Exoplanetas: las nuevas fronteras por explorar del telescopio James Webb
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Exoplanetas, nuevas fronteras por explorar para el telescopio James Webb
Con el descubrimiento de los primeros exoplanetas en los años 90 apareció un nuevo campo de exploración de la astrofísica moderna. Hoy en día, muchos proyectos o instrumentos, ya sea en tierra o en el espacio, se dedican al estudio de estos mundos que orbitan alrededor de estrellas distintas al Sol.
El instrumento MIRI instalado en el telescopio James-Webb permite apuntar directamente a algunos de estos exoplanetas conocidos para analizar su atmósfera. Ya sea para exoplanetas en órbitas muy cercanas alrededor de su estrella, o para aquellos que evolucionan a varias decenas de unidades astronómicas, el rango espectral cubierto por MIRI no tiene precedentes para estos objetos en astrofísica, y debería permitir alcanzar sensibilidades inigualables.
De hecho, el infrarrojo medio es un dominio que permite acceder a la emisión térmica de las atmósferas de los exoplanetas que contiene firmas moleculares como metano, amoníaco o vapor de agua para los más extendidos, lo que nos permite comprender mejor la formación de los exoplanetas.
Exoplanetas, terra incognita del siglo XXI
El descubrimiento del primer exoplaneta alrededor de una estrella de tipo solar causó revuelo en la comunidad científica. Este es un resultado que se esperaba desde hace mucho tiempo: la existencia de exoplanetas se había formulado desde la antigüedad.
Los descubridores del exoplaneta 51 Pegasi b recibieron el Premio Nobel de Física en 2019 . Y, sin embargo, la gente tardó un tiempo en aceptar la idea de que un planeta del tamaño de Júpiter podría orbitar a solo 5 centésimas de unidad astronómica (una unidad astronómica son 150 millones de kilómetros, o aproximadamente la distancia entre la Tierra y el Sol) de un Sol- como estrella A modo de comparación, Mercurio, el planeta telúrico más cercano a nuestro Sol, está separado de él por aproximadamente 4 décimas de unidad astronómica, y es claramente más pequeño que 51 Peg b, que es un gigante gaseoso. 51 Peg b era la prueba de que los planetas podían formarse a gran distancia de su estrella y luego migrar hacia el interior de los sistemas.
Ya en 1992, se habían detectado tres planetas alrededor de un púlsar, pero sin ser bien aceptado por la comunidad, porque un púlsar es una estrella muy densa que gira muy rápidamente sobre sí misma, el residuo de la explosión de una estrella. ¿Cómo habrían sobrevivido los planetas que orbitan púlsares a la fase final destructiva de una estrella masiva? ¿Se habrían reformado a partir de los restos de la supernova? Si la existencia de estos planetas se confirma hoy, estas preguntas permanecen .
Ahora conocemos casi 5000 exoplanetas , y tienen propiedades muy diferentes.
Su masa puede variar desde la masa de la Luna hasta unas 10 veces la masa de Júpiter, pero las de unas pocas masas terrestres son las más abundantes. Algunos orbitan su estrella en solo unos pocos días, o incluso menos de un día terrestre. La mayoría de ellos tienen entre 0,05 y 3 unidades astronómicas, pero se detectan hasta varios cientos de unidades astronómicas de su estrella.
¿Cómo se detectaron 51 Pegasi b?
Podemos medir el efecto de un planeta en su estrella sin “ver” este planeta; estos son métodos de detección indirecta.
51 Pegasi b fue el primer “Júpiter caliente” (es decir, un gran planeta gaseoso muy cerca de su estrella) detectado por el método de la velocidad radial .
En este método, el hecho de que la estrella y un planeta orbiten alrededor de su centro de masa hace que la estrella se mueva en el espacio. Esto da como resultado una variación periódica en la velocidad de la estrella, detectable con espectrógrafos de muy alta resolución, capaces de ver las estrellas “moverse” en su línea de visión, gracias al efecto Doppler , con una precisión de alrededor de 1 metro por segundo. Esto determina la órbita del planeta, así como una estimación de su masa. Para tomar el ejemplo de Júpiter, cambia la velocidad del Sol en 13 metros por segundo. Cuanto más cerca y más masivo sea el planeta, mayor será esta velocidad.
El descubrimiento de CoRoT-7b y los siete planetas del sistema Trappist-1
Cuando un planeta pasa por delante de su estrella, eclipsa un poco su luz. El método de los “tránsitos” nos permite detectar una caída periódica en la luminosidad de la estrella si el plano de la órbita está alineado con el observador. Esta es una condición rara: para mejorar las estadísticas, los satélites escanean cientos de miles de estrellas.
La caída de luminosidad de la estrella está ligada al radio del planeta y es necesario poder medir variaciones fotométricas del orden de 1 en 10 000. Para ello, instrumentos espaciales, que no están sujetos a la influencia de la atmósfera , son necesarios.
El planeta CoRoT-7b es uno de los primeros planetas telúricos descubiertos mediante este método de tránsito, con el satélite CoRoT en 2009. Pertenece a la categoría de “súper Tierras”, planetas cuya masa es entre 1 y 10 veces la masa de la Tierra. . Está tan cerca de su estrella que le da la vuelta en 0,85 días terrestres y su superficie probablemente sea roca fundida.
El sistema trapense-1 , emblemático de la técnica del tránsito, contiene siete planetas, todos ellos probablemente telúricos y algunos están ubicados en la famosa zona habitable: donde el agua, si está presente en su superficie, podría ser líquida. Sin embargo, tenga cuidado de no confundir Trappist-1 con el sistema solar. Su estrella es una enana M apenas más grande que Júpiter y las nociones de habitabilidad podrían ser muy diferentes de las que se encuentran en la Tierra.
Analizando la atmósfera de exoplanetas con el Telescopio Espacial James Webb
Trappist-1 es un objetivo principal para MIRI, cuyo objetivo es analizar la atmósfera de los exoplanetas.
Para ello es necesario “ver” los planetas directamente, es decir medir su luz. La elección de la longitud de onda de observación determina el tipo de información que se obtiene sobre la atmósfera, dando acceso el infrarrojo a las absorciones moleculares.
MIRI utiliza dos técnicas de detección directa, cada una adaptada a un tipo de exoplaneta muy específico.
La más obvia consiste en formar una imagen donde distinguimos la luz de la estrella y la del planeta, lo que suele ser problemático por el fenómeno de la difracción de la luz, que “ensancha” las imágenes: la imagen formada por el telescopio de un El planeta y su estrella tienden a mezclarse y es difícil detectar un objeto tan tenue junto a un objeto tan brillante.
La solución entonces consiste en suprimir la luz de la estrella, utilizando un sistema óptico: el coronógrafo. Inicialmente inventado por Bernard Lyot en 1930 en el observatorio de Meudon para observar la corona solar, el coronógrafo se ha convertido en una versión estelar.
Los coronógrafos de MIRI utilizan un principio interferométrico . Todavía no se han obtenido imágenes de exoplanetas en el infrarrojo medio y, por lo tanto, MIRI abre el campo de la coronagrafía infrarroja.
En este régimen, el contraste entre la estrella y su planeta es más favorable, y los coronógrafos de MIRI están diseñados para medir las propiedades físico-químicas de los exoplanetas gigantes jóvenes, en particular su temperatura y la presencia de ciertas moléculas como el amoníaco o el metano.
En cambio, en el infrarrojo es más difícil distinguir dos objetos cercanos: los exoplanetas observados por MIRI estarán necesariamente lejos de su estrella, típicamente más allá de las 10 unidades astronómicas (es decir, aproximadamente la distancia a Saturno en el sistema solar).
Por ejemplo, MIRI observará el sistema HR 8799 que contiene cuatro planetas gigantes , ubicados entre 15 y 70 unidades astronómicas, con masas entre aproximadamente 7 y 10 masas de Júpiter.
Cuando los eclipses entre el planeta y su estrella permiten estudiar la atmósfera
El método de tránsito también permite estudiar atmósferas exoplanetarias.
Cuando el planeta pasa por delante de la estrella, la luz de la estrella atraviesa la atmósfera del exoplaneta y su espectro se modifica: se mide la absorción debida a la atmósfera del planeta.
Por el contrario, cuando el planeta pasa por detrás de la estrella, medimos (por sustracción) la emisión térmica de la atmósfera del planeta, es decir, los fotones emitidos directamente por el planeta en relación con su temperatura (ley del cuerpo negro).
Estas dos medidas son complementarias y en algunos casos pueden obtenerse para el mismo exoplaneta. El espectrógrafo de baja resolución de MIRI determinará las moléculas presentes, su abundancia y la estructura de presión y temperatura de la atmósfera. Los planetas gigantes serán los objetivos preferidos de este método de “espectroscopia de tránsito”, pero también esperamos probar por primera vez en el infrarrojo medio la atmósfera de los planetas telúricos, en particular la del famoso Trappist-1b.
Fuente: Theconversation
