Título: Reassessment of the null result of the HST search for planets in 47 Tucanae
Autores: K. Masuda and J.N. Winn
Institución del primer autor: Princeton University
Estado: Publicado en AJ [open access]
Astrobites original: New information from an old result: planets in globular clusters
Un resultado nulo pionero
Si el plano orbital de un sistema exoplanetario se ve aproximadamente de canto desde la Tierra, hay una buena probabilidad de que los planetas del sistema ‘transitarán’, o pasarán directamente por sobre la cara de la estrella anfitriona. Cuando esto ocurre, vemos que la luz total del sistema disminuye ligeramente. En otras palabras, su curva de luz sufre una pequeña depresión.
Durante los últimos años han habido una superabundancia de detecciones de exoplanetas (la mayoría de la misión Kepler), suficientemente grande como para poder comenzar a entender la demografía de los exoplanetas. En los próximos años habrá muchos miles de detecciones más, cuando algunas misiones como TESS (proyecto lanzado en 2018) y PLATO (> 2025) liberen sus datos, junto a el descubrimiento lento pero constante de planetas por parte de surveys de campo amplio ubicados en la Tierra, como SuperWASP, KELT, HAT, XO, MEarth, TRAPPIST, NGTS y otros.
El área ha estado cambiando tan rápido que el año 1998 pareciera haber ocurrido hace mucho. En ese entonces no se conocían detecciones de exoplanetas que transitaran, y uno podría haber contado el número total de planetas detectados por el método de velocidades radiales con los dedos de ambas manos. Fue en ese año que un grupo liderado por Robert Gilliland hizo lo que se conocería como una propuesta “científicamente riesgosa” para usar el Telescopio Espacial Hubble (HST, por sus siglas en inglés) para buscar exoplanetas.
Un telescopio espacial de uso general como el HST es bueno obteniendo imágenes ópticas de alta sensibilidad, pero su campo de visión restringido y la alta competición por el tiempo de observación lo hacen inviable para mapeos (surveys) de gran escala. Pero Gilliland et al. tuvieron una idea: ¿por qué no aprovechar la sensibilidad del HST para observar un cúmulo globular denso, donde miles de estrellas se pueden encontrar juntas en el campo de visión?
La propuesta fue aceptada. En julio de 1999, Gilliland et al. usaron alrededor de 120 órbitas del HST para observar el cúmulo 47 Tucanae, ubicado a 120 años luz de distancia, por 8.3 días. Monitorearon un campo de 34000 estrellas en una observación pionera, que hasta el día de hoy sigue siendo el survey de exoplanetas de tránsito más profundo de cualquier cúmulo globular. ¿Sabes lo que encontraron, aparte de algunas estrellas variables?
Nada.
Pero los exoplanetas transitantes no tardaron en llegar. La primera detección de tránsito, del planeta HD 209458 b, ocurrió sólo un par de meses después de las observaciones de 47 Tucanae. HD 209458 b es un ‘Júpiter Caliente‘, un planeta gigante y fuertemente irradiado en una órbita estrecha alrededor de su estrella. A causa de sus tránsitos frecuentes y sus grandes tamaños relativos a su estrella, los Júpiteres Calientes son los exoplanetas más fáciles de detectar usando el método del tránsito.
La detección de HD 209458 llegó lo suficientemente temprano para que Gilliland et al. incorporaran este resultado en su análisis y trataran de entender qué significaba su resultado nulo realmente. Ya que HD 209458 representaba la mejor idea de cómo deberían lucir los exoplanetas transitantes, hicieron la suposición más simple posible: que todos estos exoplanetas lucen iguales, con un radio de 1.3 veces el radio de Júpiter, y períodos orbitales de 3.5 días. Basados en una extrapolación directa, encontraron que se esperaría que hubieran detectado 17 planetas alrededor de las 34000 estrellas de 47 Tucanae. Dado su resultado nulo, concluyeron que los planetas alrededor de estrellas cercanas a la nuestra y estrellas en 47 Tucanae deben ser distintos. Caso cerrado.
Este artículo
¿Está realmente cerrado este caso? En el artículo de hoy, Masuta et al. revisan el resultado de Gilliland et al. y se preguntan: ‘Basados en nuestro entendimiento mejorado de la estadística de planetas después de aproximadamente 17 años, ¿aún llegamos a las mismas conclusiones?
Masuda et al. listan algunas razones de por qué el resultado nulo de Gilliland et al. podría no ser sorpresivo. Por ejemplo, los Júpiteres Calientes tienden a orbitar estrellas de alta metalicidad. Si la correlación se mantiene en ese estudio, se espera que la freuencia de Júpiteres Calientes en 47 Tucanae sea baja, ya que el cúmulo es viejo y bajo en metales, con [Fe/H] ~ -0.7. Además, las órbitas planetarias pueden volverse inestables debido a los ‘tirones’ gravitacionales de estrellas cercanas, o simplemente pueden desligarse durante el largo tiempo de vida de este cúmulo. Más aún, este ambiente estelar sumamente poblado sufre de mucha retroalimentación estelar en la forma de vientos, jets o supernovas, lo cual podría destruir o expulsar los discos protoplanetarios antes de que estos tengan tiempo de formar planetas.
Nuestro entendimiento de éste y otros escenarios requiere más datos, así que Masura et al. pusieron el resultado de 47 Tucanae en un contexto actualizado con el mejor set de datos de tránsitos disponible: los datos de Kepler. Su metodología siguió a la de Gilliland et al. de la manera más cercana posible para poder hacer la mejor comparación. Masura et al. simularon una muestra de tipo Kepler de las estrellas de 47 Tucanae y derivaron el número total de detecciones en 1000 intentos. Repitieron este proceso usando sólo estrellas de Kepler con masas dentro del rango de las estrellas de secuencia principal de 47 Tucanae (que tienden a ser pequeñas y de larga vida). A forma de corroboración, repitieron el proceso una tercera vez usando todas los supuestos asumidos en Gilliland et al.
Lo que encontraron fue lo siguiente: para planetas con 0.5 – 2 radios de Júpiter, Gilliland et al. deberían haber encontrado alrededor de 4 planetas basados en su primera simulación, o 2.2 planetas basados en el rango de masa restringido a estrellas de secuencia principal de 47 Tucanae. Basados sólo en el conocimiento de HD 209458 b, Masuda et al. encontraron que efectivamente debieron haber encontrado 17 planetas.
¿Por qué la muestra de Kepler predice menos detecciones de planetas? Los autores notan que dentro de las estrellas de Kepler, los planetas de tránsito son la mitad de abundantes que lo que Gilliland et al. asumió. Más aún, la abundancia de planetas transitantes es una vez más disminuida a la mitad alrededor de estrellas de baja masa, como las de 47 Tucanae. Además, los Júpiteres Calientes en la muestra de Kepler tienen un radio promedio más pequeño que el de HD 209458 b, lo que los hace menos detectables aún.
Conclusión
Después de todo, ¿pueden los planetas de Kepler y 47 Tucanae ser considerados de naturaleza diferente? La respuesta: probablemente, donde la palabra ‘probablemente’ tiene una significancia de 3 sigma, o 99.7%. ¿Pueden las dos poblaciones de planetas ser las mismas cuando restringimos el análisis a estrellas de baja masa? De nuevo, probablemente, pero sólo con un ~85% de probabilidad. Así, la no-detección de planetas alrededor de 47 Tucanae es aún menos sorprendente que en 1999, y aún no sabemos cómo las poblaciones de exoplanetas de un cúmulo globular se comparan con las estrellas observadas por Kepler. Masuda et al. terminan su estudio con miras a un claro próximo objetivo: ¡realizar nuevos surveys de planetas en cúmulos globulares!
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