Los mejores destinos de exoplanetas para escaladores

• Título del artículo: Finding mountains with molehills: the detectability of exotopography
• Autores:  Moiya A.S. McTier and David M. Kipping
• Institución del primer autor: Departamento de Astronomía, Universidad de Columbia, Nueva York
• Estado del artículo I:  Publicado en MNRAS, acceso abierto disponible en arXiv
• Astrobite original: Best exoplanet destinations for mountain climbers por Sanjana Curtis

¿Cuál es la primera pregunta que le viene a la mente cuando alguien le dice que descubrió un exoplaneta? Es muy probable que quieras saber si se parece a la Tierra. Para poder responder a esa pregunta, no solo debemos buscar exoplanetas sino también caracterizarlos, deducir propiedades como el tamaño del planeta, si tiene agua líquida y su composición atmosférica.

Sin embargo, otro aspecto que uno podría considerar es la topografía de la superficie del planeta. La Tierra y otros cuerpos rocosos en el Sistema Solar tienen montañas, valles, cráteres y volcanes. ¿Es posible detectar la presencia de tales características en los exoplanetas? Además de lo alucinante que sería detectar montañas en otros mundos (piensen en eso por un segundo), también nos diría algo sobre los procesos internos del planeta, como el volcanismo y el movimiento de placas tectónicas. El artículo de hoy propone un método novedoso para detectar y cuantificar características topográficas en las superficies de exoplanetas mediante el uso de curvas de luz de tránsito.

El método de tránsito y la profundidad de tránsito

En el método de tránsito para detectar exoplanetas, la presencia de un planeta se indica mediante una reducción en el brillo de la estrella principal cuando el planeta pasa frente a ella. El método mide directamente el área proyectada del cielo de la silueta de un planeta en relación con la de una estrella, suponiendo que el planeta no es luminoso. La profundidad de tránsito viene dada por: δ = A / πR², donde A es el área proyectada del cielo del planeta (básicamente su sección transversal según lo que vemos nosotros) y R es el radio de la estrella anfitriona.

Figura 1. Este gráfico muestra cómo la presencia de una característica temporalmente visible impacta la parte inferior de la curva de luz de tránsito cuando un planeta gira durante su tránsito. Crédito: Figura 1 del artículo.

La idea propuesta en el artículo de hoy es la siguiente: mientras un exoplaneta gira durante su tránsito, su área proyectada cambiará a medida que varias características de su superficie aparezcan y desaparezcan de la silueta. Como se muestra en la Figura 1, esto produciría una dispersión en la profundidad de tránsito, ¡lo cual es algo que realmente podemos medir!

El objetivo de este artículo es establecer una relación entre la “irregularidad” de un planeta y la dispersión de profundidad de tránsito que veríamos. Con este fin, los autores comienzan definiendo una medida para la irregularidad. A continuación, recopilan datos de elevación de los cuerpos rocosos del sistema solar: Mercurio, Venus, la Tierra, Marte y la Luna, calculan las irregularidades de cada uno y modelan sus curvas de luz de tránsito.

“Irregularidades”

En primer lugar, necesitamos encontrar una forma de especificar qué tan accidentado está un planeta en un sentido cuantitativo. Los autores consideran tres requisitos:

1. La irregularidad debería ser una característica inherente del planeta, independiente de las observaciones. Si pasamos a ver al monte Everest de arriba hacia abajo o hacia los lados, agrega la misma cantidad de irregularidades al planeta Tierra.
2. La definición debería codificar el radio del planeta. Esto esencialmente significa que el monte Everest en Mercurio debería contar como más accidentado que Mt. Everest en la Tierra.
3. Debe tener en cuenta las características promedio globales, sumando todas las contribuciones individuales.

Estos criterios se cumplen con la siguiente definición de irregularidad: es la desviación estándar de las distancias radiales desde el centro de un planeta hasta cada punto de la superficie del planeta.

Dispersión de profundidad de tránsito

A continuación, los autores simulan la curva de luz de tránsito de los cuerpos rocosos mencionados anteriormente. Para ello, calculan el área de sección transversal del planeta en cada fase de rotación, junto con las profundidades de tránsito correspondientes. La dispersión está dada por la desviación estándar de las profundidades de tránsito.

Trazar la irregularidad contra la dispersión produce una relación entre los dos, como se muestra en la Figura 2. Esto significa que si conocemos el radio de la estrella madre y podemos medir la dispersión en la profundidad de tránsito, podemos calcular la irregularidad de un exoplaneta !

Figura 2. Relación entre la irregularidad (B) y la dispersión en el caso de una estrella madre enana M tardía con un radio igual al 10% del Sol. Los diferentes símbolos muestran a Mercurio, Venus, Tierra (mojado en azul, seco en marrón), Marte y la Luna. Crédito: Figura 6 en el papel.

Otras Consideraciones

Por supuesto, aunque la idea parece ser simple, existen varias complicaciones que pueden surgir al intentar implementar este método. Las fuentes de dispersión adicional, como las pulsaciones estelares y las llamaradas, así como el tránsito de exolunas, pueden producir falsos positivos. Cualquier cosa que disminuya o elimine la dispersión, como las nubes densas, los océanos, la oblicuidad (cómo se orienta el eje de rotación del planeta) y las depresiones, puede producir falsos negativos. Sin embargo, existen formas existentes de lidiar con la mayoría de estas inquietudes y otras podrían idearse en el futuro.

Además, para que el método funcione, necesitamos observar un planeta girando mientras transita su estrella anfitriona u observa un planeta en diferentes fases de rotación en tránsitos individuales. Mientras que el primer caso es ideal, la dispersión de la profundidad de tránsito aún se puede calcular en el segundo caso, tomando la desviación estándar de las profundidades de tránsito promedio o tomando la desviación estándar de la curva de luz plegada.

Desafortunadamente, en los casos en que el planeta está bloqueado por mareas (como nuestra luna) y solo se puede observar un número limitado de fases, este método no será efectivo.

Mirando hacia el futuro

Con los grandes telescopios que se espera que entren en funcionamiento en las próximas décadas, ya estamos preparados para lograr la precisión necesaria para observar la dispersión de la profundidad de tránsito de los planetas rocosos que orbitan enanas blancas. ¡Todos los signos apuntan hacia un futuro emocionante para este nuevo campo!