Exoplanetas (3/6) FOTOMETRÍA DE TRÁNSITO

Gráfico de un tránsito planetario: Mientras el planeta se mueve en frente de la estrella, la luminosidad decae, para luego retornar a su valor inicial cuando el ciclo se completa Credit: NASA/JPL-Caltech/UMD/GSFC


FOTOMETRÍA DE TRÁNSITO: UN MÉTODO PARA ENCONTRAR "TIERRAS"

Este método detecta planetas distantes midiendo la atenuación del brillo de una estrella cuando un planeta pasa entre ella y la tierra. Este paso del eventual planeta entre la estrella y la tierra es llamado “tránsito”; si esta atenuación de brillo estelar se registra en intervalos regulares y dura un determinado lapso de tiempo, se puede inferir que hay un planeta orbitando la estrella.

Este tránsito refleja el ratio de tamaño entre la estrella y el planeta, naturalmente, mientras mayor sea el planeta, habrá un efecto más apreciable. (Ver gráfico del comienzo de este post)

El tamaño de la estrella puede ser determinado acuciosamente a través de su espectro, mientras que la fotometría da a los astrónomos una buena estimación del tamaño del planeta, aunque no de su masa. Esto hace que la fotometría se pueda considerar un excelente complemento para los métodos espectroscópicos, que proveen masa, pero no tamaños. Usando ambos valores, se puede determinar la densidad del planeta, un importante paso para definir su composición.


Ventajas
Este método es de los de mayor susceptibilidad para encontrar exoplanetas. Por ejemplo, la sonda “Kepler” puede aprovechar al máximo la sensibilidad de sus equipos para encontrar planetas del tamaño de la tierra a través de él, incluso a distancias de 1 UA aproximadamente respecto a su estrella, ningún otro método brinda esta exactitud.

Cuando se combina con el método de la “velocidad radial”, un tránsito puede también proveer una buena estimación de la masa del planeta, esto en especial si el sistema se ve “en su plano”.

Por otra parte, el tránsito también puede dar información de la eventual atmósfera del planeta, ya que la luz del planeta puede ser absorbida a diferentes longitudes de onda; el eventual “espectro de absorción” dependerá de los diferentes gases presentes en la atmósfera, permitiendo con esto determinar la composición.
En adición a este tránsito “primario”, que ocurre cuando el planeta pasa en frente de la estrella, los científicos también se interesan en el “secundario”, que ocurre cuando el planeta desaparece completamente detrás de la estrella (visto desde la Tierra); analizando el cambio en el espectro de la estrella en ambas situaciones, se puede inferir el espectro del planeta, con ello se puede llegar a deducir temperatura y composición atmosférica también.

Finalmente, las investigaciones en este método pueden operar a gran escala, ya que los diversos equipos como TreS, OGLE, HAT y WASP, en conjunto con la sonda Kepler, pueden hacer seguimiento a miles de estrellas, con este precedente, es posible que este método sea prontamente el más importante.

Desventajas
La desventaja natural es que no siempre desde la Tierra, tendremos la visual que un planeta “transite” sobre una estrella, es decir, que estemos en el mismo plano del sistema, esto, para muchos sistemas, no pasará jamás.

Otro problema es que eventualmente el tránsito podría durar solamente una pequeña fracción del período orbital del planeta; como se requieren varios tránsitos para garantizar la fiabilidad del descubrimiento, esto es un grave inconveniente.
Finalmente, es importante mencionar que este método ha reportado varios “falsos positivos”, debido a la dificultad a veces, en determinar si es un sistema binario, o un sistema estrella-planeta.

La estrategia de búsqueda

Dada la naturaleza del método, no es muy viable encontrar exoplanetas para un observador aislado, el ideal es tener un telescopio automatizado que registre muchos sistemas en períodos regulares y largos de tiempo, estrategia usada por diversos proyectos alrededor del mundo.

Fuente: Planetary Society

Exoplanetas (2/6)

Gráfico de velocidad radial de Pegasi 51: El primer exoplaneta detectado y confirmado. Los puntos indican las mediciones registradas. La sinusoide es una forma característica del gráfico “velocidad radial” de una estrella sometida a los efectos gravitacionales de un planeta orbitante. Crédito: exoplanets.org


VELOCIDAD RADIAL: EL MÉTODO QUE FUNCIONA

Este método, también conocido como espectroscopía Doppler, es el más efectivo para localizar exoplanetas con la actual tecnología. Muchos de las otras técnicas prometen avances significativos pero para el futuro, la gran mayoría de los exoplanetas encontrados hasta ahora han sido detectados por velocidad radial.

Los principios tras el método descansan en el hecho que una estrella no permanece completamente estacionaria cuando es orbitada por un planeta; en efecto, se mueve, aunque ligeramente, en pequeños círculos o elipses, respondiendo al efecto gravitacional de su compañero pequeño. Visto desde la distancia, este pequeño movimiento afecta el espectro de luz normal de la estrella, o el registro del color. Si la estrella se mueve hacia el observador, el espectro levemente se cargará hacia el azul, si se aleja, hacia el rojo.

Usando espectrógrafos muy sensibles, los cazadores de planetas pueden hacer seguimiento al espectro de una estrella, buscando períodos regulares en que éste se mueva hacia el azul y luego al rojo, de forma alternante. La regularidad de la periodicidad (días, meses o años) y del desplazamiento doppler, sugiere ciertamente que la estrella está siendo orbitada por un cuerpo celeste; en la medida que el objeto esté bajo un rango determinado de masa, podría ser un planeta.

El éxito del método se apoya en el desarrollo de la tecnología de los últimos años, capaz de crear espectrógrafos lo suficientemente sensibles para como captar pequeños movimientos de las estrellas. Por ejemplo, el equipo de Geoff Marcy, tiene un espectrógrafo capaz de captar movimientos estelares tan lentos como de 3 m/s. No es casualidad por ende, que este team haya descubierto sobre la mitad de los exoplanetas registrados a la fecha.

Ventaja
Es hasta la fecha sin duda, el método más exitoso para detectar exoplanetas.


Inconvenientes

Una característica de este método es que no permite determinar rigurosamente la masa de un exoplaneta, solamente provee una estimación de su masa mínima. Esto no es un problema menor, ya que la masa es la característica más relevante a la hora de distinguir entre planetas y estrellas pequeñas. Algunos astrónomos argumentan que al menos algunos de los exoplanetas supuestamente descubiertos por espectroscopía, son en realidad estrellas de baja masa.

La fuente de esta problemática es que el método de la velocidad radial registra solamente el movimiento de acercamiento o alejamiento de una estrella, el cual es solamente significativo cuando el plano orbital se ve “de lado”, ya que el movimiento está en "verdadera magnitud"; sin embargo cuando se observa el plano orbital “en verdadera magnitud” (visual está a 90º respecto a plano de la órbita) es un problema, ya que ninguna parte del movimiento será radialmente significativa. Esto implica que solamente en el caso inicial la masa puede ser estimada con prolijidad.

Sin embargo en la mayoría de los casos los exoplanetas no van a estar ni completamente de lado ni de frente, sino en un cierto ángulo. Esto implica que el espectrógrafo no captará el movimiento completo de una estrella sino solamente una componente, por ende, como la masa del exoplaneta es proporcional al movimiento de perturbación registrado en la estrella, el eventual valor determinado será menor al real, entregando una cota mínima solamente.

Por otra parte, sólo raras veces los astrónomos conocen el valor verdadero de la inclinación de un plano orbital, esto abre la posibilidad a que al menos algunos de los objetos detectados a la fecha, sean demasiado masivos para ser considerados planetas.

Otro inconveniente del método es que es más propenso a encontrar planetas que son del tipo denominado “hot Júpiters”. Estos gigantes gaseosos, orbitan a altas velocidades alrededor de su estrella, produciendo relativamente fuertes perturbaciones, más fácilmente detectables desde la tierra por los espectrógrafos; esto es una desventaja para el descubrimiento de planetas más lejanos a la estrella, de mayores períodos y menos masa, incluyendo los mundos rocosos como la tierra.

Fuente: Planetary Society

Exoplanetas (1/6)

Por definición, un exoplaneta o planeta extrasolar, es un planeta que orbita una estrella diferente al Sol, por ende, no pertenece al sistema solar.

Si bien es cierto que desde principios del siglo XX, cuando se aceptó el concepto de "galaxias" o "universos islas" de Kant, muchos astrónomos comenzaron a pensar en la posibilidad que otras estrellas tuvieran planetas, no fue hasta 1995 cuando a través de métodos indirectos, los astrónomos Mayor y Queloz detectaron el primero.

A la fecha se han detectado alrededor de 400 y el número ha de ir en aumento. Se espera que la misión Kepler pueda aportar al respecto, ya en sus primeros meses de vida ha aportado a más de 700 indicios de planetas.

La gran mayoría de los exoplanetas son gigantes, del tipo de los gigantes gaseosos del sistema solar, el primero más pequeño, tipo Tierra fue descubierto recién en el 2007, y se supone que tiene una masa de cinco tierras, siendo interesante su estudio, ya que sería un mundo rocoso gigante.

Entre los métodos de detección de los exoplanetas se puede mencionar:

+ Velocidad radial
+ Fotometría de tránsito
+ Astrometría
+ Microlentes gravitacionales
+ Imagen directa

Los iremos profundizando en las siguientes semanas, siendo este posteo el primero de una serie de seis sobre exoplanetas.

¿Qué son los agujeros negros?

Muchas veces mal entendidos o mal explicados, los agujeros negros han sido objeto de culto por parte de muchas personas ajenas a la ciencia, quienes tienen los créditos de la difusión del concepto, pero a veces con la culpabilidad de dar ideas erróneas al público general.

Un agujero negro se puede definir como una región del espacio, con una enorme fuerza de gravedad actuante, de tal magnitud que no deja ni siquiera escapar la luz de su efecto gravitatorio.

Es por su naturaleza que es más correcto definirlos como una región del espacio más que una "objeto negro de gas, o estrella negra". De acuerdo a la Teoría de la Relatividad General, los agujeros negros son eventos factibles de producirse cuando el espacio tiempo es distorsionado por la presencia de objetos de altísima densidad.

Aunque en general se cree que fue Albert Einstein quien postuló su existencia, la verdad es que un clérigo inglés llamado John Michell fue quien en 1783 los mencionó por vez primera, en un paper sobre estrellas masivas, las cuales según él, podrían llegar a tener tanta masa que eventualmente no podrían dejar escapar ni siquiera a la luz, las llamó "estrellas obscuras". El término "agujero negro" fue acuñado por el físico estadounidense John Wheeler recién en 1967.

En el año 1916 una importante fórmula respecto a los agujeros negros fue derivada: el radio de Schwarszchild. Ella muestra que existe un radio crítico para una determinada masa, para que el objeto se "convierta" en un agujero negro:

Rs=2GM/c^2

Siendo M la masa del objeto, G la constante de gravitación universal, y c la velocidad de la luz.

A modo de ejemplo práctico, si se ingresa la masa del sol, el radio de Schwarszchild para nuestra estrella sería de solamente, ¡3 kms!; es decir, más menos el 0.0001% de su radio actual.

Las Cefeidas: importantes estrellas variables

En esta ocasión hablaremos de un tipo de estrella variable (aquellas que cambian su luminosidad en el tiempo), llamado Cefeida.



Las cefeidas se caracterizan por tener una muy exacta y definida relación entre luminosidad (L) y período (P), esto implica que se puede inferir de ellas una relación matemática log (P) vs M del tipo M=a*log(P)+b (lineal), que conlleva al cálculo de la distancia de la cefeida, a través de la siguiente fórmula deducida a partir de la ley de Pogson (que relaciona magnitudes aparentes con brillos):
M-m = 5 - 5log(d)

Siendo:
M: magnitud absoluta de la estrella
m: magnitud relativa de la estrella desde la tierra
d: distancia entre la estrella y la tierra

En efecto, asumiendo el sensato supuesto que las cefeidas son estrellas que siguen la relación M=a*log(P)+b en cualquier parte del universo, teniendo la magnitud absoluta M, y la relativa m (estimada desde una observación), la distancia d puede ser calculada muy fácilmente. Esto es de una importancia enorme, ya que si una cefeida es descubierta en una galaxia cercana, la medición de su período permitiría estimar la distancia a aquella galaxia.

Como ejemplo, si sabemos que la relación calibrada de cefeidas es M=-2-3logP, y de las observaciones a una cierta cefeida en una galaxia cercana construimos la relación de magnitud aparente m = 16-3log P, M-m = -18 = 5 - 5log(d) da como resultado una distancia d=39810 [pc]

La fusión del Helio e Hidrógeno en una estrella

En el proceso de generación de energía estelar, hay una pregunta interesante que surge:

¿Porqué la fusión del helio requiere temperaturas mayores que la del hidrógeno?

Tenemos que los átomos de He tienen dos protones y sus respectivos neutrones, mientras que los de H solamente un protón, por lo tanto, en el proceso de romper la barrera de la repulsión eléctrica natural (con el fin de hacer un proceso de fusión), dos átomos de He requieren más energía, por ende mayor temperatura, que dos átomos de H.