Mes: julio 2016

Investigación

Observando un tránsito planetario a 1.400 años luz

Soy una de esas personas que desde pequeño ha querido apuntar hacia las estrellas y tratar de comprender lo que el Universo nos está intentando contar. La extrañez de esta afición (para algunos somos frikis) no lo parece tanto cuando ves a muchas personas que comparten este gusto, y otras tantas que, sin dedicar su tiempo libre a ello, sienten una curiosidad por aquellos eventos que han leído en los medios de comunicación.

Uno de estos hechos importantes lo constituye la estrella Lich (para los científicos se llama PSR B1257+12), en la constelación de Virgo. Lich es el cuerpo que ha quedado tras la explosión de una estrella muy masiva en forma de supernova. Este tipo de cuerpo se conoce como púlsar, siendo un objeto muy denso emitiendo grandes cantidades de radiación (la luz que vemos con nuestros ojos es sólo una parte de toda la radiación que se conoce). Esta radiación la emite en forma de faro espacial en un gigantesco océano cósmico. Os hablo de esta estrella, porque a su alrededor se descubrieron en 1992 los dos primeros planetas más allá de nuestro sistema solar (lo que formalmente se conoce como exoplanetas). Uno de ellos, además, es bastante pequeño, con un tamaño comparable a la Luna.

Desde entonces, la cuenta ha ascendido a cerca de 3.500 exoplanetas mediante diversos métodos. Muy pocos se han descubierto de manera directa, es decir, a través de fotografías, sino que más bien se han empleado métodos indirectos por los efectos que el planeta causa en la estrella progenitora. Uno de estos métodos es el de los tránsitos planetarios, donde un planeta cruza el disco estelar, y el brillo aparente de su estrella disminuye durante un tiempo dado (en torno a unas horas por lo general). Para verlo de manera más clara, en la siguiente figura vemos cómo el planeta en el punto 1 se va acercando a su estrella pero sin alterar su brillo aparente. En el punto 2 ya comienza a tocar el disco de la estrella, hecho que se llega a completar en el punto 3. Entre el punto 3 y 4 transita el disco, hasta que entre en los puntos 4 y 5 comienza a salir del mismo, para volver al estado inicial en el punto 6. Esta gráfica relacionando el brillo con el tiempo se conoce como “curva de luz”:

Transito Planetario

Hace unas semanas, mi grupo de trabajo en el Máster de Astronomía y Astrofísica de la Universidad Internacional de Valencia (VIU) propuso observar un tránsito planetario mediante la técnica anteriormente descrita. Para ello, teníamos la gran oportunidad de poder usar el telescopio de 150 cm en el Observatorio de Sierra Nevada (OSN), en Granada, España. Para ello, escogimos el exoplaneta TrES-4b, descubierto en el año 2007. Se llama así porque fue el cuarto sistema planetario hallado por el Sondeo Exoplanetario Transatlántico (TrES por sus siglas en inglés), donde la letra ‘b’ se corresponde al primer planeta que se encuentra en torno a su estrella (si se descubrieran más, se continuarían con las siguientes letras del abecedario). La estrella tiene una magnitud de 11,6 (es como medimos el brillo aparente de los cuerpos en el cielo), es decir, es unas 170 veces más débil que las estrellas más débiles visibles a simple vista sin instrumentos en cielos completamente oscuros sin contaminación lumínica. Se estima que este cuerpo está a tan sólo 1.430 años luz de distancia en dirección a la constelación de Hércules, y orbita su estrella en 3 días y medio. Su radio es casi el doble del de Júpiter, y aun así tiene menor masa, por lo que los astrónomos lo califican como “planeta inflado” (y no es para menos). También lo califican como “Júpiter caliente”, porque a tan poca distancia de su estrella sus temperaturas son bastante elevadas. Hoy en día existen herramientas para saber cuándo se producirá uno de estos tránsitos, por lo que no tuvimos que andar con matemáticas complejas, simplemente saber las coordenadas del observatorio y las fechas.

Vayamos al grano. En esta sesión de observación, nos conectábamos en remoto con el operador del telescopio, Fran Aceituno. Él sería quien nos guiaría durante tres noches consecutivas, para saber manejar el telescopio y los programas de control. He de decir que la cosa fue bastante bien, aunque en este artículo os hablo solamente de la primera sesión.

Tras las tomas de calibración (las que se realizan para eliminar esos detalles de las fotos que nos molestan y que no tienen nada que ver con el objeto de estudio), echamos fotos a la región del cielo donde se encontraba el planeta TrES-4b. Para que os hagáis a la idea, las imágenes son casi todas así:

campo de estrellas - tránsito planetario

En total, 395 imágenes de 45 segundos de exposición cada una, cubriendo un tiempo total de 5 horas y media. Como vivimos en una época tecnológicamente rica, os podéis imaginar que esto se puede programar fácilmente, y estás todo el rato prácticamente sin hacer nada (salvo leer, estudiar, ver alguna peli… cualquier cosa para distraerte y no quedarte dormido, ya que te pasas la noche en vela). Aunque no lo parezca, el tiempo se nos pasó volando. En vivo puedes comparar el brillo de la estrella con alguna otra de la imagen que no sea variable con el programa Fotodif. Durante el comienzo, veíamos que el brillo no variaba, hasta que a la hora estimada (más o menos) notábamos cómo iba bajando muy lentamente, porque el planeta ya entraba en el disco de su estrella. Antes de salir del disco de la estrella, el viento comenzó a soplar cada vez más fuerte, y estuvimos a punto de tener que anular la observación, porque lo primero, al fin y al cabo, es la seguridad de los propios instrumentos. Por suerte, no hubo que llegar a dicho punto, y completamos el tiempo de observación deseado. Ya los datos que veíamos en directo eran muy buenos y lográbamos ver una curva de luz con muy buenos detalles. La gráfica de la que os hablo es la siguiente, donde a la izquierda tenemos la diferencia de magnitudes con respecto al objeto de calibración (10 milimagnitudes para los más entendidos):

curva de luz 3 - tránsito planetario

Como veis, muy similar a la que os mostré arriba. Cada medida está representada por un punto rojo en la gráfica (hay 395 puntos), y como no son exactas, se muestran unas líneas verticales para mostrar el margen de error. Nótese cómo, debido a que el planeta tiene un tamaño no muy distinto a su estrella, al tener un cierto grosor va entrando poco a poco en el disco, de ahí que exista una pendiente de bajada y de subida. Tengo que aclarar que las diferencias de brillo no se notan absolutamente nada en las fotografías. No es que haya que tener buen ojo para verlo, es que sencillamente no se puede detectar si no es con análisis matemático, ya que la diferencia es de tan sólo casi un 1% de brillo.

Hagamos ahora unas matemáticas básicas, donde espero no ahuyentar a nadie (es la única fórmula, lo prometo). Conociendo el radio de la estrella (aproximadamente 1,8 veces el del Sol), podemos saber el radio del planeta mediante la siguiente fórmula:

sirio_formula

En esta fórmula, tanto el radio del planeta como el de la estrella se expresan con las mismas unidades. Teniendo en cuenta esto, y que la diferencia de magnitudes es de 0,01, el planeta tiene 1,75 radios de Júpiter.

Si queremos obtener un número más preciso, recurrimos a programas como AstroImageJ para estudiar tránsitos planetarios. La siguiente figura se ha realizado mediante este software:

curva de luz exoplaneta - tránsito planetario

Es parecido a la anterior, pero con más información que no voy a detallar completamente. Fijémonos en la curva central, que se ha idealizado para los datos de los que disponemos. Gracias a esa curva, el programa nos dice que el planeta tiene 1,68 radios de Júpiter y orbita con una inclinación orbital con respecto a nosotros de 82,457º. Los valores aceptados hoy en día son de 1,706 (±0,056) radios de Júpiter y 82,81 (±0,37)º. Vamos, como se puede observar casi hemos dado en el clavo.

Por último, si os fijáis en la primera imagen, veréis que había una estrella con la etiqueta VAR-1. Se trata de una estrella variable de corto periodo que coincidía con el mismo campo donde se encontraba el planeta extrasolar. Tiene el poco romántico nombre de VSX J175302.5+371313, donde el programa Fotodif le calculó un periodo de 0,085 días (aproximadamente dos horas). El real teórico es de 0,083 días. Tampoco está nada mal este cálculo, si tenemos en cuenta que no hemos completado ni siquiera 3 periodos de la señal. Destacaré también un detalle, y es que las condiciones meteorológicas (no sólo el viento) empeoraron conforme avanzaba la noche, de ahí que la estrella variable tenga una curva un tanto deforme:

Curva de luz estrella variable - tránsito planetario

¡Y nada más! Toda una experiencia muy bonita en la que pudimos aprender bastante, si bien me he dejado algún detalle para el siguiente artículo. Como os dije, tuvimos tres sesiones, y ésta es solamente la primera de ellas. La segunda se nos estropeó, pero la tercera, aunque comenzó regular, mereció muchísimo la pena quedarse hasta el amanecer.

Os dejo a continuación algunas referencias por si queréis conocer más detalles:

Referencias:

Autor del artículo: Isaac Lozano.

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