- Título del artículo I: THE CALIFORNIA-KEPLER SURVEY.I. HIGH RESOLUTION SPECTROSCOPY OF 1305 STARS HOSTING KEPLER TRANSITING PLANETS
- Autores: Erik Petigura et al.
- Institución del primer autor: California Institute of Technology, Pasadena, California, USA.
- Título del artículo II: THE CALIFORNIA-KEPLER SURVEY.II. PRECISE PHYSICAL PROPERTIES OF 2025 KEPLER PLANETS AND THEIR HOST STARS
- Autores: John Asher Johnson et al.
- Institución del primer autor: Harvard University, Cambridge, Massachusetts, USA.
- Título del artículo III: THE CALIFORNIA-KEPLER SURVEY. III. A GAP IN THE RADIUS DISTRIBUTION OF SMALL PLANETS
- Autores: Benjamin Fulton et al.
- Institución del primer autor: University of Hawaii, Honolulu, Hawaii, USA.
- Estado de los trabajos: Enviados a AAS Journals.
La misión espacial Kepler ha revolucionado nuestro conocimiento de sistemas planetarios en nuestra galaxia. Gracias a este ambicioso programa, existe hoy una lista de nada menos que 2330 planetas extrasolares (“exoplanetas”) .
Figura 1: Esta imagen nos muestra la curva de luz de una estrella cuando un exoplaneta que está orbitando pasa por delante de ella. El tránsito produce una depresión de la curva de luz de la estrella que detectamos en nuestros telescopios. Crédito: Wikipedia / Hans Deeg.
El método para hallar estos planetas se basa en los “tránsitos planetarios“. Imagina que estás estudiando la luz proveniente de una estrella lejana y que mides una curva de luminosidad en función del tiempo. Cuando el exoplaneta transita por delante de su estrella, la luminosidad que mides en la Tierra se ve reducida (ver Fig. 1). Dependiendo del tamaño del exoplaneta, el oscurecimiento será mayor o menor. Los tránsitos nos permiten caracterizar el sistema planetario y responder preguntas tales como: ¿cuántos planetas orbitan una cierta estrella?, ¿cuáles son sus tamaños y períodos orbitales? y ¿cuán frecuentes son los exoplanetas?
Sin embargo, no es suficiente con detectar una baja en la luminosidad para aseverar que se ha encontrado un planeta. Otros fenómenos pueden ser responsables y pasar por planetas impostores. Para confirmar el descubrimiento, se suelen hacer mediciones de la velocidad de la estrella. Si existe un planeta en su órbita, el movimiento de la estrella sufre pequeñas variaciones periódicas debido a la gravedad del planeta. Cotejando esta información con la curva de la luminosidad, se puede entonces confirmar la existencia del exoplaneta. Más aún, estas mediciones de velocidades radiales permiten estimar la masa del planeta, su densidad y en base a esto, si el planeta es rocoso o gaseoso. En casos excepcionales, es posible distinguir la luz proveniente del planeta, lo cual nos permite estudiar su composición química.
Llegados a este punto, hay que recalcar que normalmente para inferir las propiedades de un planeta, debemos conocer con precisión las propiedades de su sol. Después de todo, la medición de tránsitos y velocidades radiales, son al fin y al cabo, ¡mediciones indirectas del exoplaneta! Es por ello que cuanta más información tenemos sobre su sol, mejor conoceremos sus propiedades. El objetivo del programa “California-Kepler” (CKS, por sus siglas en inglés) es determinar con precisión las propiedades de aproximadamente 2025 planetas detectados por Kepler, mejorando nuestro conocimiento de sus 1305 soles. Para ello, los investigadores utilizaron el observatorio Keck en la cima de Mauna Kea en Hawaii, para obtener espectros de alta resolución para las estrellas huéspedes de exoplanetas. Estas mediciones esencialmente descomponen los colores de la luz de las estrellas de manera muy fina y con poco ruido, permitiendo determinar, por ejemplo, la temperatura, metalicidad, y gravedad superficial de la estrella. El programa de observaciones, la toma y análisis de datos, se presentan en el manuscrito de Petigura et al. Con esta nueva información se puede determinar la masa, la edad y el radio de las estrellas huéspedes. Estas nuevas estimaciones se presentan en el segundo manuscrito, Johnson et al.
Figura 2: Ambos paneles representan la distribución de radios de exoplanetas considerados en este estudio, en unidades del radio terrestre. El panel izquierdo muestra los resultados de un estudio previo. El panel de la derecha corresponde a los resultados del programa California-Kepler. El segmento que se muestra en cada panel representa la incerteza típica en los tamaños de los planetas. De izquierda a derecha, se observa una mejora sustancial en la precisión de los radios inferidos. Fuente: Figura 4 del artículo de Johnson et al.
En la Figura 2 puede verse un ejemplo de cómo una mejor determinación de las propiedades estelares lleva a mayor precisión en las propiedades inferidas de los exoplanetas. La medición del radio del exoplaneta está fundamentalmente limitada por la precisión con la que se conoce el radio de su estrella huésped. Las mediciones de CKS han permitido disminuir la incerteza típica en el radio planetario de un 38% en estudios previos (panel izquierdo) a un 11% actualmente (panel derecho). Más aún, los autores sugieren que esta reducción puede revelar estructuras intrínsecas en la distribución de los radios de los exoplanetas (¿hay acaso varias poblaciones de exoplanetas con distintos tamaños?).
Estas conclusiones se discuten en detalle en Fulton et al., donde se sugiere que existen dos picos en la distribución de la Figura 2. La mayoría de los planetas se encuentra cerca de uno de estos dos picos, con tamaños típicos de 1.3 radios terrestres (“super-Tierras”) o 2.6 radios terrestres (“sub-Neptunos”). En comparación, son pocos los planetas que tienen radios de entre 1.5 y 2 radios terrestres. Los autores infieren que los planetas más pequeños son mayormente rocosos, mientras que los planetas “sub-Neptunianos” son capaces de retener gases en su atmósfera, de allí su mayor tamaño.
Con otros trabajos de CKS por venir, nuestro entendimiento de la formación de planetas y su relación con sus estrellas huéspedes seguramente dará un salto en las próximas semanas.
Imagen de portada: Observatorio Keck, Mauna Kea, Hawaii.
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