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¿Cómo encontrar exoplanetas y ‘escuchar’ a sus estrellas con TESS?

Actualmente, la emisión espacial TESS (por sus siglas en inglés de ‘Transiting Exoplanet Survey Satellite’) de la NASA está cazando exoplanetas en el hemisferio sur del cielo. Pero mientras su objetivo principal es encontrar 50 planetas pequeños (con radios menores que 4 radios terrestres) con masa medible, hay demasiada ciencia interesante por hacer. El artículo de hoy, presenta el descubrimiento de un nuevo exoplaneta que está bastante bien caracterizado gracias a la técnica complementaria de la asterosismología utilizada en los mismos datos.

Conoce a TESS y TO1-197.01

Tess será un cartografiado de estrellas sobre todo el cielo, estudiando 26 zonas por 27 días. Los datos de estrellas brillantes seleccionadas son descargados para dar datos puntuales cada 2 minutos (una cadencia de 2 minutos) y luego son procesados para producir curvas de luz. Otro código detecta las señales de transito en estas curvas de luz e identifica a TO1-197.01 como un planeta candidato (ver la Figura 1a).

¿Es un exoplaneta?

Los autores utilizan imágenes de alta resolución de la cámara NIRC2 del telescopio Keck para descartar estrellas compañeras que podrían producir curvas de luz similares. Una intensa campaña de monitoreo espectral, de 111 espectros de 5 diferentes instrumentos en un periodo de 7 semanas, permite buscar periodos de desplazamiento Doppler en el espectro estelar causado por la masa de otro objeto que tira de la estrella. La masa que calcularon de estas velocidades radiales (ver Figura 3) confirma que TOI -197.01 es un exoplaneta.

Pulsaciones estelares

La fotometría desde espacio no es solamente útil para encontrar exoplanetas: Kepler podía detectar el periodo de cambio en brillo estelar causado por pulsaciones estelares o ‘sismo estelar’. La asterosismología, el estudio de estas pulsaciones, permite a los astrónomos investigar la estructura interna de las estrellas brillantes y calcular sus propiedades claves, incluyendo el radio y la densidad media, muy precisamente. Los astrónomos esperan poder también estudiar las pulsaciones estelares utilizando los datos de TESS.

Después de remover la señal de tránsito de las curvas de luz de TESS (dado en la Figura 1b), a la curva de luz se le aplica la transformada de Fourier para pasar del tiempo (días) a frecuencia (microHz) y así obtener el espectro de potencias visto en la Figura 1c. Para modelar las pulsaciones estelares junto con la granulación estelar y el ruido blanco (ver Figura 1c), los autores ‘suavizan’ el espectro de potencia para identificar la localización de los picos más altos, es decir, la frecuencia de máxima potencia a 430 microHz, y su altura o potencia.

Figura 1: La curva de luz de TESS de TOI-197.01. a) Curva de Luz de TESS mostrando dos tránsitos marcados por los triángulos grises. b) Curva de Luz del TESS corregida por tránsitos y efectos instrumentales removidos. c) Espectro de potencias de la curva de luz corregida, donde las líneas rojas punteadas muestran la granulación y el ruido blanco. La línea roja continua es un ajuste global, que consiste en la granulación más el ruido blanco y un ajuste Gaussiano que describe el exceso de potencia debido a las oscilaciones. Crédito: Figura 1 del artículo original.

Los autores convirtieron la potencia ‘máxima’ en amplitud y graficaron esto con respecto a la frecuencia de potencia máxima. En comparación con 1500 estrellas de la misión Kepler confirmaron que éstas tienen oscilaciones tipo solar. Otro valor importante es una frecuencia de separación grande entre picos, que se encuentra identificando la diferencia en frecuencia entre los picos en modo radial. Estos son marcados en azul en la Figura 2 y tienen un valor de 29.84 microHz.

Figura 2: a) Espectro de potencia de TOI-197.01 en la región del espacio de frecuencia mostrando oscilaciones. Las líneas verticales marcan las frecuencias individuales identificadas, con el azul mostrando los modos radiales. b) Los círculos azules representan los modos radiales que se alinean verticalmente cuando la diferencia entre ellos es de 28,94 microHz, lo que ilustra una separación de frecuencias grande. La figura se repite en el eje X alrededor de cero. Crédito: Figura 2 del artículo de original.

Modelando las propiedades estelares

Los autores luego usaron la evolución estelar y códigos de evolución y oscilación estelar para modelar las propiedades estelares. Las luminosidades para el modelo fueron calculadas mediante la combinación de los paralajes de Gaia con la fotometría de muchos catálogos diferentes. Ellos también introdujeron propiedades que modelaron de los espectros – temperatura, gravedad superficial (log g) y metalicidad – y combinaron estos con frecuencias individuales y grandes frecuencias de separación de las asterosismología. Esto resultó en dos modelos preferidos: i) una estrella de baja masa, más vieja (1.15 Masas solares, ~6 millones de años) o ii) una estrella de alta masa, más joven (1.3 masas solares, ~4 millones de años). Una restricción independiente de la gravedad superficial obtenida a través de un análsis de autocorrelación de las curvas de luz que favorece el modelo de alta masa. Gracias a la asterosismología, las estimaciones finales de los parámetros estelares tienen pequeñas incertidumbres: radio (2%), masa (6%), densidad media (1%) and edad (22%).

 Caracterizando el planeta

 

Figura 3: Datos para TOI-197 en el mejor período de 14.3 días. Arriba: la curva de luz de TESS. Inferior: curva de velocidad radial. Crédito: Figura 5 del artículo original.

Utilizando la densidad estelar media de la asterosismología, los autores ajustaron conjuntamente la fotometría y los datos de velocidad radial para obtener las propiedades del planeta, incluyendo el periodo, el radio y la masa- La Figura 3 muestra ambos conjuntos de datos en el mejor periodo de 14.3 días. El cociente de masa se calcula de la máxima amplitud de los datos de velocidad radial. Combinando esto con la masa estelar modelada se obtiene una masa mínima para el planeta un 35% más liviana que la de Saturno. La profundida del tránsito da la relación del cociente, que combinado con el radio de la estrella modelado implica que TOI-197.01 tiene el mismo radio que Saturno.

¡Un Saturno caliente y un futuro brillante!

El resultado es que TOI-197.01 es un Saturno caliente orbitando una estrella gigante roja temprana o subgigante tardía. La combinación de los espectros y la gran frecuencia de separación de la asterosismología muestra que la estrella ha empezado a ascender a la rama de las gigantes rojas. TOI-197.01 representa el punto inicial antes de que los planetas gigantes gaseosos se inflen debido a fuerte flujo de sus estrellas evolucionada. TOI-197.01 es significante ya que es el primer planeta en tránsito orbitando una estrella gigante roja temprana o subgigante tardía con medida de oscilaciones detectadas por TESS, y sólo el sexto (con otros detectados por Kepler). De hecho, se conocen menos de 15 planetas en tránsito alrededor de estrellas gigantes rojas en total.

Este es un resultado emocionante, ya que muestra como incluso en 27 días de datos, TESS debería permitirnos estudiar las oscilaciones de miles de estrellas brillantes en los 2 minutos de cadencia de los datos. TOI-197.01 es también uno de los planetas del tamaño de Saturno, el más precisamente caracterizado, con la densidad restringida en un 15%, demostrando qué podemos ganar cuando escuchamos a las estrellas anfitrionas de los exoplanetas.


Crédito de la imagen de portada: Nava Espacial TESS – NASA GSFC

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