Hace algunas semanas que tengo esto un poco abandonado. Desde la publicación de la entrada sobre el descubrimiento del planeta GJ 625 b. Estas últimas semanas han sido bastante movidas. Con mucho trabajo, dos artículos a punto de enviar a publicar, y una charla en la Semana europea de la astronomía y las ciencias del espacio. En esta charla presenté el trabajo sobre GJ 625 b, con algunos nuevos detalles que no llegaron al artículo original.
Hoy voy a contaros esa charla, paso a paso. La charla lleva por título «A super-Earth on the inner edge of the habitable zone of GJ 625», muy similar al título del artículo. La charla tuvo lugar en la sesión de Exoplanetas, durante la tarde del 26 de Junio. Fue preparada por mi, con comentarios de Rafael Rebolo y Jonay I. González (ambos del IAC), que fueron mis directores de tesis (de donde viene la mayoría del trabajo sobre esta estrella).
En primer lugar es importante poner en contexto el proyecto en el que se encuentra el descubrimiento. El programa HADES RV es una colaboración del IAC, el IEEC, INAF, la Fundación Galileo Galilei, y ahora el Observatorio de Ginebra. El objetivo es la búsqueda de planetas rocosos en enanas rojas cercanas. Se centra en un grupo de 80 estrellas, y utiliza principalmente el espectrógrafo HARPS-N, en el telescopio TNG, y además la fotometría de los proyectos APACHE y EXORAP (APT-2).
A día de hoy el proyecto ha publicado 5 artículos, y tiene 3 más en camino. En ellos se ha presentado el descubrimiento de 3 planetas (incluyendo GJ 625 b), y además entre los artículos futuros se presentarán otros dos y se confirmará el descubrimiento de un planeta publicado por el proyecto Eta-Earth llevado a cabo en el observatorio W. M. Keck.
La estrella que nos ocupa es GJ 625, una enana roja de apenas un tercio del tamaño del Sol, y con una luminosidad de alrededor del 1,3% del Sol. Se encuentra a 21 años luz de distancia, lo que la convierte en una de las 100 estrellas más cercanas al Sol.
Para este descubrimiento, y el trabajo posterior, hemos utilizado datos de 6 instrumentos diferentes. Lo principal han sido los más de 150 espectros de HARPS-N, usados para las medidas de velocidad radial y el estudio de los indicadores de actividad, pero también hemos utilizado fotometría de Exorap (APT-2) y Apache. En el trabajo posterior a la publicación del artículo hemos añadido además medidas de Hires (espectrógrafo del Keck), fotometría de SWASP y espectros de Frodo (espectrógrafo del telescopio Liverpool).
Pasando ya al análisis de los datos, a continuación podeis ver la curva de velocidad radial de la estrella. La curva consiste en 193 medidas (42 de HIRES, 151 de HARPS-N) repartidas a lo largo de casi 20 años. Las medidas de HIRES ocupan toda la primera parte de la curva, las de HARPS-N los últimos años. Es fácil distinguir ambas por las barras de error. La calidad de las medidas de HARPS-N, para este objeto, es muy superior a las de HIRES. Aun así, las medidas de HIRES nos ayudan a confirmar que la estrella ha sido muy estable a lo largo de mucho mucho tiempo.
Usando estas medidas de velocidad radial realizamos una búsqueda de señales periodicas y encontramos dos señales dominantes en los datos. Una señal muy significativa con un periodo de 14,6 días, y otra menos significativa y relativamente mal definida con un periodo entre 74 y 100 días. Ambas con amplitudes similares, de entre 1,5 y 2 m/s.
En la imagen se ven dos espectros de potencias superpuestos. Uno dibujado con una linea negra y otro con una linea roja. Esto se debe a que las medidas de velocidad radial fueron extraidas de los espectros utilizando dos métodos diferentes. La linea negra muestra el espectro de frecuencias de las medidas calculando las velocidades mediante correlación cruzada con un espectro sintético, y la linea roja usando el algoritmo de template matching Terra, desarrollado por Guillém Anglada-Escudé.
Los ajustes a las dos señales son bien diferentes. El de la señal de 14,6 días es muy limpio y compatible con una sinusoidal, mientras que el de la señal de periodo largo es sucio y muy asimétrico.
El siguiente paso está en determinar el origen de las señales. Para ello realizaremos diversas pruebas. La primera de ellas será un test de estabilidad de las señales. Las señales ocasionadas por la presencia de un planeta y las ocasionadas por la rotación normalmente son diferentes. Las señales planetarias deben ser estables en el tiempo, y deben tener una amplitud estable durante mucho tiempo (una vez que hay disponibles suficientes medidas para caracterizarla correctamente). Las señales generadas por las regiones activas en cambio no tienen por que serlo. La expectativa es que estas señales puedan cabiar de amplitud, o incluso desaparecer, en función de la fase del ciclo de la estrella.
En la siguiente imagen comprobamos como evoluciona la «fuerza» de la señal en función del número de observaciones. La línea verde en este caso es la evolución de una señal ideal con el mismo periodo, amplitud y fase, que la señal detectada. Como vemos la evolución es practicamente igual, en especial una vez que la señal se vuelve significativa (cuando cruza la linea azul).
Debajo se ve como evoluciona la amplitud medida en función del número de señales. Vemos como la amplitud es estable desde el final de la campaña de 2014, incluso antes de que tuviesemos un número suficiente de medidas para que la señal fuese significativa.
Esta prueba apoya la hipótesis de que esta señal está causada por un planeta.
La evolución de la señal de periodo largo es muy diferente. Su evolución es errática, como se esperaría de una señal que aparece y desaparece, y en la parte final llega a perder amplitud.
Esta prueba apoyaría la hipétesis de que la señal está causada por la rotación de la estrella.
La prueba anterior no es suficiente para tomar una decisión definitiva. El siguiente paso es analizar los indicadores de actividad de la estrella. Para ello medidos la evolución de la anchura de la función de correlación cruzada, la distorsión en la forma de dicha función (Bis), la evolución de la emisión en las líneas de Calcio II H&K y en el núcleo de la línea de Halpha, además de varias series fotométricas en diferentes filtros.
La conclusión que obtenemos es que el periodo de rotación de la estrella es de 74 días, con algunos indicadores apuntando hacia 82 u 85 días. Esto podría indicar la presencia de rotación diferencial, o por otro lado indicar que la señal no está completamente bien muestreada en nuestra serie de datos y que necesitamos más medidas para afinar la detección. No encontramos señales significativas en la región cercana a 14,6 días.
Esto apoya la idea de que la señal a 14,6 días está causada por un planeta, mientras que la otra es la señal inducida por la rotación de la estrella.
Además de esta señal de la rotación, encontramos también la posibilidad de que exista un ciclo magnético de algo más de 3 años en la estrella, pero aun no completamente bien definido dentro de nuestros datos.
Si además comprobamos la posible correlación entre las velocidades y los indicadores de actividad vemos que esta siempre decrece al aislar la señal de 14,6 días, pero en cambio se mantiene o se incrementa para la señal de periodo largo.
Por último, si colocamos los parametros de la señal de 74 días en velocidad radial dentro de las relaciones de actividad vs rotación conocidas para estrellas enanas rojas, encaja a la perfección con el resto de estrellas de su tipo.
Con estos datos concluimos que en el caso de la estrella GJ 625 hemos podido detectar la presencia de un planeta (GJ 625 b), hemos medido el periodo de rotación de la estrella (74-85 días) y tenemos indicios de la existencia de un ciclo de actividad magnética en la estrella (3 años).
El planeta sería una super Tierra con una masa mínima de 2,8 veces la masa de la Tierra, situado a 0,078 unidades astronómicas de su estrella en una orbita compatible con circular. La estrella recibiría aproximadamente 2 veces la energía que recibe la Tierra, pero con una incertidumble de casi el 50%.
Si calculamos el ESI (Earth Similarity Index) vemos que es menor que 0,85. No podemos dar el valor exacto, porque desconocemos la inclinación del plano de la ecliptima del sistema, y por tanto la masa que tenemos es la masa mínima. Tampoco conocemos el radio, ni tenemos una estimación precisa de la cantidad de energía que recibe.
Con estos datos podemos decir que el planeta se encuentra en algún punto del borde interior dde la zona de habitabilidad del sistema. En función del modelo elegido tenemos variaciones importantes de su posición, pero casi todos son compatibles a 1 sigma con el borde de la zona de habitabilidad.
Debajo hay tres diferentes aproximaciones. Por un lado el modelo del equipo de Sara Seager para planetas deserticos con mínimo contenido en agua (que maximizan el albedo y minimizan el efecto invernadero). Este modelo colocaría el planeta dentro de la zona de habitabilidad. El estudio de Kopparappu y Wolf sobre planetas en acoplamiento de mareas alrededor de estrellas M lo colocaría probablemente fuera (55% fuera, 45% dentro), pero compatible a 1 sigma con el borde de la zona de habitabilidad. El modelo de Selsis y Kasting lo colocaría seguramente fuera de la zona de habitabilidad conservadora (aun así compatible a 1 sigma con el borde), pero dentro de la zona de habitabilidad optimista. En caso de tomar otros modelos, como el de Kopparappu para planetas de rotación rápida (como la Tierra), GJ 625 b se encontraría claramente fuera de la zona de habitabilidad conservadora, pero su posición volvería a ser compatible con el borde de la zona de habitabilidad optimista.
Entonces ¿es GJ 625 b potencialmente habitable? La respuesta no está clara. El modelo más favorable para su habitabilidad es el del equipo de Sara Seager, con lo que para ser habitable probablemente tendría que ser un mundo desertico, pero casi todos los modelos estudiados lo colocan en el límite. Es importante tener en cuenta también que las incertidumbres en los modelos de habitabilidad hoy por hoy son muy grandes, con lo que en un caso como este es particularmente dificil dar una respuesta contundente.
GJ 625 b se sitúa como uno de los planetas de baja masa más cercanos a la Tierra. Concretamente el sexto más cercano de entre aquellos que podrían llegar a ser habitables. Por detrás de Proxima b, GJ 273 bGJ 273 b, Kapteyn b, Wolf 1061 c y GJ 832 c.
GJ 625 b es el tercer planeta descubierto por el proyecto HADES RV. Los dos primeros fueron GJ 3998 b y c, presentados en el artículo de Laura Affer de 2016. Además de estos tres, el proyecto está a punto de publicar el descubrimiento del planeta GJ 3942 b, en un artículo escrito por Manuel Perger, y pronto presentará el descubrimiento del planeta GJ 15 A c y la confirmación de GJ 15 A b. Estos dos últimos casos fueron presentados por Matteo Piamontini durante una charla una hora después de la mía.
Estos descubrimientos se sitúan entre los planetas menos masivos descubiertos alrededor de enanas rojas, y por extensión entre los planetas menos masivos descubiertos.
A partir de ahora queda seguir trabajando. Este verano volvemos a observar, y volveremos a observar las cuatro estrellas en las que hemos presentado ya descubrimientos, en busca de más compañeros para estos planetas. Continuaremos además con el resto de estrellas, en algunas de las cuales ya hemos visto indicios de presencia de planetas. Tenemos además en marcha una campaña de búsqueda de transitos de estos planetas detectados, aunque las probabilidades de encontrarlos no son altas. Pronto llegará además la nueva remesa de artículos, empezando por el de Manuel, y poco después debería hacerlo otro mío.
Por último aquí dejo los creditos completos de este trabajo. La lista de todas las personas que han contribuido a este descubrimiento, y a mantener el proyecto en marcha.
Hasta aquí llegaba la presentación. Cuando acabó dejé paso a Jonay I. González para que presentase un sistema planetario alrededor de otra estrella cercana en el que estamos trabajando, y que esperamos publicar pronto.
Espero que haya resultado de interés, y que no haya sido una explicación demasiado tecnica. Para cualquier duda o comentario, no dudeis en dejar un mensaje, y trataré de contestar lo antes posible 🙂
A. Suárez Mascareño 