miércoles, 20 de marzo de 2013

Cómo distinguir la firma de un exoplaneta de la de una estrella binaria

 Un nuevo artículo publicado por Stephen Bryson y Jon Jenkins describe los algoritmos desarrollados para poder identificar definitivamente a los pseudo-planetas detectados por Kepler. Los datos aportados por el telescopio espacial ya han permitido confirmar el descubrimiento de más de 100 exoplanetas, existiendo todavía 3000 candidatos esperando su confirmación. 

Pero hay que tener en cuenta que no sólo la presencia de un exoplaneta puede producir los patrones de descenso de luz detectados por Kepler.

"Hay muchas causas que pueden producir las "señales" detectadas por Kepler, por lo que debemos identificar si se deben a la presencia de un planeta o no", comenta Stephen Bryson.

Los pequeños eclipses presentes en las mediciones del brillo de la estrella, y que se recogen en la curva de luz de la misma, pueden ser causados por el tránsito de un planeta por delante de la superficie del astro. Sin embargo, bajo ciertas circunstancias, una estrella binaria puede imitar esta firma. Por ejemplo, si tenemos una pareja de estrellas en las que el componente más débil está alejado del principal, puede producir sobre su superficie una sombra similar a la de un planeta que se encuentre mucho más cercano a la estrella principal cuando se produce el eclipse secundario. En la siguiente figura se muestra este fenómeno que produce una curva de luz similar a la del tránsito de un exoplaneta.



Hay que tener en cuenta que si en un sistema binario, las dos componentes se encuentran en la misma línea de visión de nuestro planeta, observaremos ambos eclipses, el principal y el secundario, por lo que, claramente podemos reconocer la naturaleza binaria del sistema. Pero si la estrella secundaria sólo se presenta en el mismo plano cuando se produce uno de los eclipses, entonces dependiendo de la amplitud del eclipse, podría confundirse con el tránsito de un exoplaneta, por lo que necesitamos de algoritmos para poder distinguir entre estos dos fenómenos.

El eclipse principal no puede detectarse porque la estrella más débil no oculta desde el punto de vista de nuestra línea de visión a la estrella principal. En cambio sí podemos detectar el eclipse secundario, que nos ofrece una firma similar a la de un exoplaneta.

El equipo de científicos desarrolló algoritmos para identificar a estos pseudo-planetas cuando las estrellas están individualmente resueltas. Sin embargo, si varias estrellas caen dentro del mismo píxel, Kepler no las puede devolver individualmente, por lo que es necesario jugar con el enfoque para detectarlas. Para entender esta técnica fijémonos en la imagen inferior. En la imagen de la izquierda vemos lo que podría ser un único objeto. Por el contrario, ciertos telescopios terrestres pueden alcanzar una mayor resolución gracias a la óptica adaptativa. De esta forma, podemos detectar (imagen derecha) la presencia de estrellas invisibles para Kepler.


Obviamente este problema se agudiza cuando nos encontramos con campos estelares ricos como cerca del bulbo galáctico o del plano de la Vía Láctea.

Un ejemplo de esta técnica es el caso de K00098 que cuenta con dos estrellas brillantes que estaban sin resolver. Por lo tanto, al desconocerse la existencia de estos dos astros, se habían calculado unos parámetros para un posible exoplaneta que no eran correctos. Las imágenes terrestres de alta resolución permitieron averiguar la naturaleza del sistema.

Esta técnica también tiene otra aplicación de gran importancia en los estudios cosmológicos. En la imagen inferior izquierda se muestra una fotografía realizada desde un telescopio terrestre de una zona de la galaxia M33. A la derecha, la misma zona capturada por el Telescopio Espacial Hubble. La estrella más brillante del centro de la imagen es una variable cefeida, una estrella pulsante utilizada en la medida de distancias cosmológicas. Si realizamos los cálculos con la imagen terrestre, cometemos el error de tomar el brillo de la estrella muy superior al que es realmente lo que repercutiría negativamente en los resultados obtenidos para calcular la constante de Hubble.



Más información en el enlace.

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