Descubrimiento de agua en 51 Peg b

• Título del artículo original: “Discovery of water at high spectral resolution in the atmosphere of 51 Peg b”
• Autores: J. L. Birkby, R. J. de Kok, M. Brogi, H. Schwarz, I. A. G. Snellen
• Institución del primer autor: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics
• Estado de la publicación: Astronomical Journal.
• Astrobite original: “Discovery of Water on 51 Peg b” by Joseph Schmitt

51 Peg b fue el primer exoplaneta descubierto orbitando otra estrella de secuencia principal (51 Peg). Este planeta del tamaño de Júpiter, con una órbita de 4 días, revolucionó la astronomía y alteró nuestra comprensión de la formación planetaria. Se descubrió midiendo el espectro de la estrella y viendo cambios periódicos en la velocidad radial de la ésta. Este desplazamiento de la velocidad radial es causado por la gravedad del planeta al tirar de la estrella, lo que demuestra indirectamente la existencia del planeta. Sin embargo, también es posible de ver un cambio similar de la velocidad radial en la luz reflejada por el planeta. En teoría, este método podría utilizarse para determinar la inclinación del planeta, la masa y la composición atmosférica, propiedades que de otro modo serían casi imposibles de medir. Utilizado por primera vez en 2010, ahora este método se ha utilizado en varios Jupíteres calientes.

Los autores utilizaron los datos de 2010 del espectrógrafo de rayos infrarrojos de alta resolución (CRIRES) en el Very Large Telescope (VLT) de Chile para observar la estrella 51 Peg en el infrarrojo cercano. La observaciones se tomaron continuamente durante 4 horas para medir el cambio en la velocidad radial cuando el planeta orbitaba la estrella. El mayor desafío en la reducción de los datos a una forma utilizable fue la corrección/eliminación de las líneas telúricas (contaminación por atmósfera de la Tierra). Se necesitaron varias rondas de reducción de datos para eliminar las líneas telúricas, que son mucho más fuertes que el espectro de la estrella.

Después de obtener un espectro limpio, los autores buscaron signos del espectro de 51 Peg b, una tarea difícil ya que se sospecha que el espectro de la estrella es aproximadamente 1,000-10,000 veces más fuerte que el espectro del planeta. Por suerte, las atmósferas planetarias a la longitud de onda observada podrían ser gruesas con gases que tienen firmas de líneas espectrales densas, haciéndolas más fáciles de ver. Sin embargo, como el espectro del planeta no se conocía de antemano, se creó una cuadrícula de modelos atmosféricos con espectros calculados. Muchos modelos atmosféricos diferentes se generaron usando los espectros de agua, dióxido de carbono y metano en varias abundancias, temperaturas y presiones diferentes, y haciendo algunos supuestos adicionales sobre la estructura de la atmósfera (por ejemplo, sin nubes).

Sin embargo, como se mencionó anteriormente, la señal del espectro del planeta es muy débil, y sólo usando todas las líneas simultáneamente se puede encontrar el modelo correcto. Una técnica llamada correlación cruzada es capaz de extraer una señal débil de muchas líneas. Efectivamente, esta técnica “desliza” cada uno de los espectros modelados del planeta a través del espectro de la estrella + planeta. El modelo específico que tiene el mejor ajuste global es probablemente el más cercano al espectro del planeta, y la localización del modelo en el espectro de la estrella + planeta da la velocidad radial del planeta. Esto se muestra en dos dimensiones en la Figura 1 (esta se hizo deslizando también el espectro entero de estrella + planeta de un lado a otro también para obtener una velocidad precisa para el planeta + estrella ). Estos resultados se pueden refinar para obtener más precisión.

Figura 1. Correlación cruzada en dos dimensiones. El eje x es la velocidad del sistema estrella + planeta, mientras que el eje y es la velocidad relativa del planeta respecto a la estrella. Las regiones más blancas tienen mejores ajustes, mientras que las regiones más oscuras tienen peores ajustes. La línea vertical discontinua representa la velocidad de todo el sistema estrella-planeta. La línea horizontal punteada superior es la mejor velocidad de ajuste del planeta. Si se trata de una falsa señal positiva, se podría esperar una región blanca similar en el mismo punto, pero en el valor de velocidad negativo del planeta. Esto es debido al ruido que interactúa con el espectro del modelo en la relación cruzada. Sin embargo, no se ve ninguna señal. El negro ‘+’ representa la mejor solución para la velocidad del sistema en su conjunto y la velocidad del planeta en particular.

Si bien la cuadrilla de modelos atmosféricos tuvo éxito en encontrar la velocidad del planeta, no determinó con éxito mucho sobre la atmósfera del planeta. Sin embargo, se pueden extraer dos conclusiones importantes del estudio. En primer lugar, 51 Peg b tiene una atmósfera con una cantidad apreciable de agua en ella (alrededor de 1 parte en 10,000). Los modelos que incluían cantidades significativas (es decir, cantidades detectables) de dióxido de carbono y metano no resultaron en buenos ajustes; los modelos de agua sí. Esto implica que la abundancia de dióxido de carbono y metano está por debajo del umbral de detección. En segundo lugar, la masa de 51 Peg parece ser de 0.476 veces la masa de Júpiter (con 7% de barras de error).

El método de velocidad radial ha recorrido un largo camino. En 1995, apenas podíamos medir los desplazamientos de velocidad radial de las estrellas brillantes. Ahora se está utilizando para medir las velocidades radiales de sus planetas extremadamente débiles. Esta técnica es difícil, pero potente. Permite medir la masa, la inclinación y la composición atmosférica del planeta. Esto podría ser una herramienta importante en el futuro para extraer información de los mundos cercanos, potencialmente habitables que orbitan las estrellas menos brillantes de la galaxia.