Un nuevo descubrimiento de un eclipse secundario

• Título: The Discovery of a Secondary Eclipse of HAT-P-11
• Autores: K. F. Huber, S. Czesla, and J. H. M. M. Schmitt
• Institución del primer autor: Universität Hamburg
• Estado: Accepted by Astronomy & Astrophysics
• Astrobite original: A new discovery of a secondary eclipse por Gudmundur Stefansson

HAT-P-11 es un sistema planetario interesante, y ha sido discutido anteriormente en Astrobites.  El sistema tiene un planeta en transito del tamaño de Neptuno (HAT-P-11b, el cual será referido como El Planeta) con vapor de agua en su atmósfera (figura 1).  La estrella anfitrión HAT-P-11 (referida como La Estrella Anfitrión) es conocida por estar altamente activa — y porque además muchas manchas estelares han sido detectadas periódicamente.

La novedad de la publicación de hoy es la primera detección del eclipse secundario de El Planeta, que nos da una pista de la estructura termal de la atmósfera.  ¿Hace calor? ¿Frío? Debemos investigar.

Figura 1: El concepto artístico de El Planeta, tiene el tamaño de neptuno con una atmósfera aparente.  En el imagen está cruzando delante de la estrella anfitrión. Créditos: NASA/JPL-Caltech.

Una vista más cercana al eclipse secundario

Un exo-planeta en tránsito cruza delante de su anfitrión, bloqueando algo de la luz de la estrella (ver figura 2).  En un eclipse secundario, el planeta cruza detrás de la estrella, y la luz del planeta está bloqueada.  Un tránsito es más fácil detectar que un eclipse secundario, dado que el planeta es menos brillante que la estrella anfitrión (la luminosidad de un planeta tiene que ver con su propia radiación termal y la luz reflejada de la estrella).  Con una detección clara, ambos señales dan información importante del planeta: del tránsito se puede medir el tamaño (radio) del planeta con respecto al anfitrión; del eclipse secundario logramos información de la estructura termal de la atmósfera planetaria.

Figura 2: Una comparación entre un tránsito (“transit”) y eclipse secundario (a veces se llama ocultación, “occultation”).  En un tránsito planetario, el planeta cruza delante de la estrella (ver la depresión debajo), bloqueando una fracción de la luz de la estrella. En un eclipse secundario, el planeta cruza detrás de la estrella, bloqueando una fracción de la luz del planeta (la depresión en el medio).  La depresión del eclipse es menos profunda porque el planeta es menos brillante que la estrella. Imagen: Josh Winn.

Minería de datos Kepler: buscando el eclipse secundario

Los autores usan los datos de Kepler para buscar el eclipse secundario del planeta.  A través del ajuste de curvas de los tránsitos observados y un modelo del eclipse secundario a la vez, los autores detectaron la marca del eclipse.  La figura 3 compara el tránsito de El Planeta (depresión profunda) y su eclipse secundario (depresión pequeña).

Figura 3: Datos (rosados) mostrando el tránsito primario (gráfico izquierdo superior) y el eclipse secundario de El Planeta (gráfico derecho superior). El mejor modelo está dibujado con línea negra.  Los paneles inferiores muestran los “residuales”, o la diferencia entre los datos y el modelo (puedes encontrar mas información de métodos estadísticos aquí) .  (Figura 3 de Huber et al.)

Cambios grandes en la temperatura

Usando el cronometraje preciso del eclipse secundario, los autores calcularon precisamente la excentricidad orbital del planeta de 0.26459. Es decir, la órbita del planeta es muy elíptica, el caso en que la distancia entre estrella y planeta cambia mucho mientras el planeta gira alrededor de la estrella.  La Figura 4 muestra la temperatura atmosférica de El Planeta en función de la fase orbital en dos modelos posibles.  El pronóstico: cielos hervidos.

Figura 4: La temperatura atmosférica de El Planeta como función de la fase orbital.  Muestra las variaciones de la órbita.  Este planeta está cálido. (Figura 5 de Huber et al.)

Una vista al futuro

Como fue mencionado, un eclipse secundario es difícil de detectar, y la detección depende de una calidad alta de datos, como en este ejemplo los datos de Kepler que tienen una larga linea de tiempo.  Observaciones futuras con longitudes de onda infrarroja cercana (por ejemplo, con JWST) puede podrían poder resolver mejor la curva de la fase planetaria, entregando más información de la física que regula la estructura de este planeta extraordinario.