de la estrella, pero no en todas las longitudes de onda por igual. Entonces en las longitudes de onda más azules, habría mucha más luz dispersada por la atmósfera del planeta, y por tanto nos llegaría menos en las longitudes de onda más rojas. El planeta aparentemente sería más grande cuando lo observamos con un filtro azul a cuando lo observamos con un filtro rojo.
De esta forma si vemos que en los filtros más azules, el tránsito es más profundo que en los filtros más rojos, entonces concluimos que eso es una atmósfera transparente en la cual tiene lugar la dispersión de rayleigh.
¿Cuál sería la alternativa a una atmósfera opaca, por ejemplo una atmósfera completamente cubierta de nubes?
En una atmósfera completamente cubierta de nubes la atmósfera sería igual de opaca que el disco del planeta, entonces una atmósfera opaca lo que haría es, como si el planeta fuese más grande, pero en todos los filtros, En este caso, no encontraríamos ninguna diferencia en la profundidad del tránsito entre los filtros más azules y los filtros más rojos.
Proponemos que aficionados que puedan tener interés, realicen pruebas de este tipo. Observar los tránsitos en varias longitudes de onda y estudiar si se ve este efecto, en el cual se observa que los tránsitos tomados con filtros más azules son más profundos que los tránsitos tomados con filtros más rojos. Si podemos concluir esto, a través de la observación de varios tránsitos podemos concluir, que efectivamente ese planeta tiene una atmósfera transparente en la cual se produce la dispersión de rayleigh.
Sin embargo, si alguien decide abordar este programa de investigación debe saber que es un programa bastante complejo, porque no basta con medir la profundidad del tránsito realmente en diferentes filtros únicamente. Ya que cómo aparece en este estudio arxiv.org/abs/1511.05601 la conclusión a la que llegan los investigadores es, que el dato el cual les permite afirmar que la atmósfera es transparente y sometida a la dispersión de rayleigh, se obtiene cuando medimos el tamaño del planeta a través de filtros azules, un valor significativamente más alto que cuando medimos el tamaño del planeta a través de los filtros mas rojos. Y hay que determinar por tanto, el tamaño relativo del planeta con respecto a la estrella.
No basta comparar directamente las curvas de luz y ver si una es más profunda que la otra, porque si lo hacemos así puede haber otro efecto. y que no tiene nada que ver con la atmósfera del planeta que nos puede influir. Este es el efecto que se conoce como oscurecimiento al borde o limb-darkening. En el siguiente enlace encontrara mas información sobre este efecto y como afecta a las observaciones de tránsitos. limb-darkening-exoplanetas.
¿Qué es el oscurecimiento al borde o limb-darkening?
Si nos fijamos en esta fotografía del sol tomada durante el tránsito de venus vemos que la parte de la estrella más cercana al limbo se ve más roja es decir llega menos luz que de la parte central y esto es debido a algo parecido a lo que vimos anteriormente.
La dispersión de la atmósfera de la tierra hace que las partes centrales del sol o la luz que sale de la fotosfera de una estrella, cuando miramos en las regiones centrales, vemos que el espesor de atmósfera atravesada ha sido menor, por tanto, vemos la estrella más brillante por unidad de superficie, que cuando nos acercamos al limbo y lo vemos más rojizo y menos brillante, ¿por qué? Porque de nuevo la luz que abandona esta parte de la fotosfera del sol, viene hacia nosotros de forma, por así decirlo, rasante con respecto a la fotosfera y atraviesa mucha más cantidad de atmósfera, por tanto, llega más enrojecida.
Si ahora abordamos nuestro proyecto de intentar comparar curvas de luz tomadas en diferentes filtros, resulta que este oscurecimiento al borde o limb-darkening depende de la longitud de onda de la radiación, y es más notable para los filtros azules y menos notable para los filtros más rojos. Porque, es algo parecido a la dispersión de la atmósfera de la propia estrella, entonces.
¿Qué sucede si únicamente comparamos profundidades de los tránsitos que observamos?
Pues podemos observar variaciones que puedan ser debidas a la diferencia de color del oscurecimiento al borde, y no realmente a que el exoplaneta tenga una atmósfera en la cual se produce dispersión de rayleigh.
Entonces si queremos abordar este problema, si queremos intentar detectar atmósferas transparentes y diferenciarlas de las atmósferas opacas. Lo que tendríamos que hacer es, a partir de nuestras observaciones tratar de determinar el tamaño relativo del planeta a su estrella, o el tamaño absoluto si conocemos el tamaño estimado. Y esto lo podemos hacer porque, aunque es un cálculo muy complicado a partir de nuestra curva de luz calcular el tamaño intrínseco del planeta, o el tamaño del exoplaneta relativo al tamaño de la estrella. Sin embargo, existe en la red herramientas que sí nos pueden servir para este propósito y nos pueden permitir calcular varios parámetros del exoplaneta a partir de nuestros datos del transito observado.
A partir de nuestra curva de luz de un tránsito subida por ejemplo a ETD, como vemos en las gráficas anteriores, nos traza una curva media ajustada al tránsito corrigiendo la extinción y esa curva media está parametrizada por los parámetros propios físicos del planeta y de su estrella.
Uno de esos parámetros que parametriza la curva es el tamaño del planeta, sin embargo, hay una herramienta mucho más eficiente y más fácil de usar que recomiendo. Es la herramienta exo-fast que se encuentra disponible en el archivo de exoplanetas de la nasa: exoplanetarchive.ipac.caltech.edu/cgi-bin/ExoFAST/nph-exofast
Introducimos algunos parámetros relativos a la estrella pero muchos de esos parámetros son parámetros conocidos que están incorporados en la propia herramienta, y otros si no están incorporados, se pueden buscar en la base de datos de exoplanetas. Mas tarde veremos cómo utilizar esta herramienta.
Conclusiones
Entonces y ya a modo de conclusión, para abordar un proyecto de investigación de este tipo lo que tendríamos que hacer es, en primer lugar desde el punto de vista observacional tratar de observar tránsitos de exoplanetas utilizando varios filtros fotométricos, dependiendo del tamaño de nuestro telescopio y de lo rápido que podamos tomar las imágenes. Unos tiempos de exposición cortos del mismo tránsito permitirán ir alternando entre dos filtros fotométricos o también se puede observar varios tránsitos del mismo planeta unas veces con un filtro y otras veces con otro.
En cualquier caso aunque utilicemos estos tipos de herramientas, los resultados se ven afectados de un error relativamente grande porque la profundidad del tránsito es pequeña. Digamos que para emprender un programa de este tipo, tendríamos que plantearnos observar sistemáticamente los mismos tránsitos de exoplanetas, para ver si en alguno de ellos efectivamente detectamos este efecto.
Y para detectar este efecto la estrategia sería, una vez obtenida la curva de luz, hacer uso de la herramienta exo-fast y a partir de nuestra curva de luz que introducimos en la herramienta, nos presentara los datos y en particular nos interesan los datos relativos al tamaño del exoplaneta.
Pero todo esto lo veremos en la siguiente entrada, espero que os haya sido de ayuda.