Nuevo artículo – Caracterización de señales de velocidad radial inducidas por rotación en estrellas de tipo tardío

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Hoy toca ponernos serios y hablar un poco de ciencia. Desde hoy está disponible mi última publicación. La primera desde que me desplacé al Observatorio de Ginebra, aunque con el 95% del trabajo hecho en el Instituto de Astrofísica de Canarias. En el artículo, que se publicará pronto en la revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (MNRAS), estudiamos las señales en velocidad radial inducidas por la rotación de las estrellas.

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¿De que estamos hablando? ¿Por qué hacemos esto?

Una de las técnicas principales de búsqueda de planetas extrasolares es la medida de velocidad radial de las estrellas.  Las estrellas se mueven debido a la fuerza gravitatoria de los planetas que orbitan a su alrededor. Durante este movimiento en círculos alrededor del centro de gravedad del sistema se genera un movimiento aparente hacia delante y hacia atrás respecto a nosotros. Este movimiento causa que, por efecto Doppler, la luz de la estrella se desplace periódicamente hacia el rojo (cuando la estrella se aleja) y hacia el azul (cuando la estrella se acerca). Midiendo este desplazamiento de la luz podemos medir el cambio en velocidad de la estrella, buscar patrones repetidos en ese cambio, y así inferir la presencia de uno o varios planetas a su alrededor.

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Las variaciones en la velocidad causadas por los planetas son muy pequeñas. La Tierra causa una variación de aproximadamente 10 cm/s en el Sol, Júpiter de 12 m/s. Con los instrumentos y técnicas actuales se puede llegar a medir variaciones menores a 1 m/s en otras estrellas, que permiten detectar la presencia de planetas 4-5 veces mayores que la Tierra en estrellas como el Sol, o del tamaño de la Tierra en estrellas más pequeñas.

El problema es que la presencia de un planeta no es lo único que puede causar variaciones en la medida que hacemos de la velocidad de la estrella. La superficie de las estrellas no es lisa, sino bastante irregular. Está cubierta por regiones activas. Hay zonas oscuras (manchas), zonas brillantes (playas), puntos brillantes (fáculas) y toda una malla granulada creada por las corrientes de convección de la estrella. Si la estrella estuviese estática esto no sería un problema, pero debido a que las estrellas rotan sobre su eje la cara que vemos gradualmente va cambiando y eso produce también un cambio en la velocidad radial aparente de la estrella. En función del tipo de estrella y de su edad el numero de regiones activas cambia, el periodo de rotación cambia y su nivel de actividad magnética también.

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En estrellas tranquilas (como el Sol) este cambio es pequeño, de apenas 1-2 m/s, pero suficientemente grande como para ser detectable y poder confundirse con la señal creada por un planeta de baja masa. En el caso de enanas rojas se da además la circunstancia de que en muchos casos estas señales son muy parecidas a las de planetas de masa terrestre en la zona de habitabilidad de la estrella. Incluso en el caso de que estas señales no coincidan con las señales de los planetas detectados siguen siendo un problema. Modelar estas señales de manera incorrecta, o tratarlas como ruido, puede emborronar por completo la señal de planetas de baja masa alrededor de la estrella estudiada e impedir su detección. Distinguir las señales debidas a la presencia de planetas de las señales creadas por la rotación de la estrella, y modelarlas adecuadamente, es una necesidad si uno quiere ser capaz de detectar los planetas de menor masa.

¿Que hemos hecho?

Con el objetivo de caracterizar este tipo de señales nos hemos ido a la muestra de estrellas de mis dos primeros artículos y hemos medido el periodo de rotación de estas estrellas. Para medirlo hemos analizado la variación temporal de una serie de indicadores de actividad cromosférica (nos dan información principalmente sobre las playas) y la variación temporal de brillo de las estrellas (da información principalmente sobre las manchas). Buscando patrones repetidos en la variación de esos indicadores podemos conocer el periodo de rotación de las estrellas. Con el periodo de rotación medido nos hemos ido a las series de velocidad radial, y hemos buscado patrones repetidos compatibles con dicho periodo de rotación. Estas son las señales que consideramos están causadas por la rotación de las estrellas. Hemos podido medir las señales de velocidad radial inducidas por rotación de 37 estrellas de diferentes tipos. No es un número grande, ni suficiente para dar una respuesta definitiva al problema, pero si para darnos cuenta de que esa variación sigue unos patrones definidos y predecibles.

¿Que encontramos?

Modelando las señales de velocidad radial inducidas por rotación en esas 37 estrellas encontramos que hay una evolución en la amplitud de estas señales en función del nivel de actividad magnética, y que esta amplitud depende del tipo de estrella. Las estrellas de mayor actividad magnética (más jóvenes, rotan más rápido y tienen más regiones activas) inducen señales de mayor amplitud. Las estrellas más pequeñas también inducen señales de mayor amplitud. A nivel cualitativo no son noticias nuevas, es exactamente lo que esperábamos encontrar. Lo interesante viene porque hay una relación muy definida entre ese nivel de actividad promedio (log R’hk en la imagen) y la amplitud de la señal en velocidad radial. Una relación que permite predecir la amplitud de la señal de velocidad radial una vez que uno conoce el nivel de actividad promedio de la estrella.

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¿Por qué es importante esto? Por un lado porque da una herramienta para distinguir las señales debidas a la presencia de planetas de las señales inducidas por la rotación. Conociendo el nivel de actividad promedio de la estrella uno puede predecir la amplitud esperada de la señal inducida en velocidad radial y compararla con la que ha medido en su serie de datos. Por poner un ejemplo sencillo, si uno tuviese una estrella con un nivel de actividad promedio de -4.9  y se encontrase con una señal de velocidad radial similar en periodo a la de la rotación de 2 m/s podría pensar que probablemente se deba a la rotación de la estrella (en la imagen de arriba quedaría aproximadamente en la zona del circulo amarillo, que representa el sol). En cambio si se encontrase con una señal de 10 m/s podría estar tranquilo, esa señal es demasiado grande para una estrella con ese nivel de actividad.

Por otro lado está el poder de discriminación. La búsqueda de planetas extrasolares por medio de medidas de velocidad radial requiere de un esfuerzo observacional muy importante, en ocasiones de cientos de noches de observación por estrella.  Muchas veces se empieza a observar una estrella, y tras unas pocas observaciones la estrella está en la frontera entre ser interesante o no serlo. Esas pocas observaciones normalmente son suficientes para medir el nivel de actividad promedio de la estrella, pero no para ver aún patrones en las series de datos. Combinando este resultado con otros anteriores (como por ejemplo los que presentamos en mis primeros dos artículos) uno puede predecir tanto el periodo de rotación como la amplitud de la señal de velocidad radial inducida por rotación. Teniendo esta información es sencillo más tarde decidir si la estrella va a comportarse lo suficientemente bien para continuar con el proyecto, o si por el contrario es mejor abandonarla y pasar a otra.

En resumen, lo que hemos hecho ha sido cuantificar un fenómeno que se conocía a nivel cualitativo pero que no estaba suficientemente estudiado. Con esto esperamos haber contribuido a mejorar las herramientas disponibles para la detección de planetas extrasolares, especialmente en los casos en que el origen de la señal no es evidente. Hay aún más trabajo por hacer en la caracterización de estas señales (en el artículo tratamos algunos otros temas que aquí no he mencionado) y es necesario hacer un estudio más extenso. Pero hoy pensamos que esto es un pequeño paso adelante.

Pronto (en un par de meses) espero poder traer aquí algo más jugoso que tengo entre manos 🙂