Un curso en observaciones de exoplanetas con el Telescopio Espacial James Webb

• Título: Transit Spectroscopy with JWST: Systematics, starspots and stitching
• Autores: J.K. Barstow, S. Aigrain, P.G.J. Irwin, S. Kendrew, L.N. Fletcher
• Institución del autor principal: University of Oxford
• Estatus de la publicación: Accepted to MNRAS
• Astrobite en Inglés: Crash course in exoplanet observations with the James Webb Space Telescope

Figura 1. Imagen del Telescopio Espacial James Webb (Por: NASA)

El año actual es 2015. En tres años más, el Telescopio Espacial James Webb de la NASA (NASA’s James Webb Space Telescope, JWST por su sigla en inglés) entrará a su órbita a una distancia de 930.000 millas de la Tierra.  JWST es el sucesor del Telescopio Espacial Hubble, pero cuesta casi 4 veces más. Juntos, tenemos casi 3 años para encontrar la manera de utilizar esta misión de 9 mil millones de dólares con la mayor eficacia. Tranquilos. Pero, ¿qué implica esto? Hay tres aspectos de la preparación de la misión: 1) probar mientras volar, volar mientras probar; 2) aprender cómo utilizar los instrumentos con mayor eficacia; 3) orar para que todos estuviesen prestando atención en la escuela cuando aprendimos la conversión desde de SI (Sistema Internacional de unidades básicas) al sistema métrico. Supongamos que (3) es cierto y si quiere una prueba de que los ingenieros de la NASA están probando cada pieza del instrumento, busque el webinar “Behind the Webb”!

Entonces, esto nos deja la opción (2): aprender a utilizar los instrumentos con mayor eficacia. Barstow et al. reconocen que las manchas estelares, los errores sistemáticos del instrumento y las “puntadas” (ver más abajo), podrían afectar al resultado científico que tiene que ver con los exoplanetas. Con el fin de investigar estos efectos, se necesita un conjunto de modelos intensivos.

El procedimiento de Barstow et al. es el siguiente:

1. Simular 4 casos de prueba de espectros planetarios (Júpiter caliente, Neptuno caliente, Neptuno cálido, la Tierra).
2. Simular la las manchas estelares de la estrella madre del planeta.
3. Simular los espectros “en tránsito” y “fuera de tránsito”.
4. Simular cómo se ven los espectros “en tránsito” y “fuera de tránsito” desde los ojos de JWST.
5. Hacer de cuenta que no se sabe nada del planeta simulado y utilizar un análisis estadístico (llamado modelización inversa) para ver si se pueden deducir algunos parámetros planetarios.

En el contexto de espectroscopía de transmisión, los parámetros planetarios que uno esperaría deducir son las abundancias de gases (en este caso, relaciones de mezcla del volumen atmosférico de H₂O, CO₂, CO, CH₄, H₂/He) y un perfil de temperatura-presión (T-P). Abundancias de gas nos dicen el tipo de atmósfera del planeta. ¿Tiene mucho dióxido de carbono como Marte, o es más parecido a la Tierra con su oxígeno? Los perfiles T-P nos dicen que está pasando con el clima. ¿Es parecido a la Tierra, donde puedo salir afuera para broncearme, o más parecido a Venus, donde puedo salir afuera para hornear una pizza en el suelo en 9 segundos? Pero antes de discutir la modelización inversa, es importante entender los fuentes de ruido: manchas estelares, errores sistemáticos y puntadas.

Manchas estelares

Digamos que estoy observando el planeta X alrededor la estrella YZ. Quiero observar el planeta X durante los 30 minutos antes del tránsito, una hora en tránsito, y 30 minutos después del tránsito. Esto quiere decir que quiero observar por 2 horas. Debido que mi estrella es brillante, tomo una serie de exposiciones cortas durante todo el tránsito de 2 horas. Obtengo varios espectros “fuera de tránsito” (sólo estrella) y varios espectros “en tránsito” (estrella más planeta). Si le resto todos los datos “fuera” de los datos “en tránsito”, resulta el espectro del planeta: (Estrella + Planeta) – Estrella = Planeta. Casi todas las estrellas varían en brillo debido a las manchas estelares (regiones pequeñas de baja temperatura que generan fluctuaciones de brillo). Esto significa que podemos tener algo así: (Estrella + Planeta) – (Estrella + Manchas estelares) = Planeta – Manchas estelares. ¿Cómo puede JWST observar exoplanetas con precisión si nuestra estrella está variando rápidamente? ¿Podrá este efecto dominar nuestras observaciones?

Errores sistemáticos y puntadas (“stitching”)

JWST es el primer explorador con instrumentos optimizados para la caracterización (no detección) de exoplanetas. Aunque Hubble y Spitzer tuvieron mucho éxito de exoplanetas, ése no era su objetivo. JWST tiene cuatro instrumentos: NIRSpec, NIRISS, MIRI and NIRCam. Todos van a ofrecer ciencia revolucionaria de exoplanetas, pero por el bien de una discusión sencilla, vamos a centrarnos en NIRSpec y MIRI. NIRSpec (the Near Infrared Spectrometer, que significa el espectrómetro infrarrojo cercano) es el único espectrómetro a bordo que incluye la región 0.6-5 micrones en una sola exposición. Imagínate que estás tomando un panorama. NIRSpec te permitiría apuntar y tomar la imagen completa en un solo clic. NIRCam y NIRISS requerirían tomar unas 3 imágenes y luego unirlas (por el método de “puntadas,” o “stitching”) para crear la imagen final. Cada vez que utilizas el método de puntadas, introduces un cierto grado de incertidumbre en el espectro final. Utilizando NIRSpec, esta incertidumbre disminuye.

MIRI incluye la región 5-12 micrones en dos observaciones. Utilizando una combinación de NIRSpec y MIRI permitiría cubrir un amplio rango de longitudes de onda a través de la unión de 3 imágenes. Nuestra tarea es cada vez más complicada porque el objeto que estamos observando (la estrella) podría estar cambiando constantemente debido a las manchas estelares. Volviendo al ejemplo del panorama, sería como tratar de obtener una imagen de un partido entero de fútbol. Los/las jugadores siempre se están moviendo, así que ¿cómo vas a saber cómo alinear el imagen? Tomando en cuenta estas fuentes de incertidumbre, Barstow et al. discuten qué resultados científicos de exoplanetas podemos esperar por JWST.

Resultados científicos

Barstow et al. investigaron cuatro casos, pero aquí analizamos los dos casos de planetas más extremos: 1) uno que sabemos que podemos caracterizar: un Neptuno caliente orbitando alrededor una estrella fría (enana M), y 2) uno que va a ser muy difícil: un planeta parecido a la Tierra en la zona habitable de una estrella fría (enana M). Primero, vamos a comparar el espectro de tránsito secundario (cuando el planeta casi va a pasar atrás la estrella). Los espectros se representan en el gráfico que muestra la relación entre el radio del planeta y el radio de la estrella. Cuando el planeta tiene una atmósfera compuesta por cierto tipo de gas, ese gas emite fotones y el planeta se ve más grande, produciendo un aumento en la relación (eje-y). Esto indica la presencia de un gas en particular.

Figura 2. Izquierda: Espectro secundario de un Neptuno caliente alrededor de una enana M, mostrando las líneas espectrales detectadas.  Derecha: Espectro secundario de un planeta parecido a la Tierra alrededor de una enana M, también mostrando las líneas espectrales.  Punto principal: Los Neptunos calientes se pueden observar con facilidad, pero las “tierras” son mas difíciles detectar. (Imagen adaptado de las figuras 8 y 18 en Barstow et al. 2015)

Fíjate que en el caso del Neptuno caliente, hay muy poco ruido. Esto es porque las atmósferas de los Neptunos calientes están más hinchados y calientes, y por lo tanto más fáciles de ver. Se puede ver fácilmente las líneas espectrales de varios gases atmosféricos: CH₄, CO₂, CO, y H₂O. El espectro parecido al de la Tierra tiene más ruido, pero todavía podemos detectar las líneas espectrales de CO₂ and a O₃ . Ahora, podemos comparar los perfiles de temperatura-presión (T-P) que pertenecen a los dos casos. ¡Espérate! No es posible recuperar un perfil T-P para una “tierra” alrededor una enana M. No hay suficientes fotones para restringir nada en este caso. Dicho esto, ¡el perfil de T-P obtenido del Neptuno caliente es hermoso! La línea negra (en la Figura 3, siguiente) es el perfil en paso #1, y los colores son todos los perfiles que resultaron de la modelización inversa.

Figura 3.  Perfiles temperaturas de realizaciones de la modelización de un Neptuno caliente alrededor una enana M.  No se puede crear un perfil parecido para una “tierra.” (Imagen adoptado de la figura 9 en Barstow et al. 2015)

Al final, Barstow et al. demuestran que a pesar de las manchas estelares, errores sistemáticos y puntadas, podemos restringir las atmósferas de los Neptunos calientes, los Júpiteres calientes, e incluso los Neptunos cálidos. Antes de que la Misión Kepler hubiese encontrado más de 4000 planetas candidatos, todo lo que sabíamos de los exoplanetas es que existían. Después de JWST, habremos dado a conocer una gran cantidad de características de los planetas. Incluso los planetas que no se parecen a los de nuestro sistema solar. Además, si encontramos un planeta cercano alrededor de una estrella fría, Barstow et al. demuestran que sería difícil pero no imposible deducir los contenidos de una atmósfera planetaria similar a la Tierra.