estás leyendo...
Papers recientes

Una revisión estelar: re-análisis de los Radios Estelares de Kepler usando Gaia

Uno de los mantras más importantes en el estudio de exoplanetas es el siguiente: usted solo conoce su planeta de la misma forma que conoce su estrella. Esto se debe a que casi el 95% de los exoplanetas se han detectado indirectamente, y se basan en mediciones estelares para inferir la existencia de un planeta. Usando el método del tránsito, buscamos pequeñas disminuciones en la luz de las estrellas a medida que el planeta pasa frente a la estrella. De esta inmersión, podemos aproximarnos al tamaño del planeta, suponiendo que conocemos el tamaño de la estrella. Para las detecciones de velocidad radial, medimos el “bamboleo” en la luz de las estrellas cuando el planeta tira de su estrella anfitriona. Y a partir de este bamboleo podemos medir la masa aproximada del planeta, pero nuevamente esto supone que conocemos la masa de la estrella. Debido a que confiamos tanto en las características estelares para inferir propiedades planetarias, debemos caracterizar y clasificar estas estrellas lo mejor que podamos.

Pero determinar las masas, tamaños e incluso temperaturas de las estrellas es un desafío. Las estrellas solo proporcionan una observable: su luz. Solo cuando combinamos su espectro con modelos, podemos deducir otras propiedades físicas. Sin embargo, esto también es difícil ya que requerimos su luminosidad intrínseca, sin efectos de distancia. Un objeto oscuro cerca puede aparecer más brillante que uno brillante distante. Por lo tanto, para determinar el brillo real de una estrella, necesitamos conocer su distancia. Sin una medición precisa de la distancia, no podemos obtener con precisión su luminosidad intrínseca, y sin esta información, no podemos restringir adecuadamente ninguna de sus características y ¡potencialmente podemos clasificar erróneamente la estrella!

Con el reciente lanzamiento de datos de Gaia de nuevos paralajes, ahora tenemos mediciones precisas de las distancia de más de mil millones de estrellas. En otras palabras, ahora podemos caracterizar mejor estas mil millones de estrellas, lo cual es un paso esencial para una mejor comprensión de los exoplanetas. Ese es el objetivo de este documento. Los autores utilizan distancias de Gaia para mejorar las medidas de radios estelares de casi todas las estrellas observadas por Kepler. A partir de estos radios actualizados, los autores también pueden restringir mejor el tamaño de miles de exoplanetas confirmados y tentativos.

Estrellas antes que Planetas

De las ~ 190,000 estrellas observadas por Kepler, los autores mejoraron las medidas de radios de> 180,000 de ellas. Con los datos de Gaia, los autores lograron una precisión de 4 a 5 veces mejor que las mediciones anteriores. También descubrieron que aunque los radios de muchas estrellas permanecían iguales después de aplicar la corrección de Gaia, todavía había una dispersión significativa, que se muestra en la Figura 1. El color en esta figura correlaciona el número de estrellas correspondientes a esa medición. Una tendencia general de 1: 1 se traza en rojo, lo que indica que no hay cambios en los radios estelares antes y después de Gaia. Para algunas de las estrellas de Kepler, los datos de Gaia produjeron radios más grandes que los que se informaron inicialmente, especialmente para las estrellas que se informaron inicialmente en 1 radio solar.

Figura 1: Comparación de los radios estelares antes de Gaia (Kepler DR25 Catalog) y después de Gaia. La línea roja representa una relación 1: 1 entre los dos conjuntos de datos. Parece que después de Gaia, muchas estrellas tienen radios más grandes de lo que se informó anteriormente. (Crédito: Figura 3 en el artículo original)

La Figura 2 traza un diagrama de Hertzsprung-Russell (comúnmente abreviado como HR) para todas las estrellas Kepler actualizadas. Los puntos negros representan estrellas de la secuencia principal (como nuestro Sol), mientras que los puntos verdes trazan las subgigantes, y los puntos rojos trazan los gigantes o las estrellas evolucionadas en el conjunto de datos. La tarea principal de Kepler era encontrar planetas parecidos a la Tierra alrededor de estrellas similares al Sol, razón por la cual hay una gran cantidad de estrellas entre 5500-6500K. Inicialmente, se suponía que estas estrellas estaban en la secuencia principal, aunque los autores ahora muestran que algunas son en realidad subgigantes o estrellas que están comenzando a evolucionar a partir de la secuencia principal. De todos modos, el 65% de las estrellas seleccionadas por Kepler son estrellas de secuencia principal, mientras que el 23% son subgigantes y el 12% son gigantes. Los autores señalan que la reclasificación de las estrellas puede conducir a futuros estudios sobre la evolución estelar y planetaria ya que varios de estos subgigantes tienen sus propios sistemas planetarios.

Figura 2: Diagrama HR para las estrellas observadas usando Kepler. En lugar de trazar la luminosidad como una función de la temperatura, cual es común para los diagramas HR, los autores optaron por comparar la temperatura y el radio estelar. El radio estelar puede actuar como sustituto porque es proporcional a la raíz cuadrada de la luminosidad. (Crédito: Figura 4 en el artículo)

Y ahora para los Planetas

Pero, ¿qué hay de esas estrellas que en realidad albergan sistemas planetarios? La Figura 3 traza el diagrama HR de solo estrellas con planetas detectados o que tienen candidatos planetarios. Los puntos rojos son los anfitriones estelares confirmados, mientras que los puntos negros son las estrellas que tienen un planeta candidato, pero se requiere seguimiento para confirmarlo. De nuevo, todavía hay un montón de estrellas alrededor de 6000K como se ve en la Figura 2. Curiosamente, no se encuentran muchos planetas alrededor de estrellas de secuencia principal más grandes, pero esto es un sesgo de detección ya que las señales son más pequeñas alrededor de estrellas grandes. También parece haber una gran cantidad de candidatos planetarios alrededor de estrellas gigantes. Es difícil confirmar estos planetas porque las estrellas gigantes están activas y pueden tener grandes señales que enmascaran las señales del planeta creando falsos positivos. Estas estrellas también son más grandes que las estrellas de la secuencia principal, lo que crea tránsitos menos profundos.

Figura 3: Un subconjunto de estrellas de la Figura 2 que alojan planetas o planetas no confirmados. Los planetas confirmados parecen preferir las estrellas de secuencia principal y subgigantes, aunque es probable que sea un sesgo de detección. (Crédito: Figura 5 del artículo original)

Al comparar los radios planetarios antes y después de Gaia, los resultados muestran menos dispersión que con las estrellas (Figura 4). Esto es prometedor, aunque todavía hay algo de dispersión en los datos, especialmente entre los candidatos planetarios. También hay algunos sesgos hacia los planetas más grandes después de Gaia, una consecuencia de encontrar radios estelares más grandes. Los autores también encuentran que los radios estelares más precisos proporcionan mejores restricciones en los radios planetarios, aunque esto varía de planeta a planeta.

Figura 4: Una comparación de radios planetarios de pre-Gaia (DR25) y post-Gaia. La mayoría de los planetas siguen la correlación 1: 1 con algo de dispersión, aunque parece haber una preferencia por los planetas más grandes después de Gaia. Esto se debe a los radios estelares más grandes que se encuentran con Gaia y que se muestran en la Figura 1. (Crédito: Figura 6 en el artículo)

Ciencia Exoplanetaria con Gaia

Con este artículo, los autores demuestran el potencial de Gaia para futuros estudios exoplanetarios. Al comprender mejor los anfitriones estelares, podemos seguir limitando las características de los exoplanetas. Estos serán esenciales con las próximas misiones de exoplanetas, incluida la recién lanzada misión TESS. Si tenemos alguna esperanza en realizar estudios estadísticos precisos de planetas o incluso en busca de posibles signos de habitabilidad, primero debemos centrar nuestra atención en las estrellas. Después de todo, solo podemos observar la luz de las estrellas, y miren lo que hemos logrado con eso. ¡Todo lo que necesitábamos saber era de dónde venía esa luz!

Comentarios

Aún no hay comentarios.

Deja un comentario

Tu dirección de correo electrónico no será publicada.