All posts by Pale Red Dot

Living in Twilight: An Overview of our Closest and Smallest Stellar Neighbors

by Sergio Dieterich, Carnegie Institution for Science

When members of our research group go observing at Cerro Tololo Inter-American Observatory in the Chilean Andes we spend most of our time in a cozy heated control room. Modern astronomical observing is done mostly by monitoring computer screens and entering commands to tell the telescope where to point next. If we have to put on our winter jackets and climb the flight of stairs to where the telescope is—under the open dome—it is because something went wrong and we are frantically trying to fix the problem and minimize the loss of precious telescope time. There is one exception. Our group’s tradition dictates that when we are training a new student, and the season and time of night is just right, we will go up to the dome and have our new colleague look through the telescope’s eyepiece. Photography does not do justice to the sight that emerges: a bright ruby red speck of light floats seemingly in front of a vast ocean of fainter and whiter stars. That red speck is Proxima Centauri, the closest star to us other than the Sun, the subject of the Pale Red Dot project, and a typical low mass star. Stars like Proxima Centauri, or just Proxima for short, are amongst the smallest but also the most common types of stars in the Galaxy. Let’s take a few minutes to understand our smallest and closest stellar neighbors a little better.

Imagine for a moment that we drop a large ceramic dinner plate on a hard kitchen floor. The plate shatters into many, many, pieces, of all different sizes. We then look down and examine the results of our carelessness. Our attention is first drawn to the handful of large fragments. After a more careful look we see that for every one of those large ceramic fragments there are dozens, if not hundreds, of much smaller pieces. Further, we soon realize that if we have any hope of reconstructing the original plate or figuring out what happened we cannot simply ignore those smaller pieces and sweep them under the rug. This unfortunate kitchen accident is a rough analogy to the stellar formation process, and it sheds some light on how the Milky Way Galaxy ended up with the stellar population we observe today. Stars are formed when clouds of interstellar gas and dust, called giant molecular clouds, are somehow perturbed—causing the cloud to start collapsing under its own gravitational pull. Several points in the collapsing cloud achieve higher and higher density, and therefore exert an even greater gravitational force. Over the course of hundreds of thousands of years these high density regions consume enough gas and become compact enough to form stellar embryos, or protostars. When the protostar’s core becomes hot enough to ignite and sustain nuclear fusion, a star is born. In a manner similar to what happens with our shattering plate, but for different physical reasons, the result of this cloud collapse mechanism heavily favors the production of stars whose masses are anywhere from about 60% to about only 8% of our Sun’s mass. When fully formed and contracted these are tiny stars, with the majority having radii between 20% and only 10% our Sun’s radius. The smallest are very close in size (but not in mass or density!) to the planet Jupiter. What these small stars lack in terms of size they make up for in their sheer numbers. Indeed, out of the 366 stars whose accurately measured distances place them within 32.6 light-years (or 10 parsecs, in astronomical lingo) of our Solar System, 275 belong to this type. These objects are commonly known as red dwarfs, or M dwarfs, in the stellar classification system used by professional astronomers. Using the fair assumption that our solar neighborhood is typical of much of the Milky Way Galaxy, that means that about 75% of the stars in our galaxy are M dwarfs. The M dwarf class is sometimes subdivided, with stars having about 20% or less the mass of our Sun being called Very Low Mass, or VLM stars. Proxima is in the upper mass range of the VLM stars.

Figure 1: A graphical representation of all known stars within 32.6 light-years (10 parsecs) of Earth. Stars of each category in the stellar classification system are represented by filled circles with sizes proportional to the star's size and colors that approximate their true colors. The Sun, a G type star, is represented by one of the yellow circles. The M dwarfs are themselves subdivided into two hues of red and 3 different sizes to represent the diversity within the M class. M dwarfs vastly outnumber all other types. The very small dots at the center represent stellar remnants that have exhausted their nuclear fuel and are called white dwarfs. The 8 planets of the Solar System are also plotted for size comparison, with Mercury and Mars too small to be noticeable. Updated counts are available at www.recons.org. Courtesy of Todd J. Henry / RECONS.
Figure 1: A graphical representation of all known stars within 32.6 light-years (10 parsecs) of Earth. Stars of each category in the stellar classification system are represented by filled circles with sizes proportional to the star’s size and colors that approximate their true colors. The Sun, a G type star, is represented by one of the yellow circles. The M dwarfs are themselves subdivided into two hues of red and 3 different sizes to represent the diversity within the M class. M dwarfs vastly outnumber all other types. The very small dots at the center represent stellar remnants that have exhausted their nuclear fuel and are called white dwarfs. The 8 planets of the Solar System are also plotted for size comparison, with Mercury and Mars too small to be noticeable. Updated counts are available at www.recons.org. Courtesy of Todd J. Henry / RECONS.

What are red dwarfs like as stars, and how does their energy output compare to our Sun’s? These stars are incredibly faint, and not even Proxima can be seen with the naked eye despite its proximity of only 4.25 light-years. To put this distance in context, the best estimates for the diameter of the Milky Way Galaxy place it at anywhere between 100,000 to 180,000 light-years; if our galaxy were a city 10 km across Proxima would be so close to us as to be knocking on our front door! And yet stars that are intrinsically more luminous can be seen with the naked eye from distances almost one fifth of the way across the galaxy. If a representative sample of red dwarfs were all placed at the same distance to us as the Sun the brightest ones would shine only about 7 percent as bright as the Sun. Recent research by our group indicates that the faintest of the VLM stars would shine with only about 0.016 percent, or about 1/6,000th , the brightness of our Sun. Proxima has a total energy output about 0.2% that of our Sun.

Red dwarfs are not only faint, but the little light they do emit is also very different from the warm sunlight we enjoy on a Caribbean beach on Earth. The surface of our Sun shines at a temperature of approximately 5,500 degrees Celsius (10,000 F). At that temperature most of the light is emitted in the yellow-green region of the visible light spectrum. It therefore makes sense that the human eye has evolved to be the most sensitive to the yellow-green light that most strongly bathes our planet. Low mass stars have significantly cooler surface temperatures: about 3,500 C (6,400 F) for the hottest red dwarfs and approximately 1,800 C (3,300 F) for the smallest and faintest VLM stars. At these temperatures not only does the star emit considerably less light overall, but the light emitted is also shifted to longer wavelengths, which we perceive as redder colors. The color spectrum of the hottest red dwarfs has its peak at a deep red color that is just at the limit of the detection range of the human eye. For the faintest VLM stars the color spectrum peaks in the near infrared range of the electromagnetic spectrum, well beyond the detection capabilities of the human eye. In both cases the human eye’s enhanced sensitivity to yellow-green light will shift the perceived colors to shorter wavelengths than the peak color emission. A future interstellar voyager who sees a hot red dwarf up close will likely perceive a distinctive orange hue, whereas one of the cooler red dwarfs may appear to be a lively red (Figure 2ab). To make these faintest of faint stars even more unusual, there is evidence to suggest that they have strong surface magnetic fields. These magnetic fields would cause dark spots analogous to sunspots, but they may be more numerous and larger—perhaps covering a substantial portion of the star’s surface.

Figure 2: Artist's conception of a red dwarf star as seen from close proximity. It is thought that the hotter red dwarfs may actually look more orange than red due to the human eye's enhanced sensitivity to yellow light (a), whereas the cooler red dwarfs most likely would appear bright red. Figure credit: Walt Feimer/NASA.
Figure 2: Artist’s conception of a red dwarf star as seen from close proximity. It is thought that the hotter red dwarfs may actually look more orange than red due to the human eye’s enhanced sensitivity to yellow light (a), whereas the cooler red dwarfs most likely would appear bright red. Figure credit: Walt Feimer/NASA.

Astronomers currently think that as many as 1/3 of red dwarfs may harbor rocky planets with compositions similar to Earth’s. Could life evolve on these planets, and what would life around a red dwarf be like? The idea of life evolving on planets around red dwarfs is extremely exciting. If for no other reason, their sheer numbers means that the question of red dwarf habitability has tremendous implications in determining whether we live in a Universe teeming with life or whether life is a sparse occurrence. Despite this huge potential, the notion of life on low mass star systems is not without its challenges.

Because of their lower mass and consequentially weaker gravitational pull, red dwarfs take a very long time to settle into their fully contracted configuration, once they stop accreting material from their parent star forming cloud. Similarly, the comparatively slow rate of nuclear reactions in a low mass star’s core causes these stars to have extremely long lives when compared to more massive stars. Their slow evolution and long lives are both a blessing and a curse for the possibility of life. Once fully formed and contracted, red dwarfs change very little for hundreds of billions of years. The oldest red dwarfs may therefore have provided a stable environment for life for as long as they have existed, roughly 10 billion years based on current estimates for the age of the Galaxy. Compare that with only 4.1 billion years of biological evolution on Earth. Even if evolution around a planet hosting red dwarf happened slower and hit a few dead ends, the final result might still mean a complex and diverse ecosystem. However, the prospect of a prolonged period of stability suitable for biological evolution is only exciting if we assume that the right conditions for life were present to begin with, and that is where a red dwarf’s life in the slow lane becomes a problem. Liquid water is essential for life as we know it on Earth, and liquid water can only exist if the temperature on a planet’s surface allows it. A planet’s temperature is governed primarily by the planet’s orbital distance from its parent star and the star’s intrinsic luminosity. Astronomers call the range of orbital radii allowing the existence of liquid water the ‘habitable zone’ around a star. All stars are significantly brighter during their initial contraction phase, when most of the star’s energy comes from its gravitational collapse and not from nuclear fusion. For red dwarfs this initial period of increased luminosity may last up to 3 billion years, which is well beyond the formation time for planets. Any planet that forms in what will eventually become the star’s habitable zone will be subject to scorching heat during its early life. Calculations suggest that this fiery youth may cause all water to evaporate away, thus effectively sterilizing the planet. A possible way out of this scenario involves the retention of water in minerals called chondrites. If chondrites are present in sufficient amounts in the rocky material that coalesces to form planets, the fully formed planets could have substantial water reserves in their interiors. The water could then be released from the planet’s interior by volcanic activity at later times when the surface temperature is right for liquid water. Whether or not this scenario is likely is an area of active research.

Another interesting aspect of the idea of life in planets orbiting red dwarfs has to do with the extreme proximity of the star’s habitable zone to the star itself. These stars are so faint that planets in their habitable zones would have orbits smaller than the orbit of Mercury in our Solar System. At such small distances the slight difference in the star’s gravitational pull from the planet’s side facing the star to the planet’s far side causes a phenomenon called tidal locking. In a tidally locked planet the same side of the planet always faces the star, causing it to be much hotter than the side that is perpetually facing away from the star. The Earth-Moon system is a good example of a tidally locked satellite. The habitable conditions in a tidally locked planet may be confined to a narrow ring shaped region where the illuminated side meets the dark side of the planet. This habitable region would be in perpetual twilight, with the star shining low in the horizon. Such low illumination conditions may seem rather depressing to us humans, but low light levels peaking at redder wavelengths are the norm around red dwarfs, and it is quite possible that any existing life form in these otherworldly environments may have evolved to use infrared light in much the same way we utilize the bright yellow-green light of our parent star. Perhaps venturing too close to the planet’s illuminated side would cause these creatures to get a “star burn” from red light in much the same way we get can get a sunburn from the small portion of our Sun’s energy that is emitted as ultraviolet light.

Finally, a treatment of low mass stars would not be complete without making a connection to their lower mass cousins, the substellar brown dwarfs. Looking back to our shattered plate analogy of star formation, the cloud collapse process that produces stars with a wide range of different masses can also produce objects whose mass is too small to create the conditions necessary for sustainable core nuclear fusion. These objects are called brown dwarfs. Brown dwarfs look much like their VLM star counterparts in their youth because during that phase gravitational contraction releases a large amount of energy for both stars and brown dwarfs. However, once brown dwarfs are fully contracted they keep cooling down over the course of billions of years. For much of the red dwarf range of temperatures and colors it is difficult to tell whether a given object is a young brown dwarf or a VLM star of any age. Recent research by my collaborators and I indicates that the stellar sequence comes to an end when we reach objects with surface temperatures of about 1,800 C (3,300 F) and luminosities of roughly 1/6,000th that of our Sun (interested in the technical details? read the paper here). We came to this conclusion by performing the observations necessary to estimate the radius of a sample of 63 objects thought to lie close to the end of the stellar sequence. We then noted that for temperatures higher than 1,800 C the objects cover a wide range of radii, including the radii expected for old and fully contracted stars. At cooler temperatures we encountered larger radii that can only be explained if the objects in question are young brown dwarfs that are not yet fully contracted (Figure 3).

Figure 3: Temperature-Radius diagram for VLM stars. In keeping with astronomical tradition, the temperature axis is plotted with decreasing values from left to right. The star 2MASS J0523-1403 marks the temperature at which the minimum radius is reached, meaning that objects like 2MASS J0523-1403 are old and fully contracted. At cooler temperatures only larger objects are present, indicating that they are relatively young and not yet fully contracted brown dwarfs. A few objects are marked as unresolved binaries, meaning that we are seeing the light from two closely spaced stars and therefore the radius we calculate for those stars is.
Figure 3: Temperature-Radius diagram for VLM stars. In keeping with astronomical tradition, the temperature axis is plotted with decreasing values from left to right. The star 2MASS J0523-1403 marks the temperature at which the minimum radius is reached, meaning that objects like 2MASS J0523-1403 are old and fully contracted. At cooler temperatures only larger objects are present, indicating that they are relatively young and not yet fully contracted brown dwarfs. A few objects are marked as unresolved binaries, meaning that we are seeing the light from two closely spaced stars and therefore the radius we calculate for those stars is inaccurate.

The temperature we obtained for the end of the stellar sequence is substantially higher than that predicted by theoretical models, and we are now trying to pinpoint the root causes of this discrepancy. As a part of this research we have found what we believe to be the smallest known star to date and also a representative of the smallest possible stars. This star is called 2MASS J0523-1403, and shines faintly in the constellation Lepus the hare, under the feet of Orion the hunter. (Figure 4). 2MASS J0523-1403 has a radius of only percent the radius of our Sun. That radius makes 2MASS J0523-1403 about 15 percent smaller than the planet Jupiter. Indeed, perhaps coincidentally, the size we calculate for 2MASS J05234-1403 is within 1 percent of the size of the planet Saturn. Therefore while we can say that VLM stars in general have sizes comparable to Jupiter, we can go one step further and say that the smallest stars are Saturn sized. In making these comparisons we must be careful not to confuse volume and mass. While these stars have the volume of giant planets their mass is theoretically predicted to be anywhere from 70 to 80 times the mass of Jupiter, making them incredibly dense. In fact, it is the quantum mechanical limit on the allowed upper density that causes brown dwarfs to stop contracting before nuclear fusion ignites.

Figure 4: The smallest known star, 2MASS J0523-1403, as seen with the Cerro Tololo 0.9 meter telescope is shown using a color scheme that approximates its true color.
Figure 4: The smallest known star, 2MASS J0523-1403, as seen with the Cerro Tololo 0.9 meter telescope, is shown using a color scheme that approximates its true color.

Over the last few decades our knowledge of red dwarfs has gone from simply knowing that they exist, to realizing just how numerous they are, and finally to being able to characterize them and assess their suitability as hosts for habitable planets. This progress is in part due to advances in observational astronomy, such as the substitution of blue sensitive photographic film to red sensitive digital CCD detectors and infrared detectors. Those advances in sensitivity and data management were then utilized to conduct large all-sky surveys that revealed a multitude of new red dwarfs and gave astronomers the unprecedented ability to study them not only as individual objects but also as a population. We now have a good understanding of how red dwarfs contribute to the overall stellar population of the Galaxy and are gaining greater understanding of their promises and challenges as hosts of livable planets. The history of astronomy has taught us that we cannot predict what the next discovery will be and how it will change our understanding of things. It could well be that after thorough study we may realize that the roughly 75 percent of the stars in the Galaxy that we call red dwarfs are not suitable as hosts of living planets. That alone would let us know that life in the Universe might be a bit more special than previously thought and how fortunate we are to have a home on planet Earth. On the opposing view, we know from our experience on Earth that evolution usually finds a way to make life flourish in the most extreme and odd environments. If life forming mechanisms are able to overcome the challenges we discussed here, plus many others that we have not yet even imagined, it is quite possible that our solar neighborhood abounds with beings of unimaginable forms thriving under the soft red twilight of their tiny parent star.

Dieterich_photo_lowres

About the author. Sergio (Serge) Dieterich is an observational astronomer who studies the properties of the smallest stars in the solar neighborhood, and the differences and similarities between these stars and their lower mass substellar cousins, the brown dwarfs. He is particularly interested in how stellar structure, and evolution processes happening deep within the core of a star or brown dwarf, are related to the colors and spectroscopic features of the surface of the star, which is the only part probed by telescope observations. Serge also specializes in the technique of astrometry, which measures minute changes in the relative position of a star in the sky to determine the star’s distance from Earth, as well as any orbital motion the star may have about an unseen companion. Serge was born in Porto Alegre, Brazil, and moved to Miami, Florida, just before starting high school. He has a B.A. in physics from Johns Hopkins University, an M.S. in physics from Georgia State University, and recently obtained his Ph.D. in astronomy also from Georgia State. After college and before starting graduate school Serge taught high school physics and middle school physical science for two years. He currently holds a National Science Foundation postdoctoral fellowship at the Department of Terrestrial Magnetism from the Carnegie Institution for Science. In addition to cutting edge research, he is also developing contents for high school level students about astronomy and stars.

Cómo una estrella puede ocultar sus Tierras

Por Xavier Dumusque, Observatorio de Ginebra

Supongamos que queremos encontrar un planeta extremadamente parecido a la Tierra, es decir, que orbite alrededor de una estrella semejante al Sol, con una masa como la terrestre y con un periodo orbital de un año. Supongamos también que queremos detectar ese objeto midiendo el efecto gravitatorio que produce sobre su estrella anfitriona. Sé lo que estás pensando: “¡Imposible, el Sol es tan pesado que no se mueve!”. Tienes razón, el Sol es extremadamente masivo, de hecho 300.000 veces más que la Tierra, pero veamos qué dice la física. Las leyes de la gravedad (¡gracias Newton!) nos dicen que todos los objetos que poseen masa interaccionan entre ellos, por lo que el Sol también debería moverse. La pregunta es ¿cuánto? Metiendo los números en las ecuaciones se obtiene un valor máximo para el desplazamiento del centro del Sol de 500 km a lo largo de un periodo de seis meses. Esto significa que este desplazamiento será 1.500 veces más pequeño que su radio, y que la velocidad máxima que alcanzará el Sol será de tan solo 0,3 km/h (más o menos la velocidad de una tortuga de paseo). Estoy de acuerdo contigo en que este movimiento es extremadamente pequeño, pero aun así, ¡se mueve!

Desplazamiento del centro del Sol inducido por el tirón gravitatorio de todos los planetas del Sistema Solar en función del tiempo. El Sol se mueve más o menos un radio solar y la mayor contribución a este desplazamiento es el planeta más masivo del Sistema Solar, Júpiter. Crédito: Carl Smith.

Imaginemos ahora que queremos construir el instrumento perfecto para medir el minúsculo efecto que produce un planeta gemelo a la Tierra sobre su estrella. Ya hemos visto que este instrumento debe ser capaz de medir velocidades de 0,3 km/h en una estrella que está a cientos de billones de kilómetros de distancia (~10^14 km). No quiero entrar en detalles, pero vamos a usar una analogía para hacernos una idea de la dificultad que esto supone. Imagina que este instrumento perfecto es una regla y que quieres medir la anchura de un objeto con la misma precisión que necesitaríamos para detectar el gemelo de la Tierra. La precisión necesaria es 10.000 veces más pequeña que la separación más pequeña entre dos marcas de la regla. Un poco difícil, ¿no? Si tienes buena vista quizá podrías distinguir cosas un tercio o una cuarta parte más pequeñas que la graduación de la regla, ¡pero no la diezmilésima parte! Los mejores instrumentos que tenemos a día de hoy (HARPS y HARPS-N) alcanzan una precisión de una milésima parte. Es decir, somos capaces de detectar un planeta diez veces más masivo que la Tierra si la estrella alrededor de la que orbita es como nuestro Sol y si su periodo orbital es de un año. En la Universidad de Ginebra, donde yo trabajo, los científicos están ahora mismo desarrollando un nuevo instrumento, llamado ESPRESSO, que tendrá la precisión necesaria para detectar planetas gemelos a la Tierra.

Ahora supongamos que ESPRESSO va a estar listo dentro de un año (ese es el plan) y que empezamos a observar varias estrellas en busca de planetas como la Tierra. Para que podamos tener la suficiente confianza en nuestra detección, hemos de observar al menos un periodo orbital completo, en este caso un año. Si estos gemelos de la Tierra existen, y estamos bastante seguros de que tiene que haber montones de ellos, deberíamos encontrar nuestro Santo Grial planetario antes de 2020. Pero—¡no tan rápido!—muchas cosas pueden salir mal, y quiero destacar el mayor problema que nos podemos encontrar. Y este gran problema son las estrellas.

Voy a intentar explicar cómo las estrellas lo pueden fastidiar todo. Todo comienza con el efecto Doppler. Un nombre muy sofisticado que les gusta usar a los físicos, pero que si no has estudiado física, probablemente no has oído, o quizá te suene el nombre de haberlo estudiando en el colegio pero ya has olvidado lo que significa. Y sin embargo, la mayor parte de nosotros nos hemos topado con el efecto Doppler en nuestra vida diaria. Fue ese día que estabas dando una vuelta por la calle y pasó una ambulancia a toda velocidad. Comenzaste a oír esa sirena estridente desde muy lejos—te concentraste en el sonido y te diste cuenta que el tono de la sirena cambió en cuanto la ambulancia pasó a tu lado. ¿Acaso el conductor pulsó un botón para cambiar el sonido de la sirena justo cuando pasó por delante de ti? Probablemente no. Para asegurarte, le preguntaste a más gente por la calle si tuvieron la misma sensación (vale, en la vida real esa gente te habría mirado como a un bicho raro, pero esto es un experimento mental y aquí puedes ser todo lo raro que te dé la gana). Y así es,  todo el mundo te confirmó que le pasó lo mismo que a ti justo cuando la ambulancia pasó a su lado—confirmando que el conductor no estaba haciendo el tonto. Lo único que ocurrió fue que antes de adelantarte la ambulancia se estaba moviendo hacia ti; y después, se estaba alejando. Y como las ondas sonoras se propagan por el aire a una velocidad finita, la diferencia entre la velocidad de la ambulancia antes y después de adelantarte crearon esa diferencia en el tono de la sirena.

Ahora ya sabes lo que es el efecto Doppler pero, ¿qué tiene que ver una ambulancia con lo que estamos tratando aquí—estrellas y planetas? Bueno, las estrellas emiten luz, y como la luz también tiene una velocidad finita (¡gracias Albert Einstein!), ocurre un efecto parecido. Sin entrar en mucho detalle, los objetos emisores de luz que se acercan hacia nosotros nos parecerán azulados (o desplazados hacia el azul), mientras que los que se alejan de nosotros tendrán un tono rojizo (o desplazado hacia el rojo). Este efecto Doppler es el fundamento de la técnica de la velocidad radial que se usa para detectar planetas. Si una estrella se mueve hacia ti y después se aleja, y hace esto de forma periódica, lo más probable es que el movimiento lo esté causando un planeta orbitando la estrella. Otro ejemplo famoso del uso del efecto Doppler en astrofísica es la medida de la expansión del Universo. Si miramos a todas las galaxias que nos rodean, vemos que su luz es más rojiza de lo que debería, y por tanto todas las galaxias del Universo se están alejando unas de otras; la conclusión lógica es que el Universo se está expandiendo.

Ya hemos dicho que el mayor obstáculo para la detección de planetas como la Tierra son sus estrellas anfitrionas. Vamos a ver por qué. Las estrellas se forman como resultado de la contracción de gigantes nubes moleculares, y debido al principio de conservación del momento angular, las estrellas deben estar rotando sobre su centro, como un patinador que pega los brazos a su cuerpo para acelerar el giro. Como el Sol tiene un periodo de rotación de 25 días y un radio de unos 500.000 km, se puede calcular que la velocidad de rotación del Sol sobre su superficie es de unos 7.200 km/h. Por tanto, si mirases con detalle al Sol, verías que la luz que nos llega por el lado que se está acercando hacia nosotros es más azul de lo que debería y la luz del lado que se aleja es más roja. ¿Te acuerdas del efecto Doppler? Entonces… ¿la rotación es la causante de que veamos medio Sol moviéndose hacia nosotros y el otro medio alejándose? Exactamente, pero como la parte desplazada al rojo y al azul son equivalentes, la velocidad promedio es cero. Esto tiene sentido, ya que el Sol sólo rota sobre su eje y no se aleja ni se acerca de nosotros.

Seguramente sepas que el Sol a veces tiene unas manchas negras sobre su superficie, las “manchas solares”. Estas manchas están son debidas a los fuertes campos magnéticos que hay dentro del Sol y que a veces emergen a la superficie. Como son oscuras, las vemos como una máscara que bloquea parte del disco solar. Por tanto pueden romper el equilibrio entre la luz desplazada al rojo y la desplazada al azul; el Sol parecerá en conjunto un poco enrojecido (o azulado) y podríamos, equivocadamente, pensar que se está alejando (o acercando) de nosotros. Si consideramos una mancha solar que cubra aproximadamente un 0,1% de la superficie del Sol, y una velocidad para la superficie del Sol de 7.200 km/h, llegamos a la conclusión de que la mancha solar provoca un efecto en la velocidad radial de 7,2 km/h, es decir, un orden de magnitud mayor que los 0,3 km/h de precisión que necesitamos para detectar planetas como la Tierra.

Mapa de velocidad Doppler del Sol observado por el instrumento MDI a bordo del satélite SOHO (izquierda). Se introdujo un punto negro para simular una mancha solar sobre la superficie del Sol. La rotación del Sol produce desplazamientos equivalentes hacia el rojo y hacia el azul, pero este equilibrio se rompe debido a la mancha solar. En la figura el punto negro enmascara parte del desplazamiento al azul, de modo que el flujo final dará la impresión de ser más rojo de lo que realmente es. Crédito: SOHO/MDI.

En conclusión, incluso aunque dispongamos de un instrumento capaz de alcanzar la precisión que necesitamos para detectar un planeta gemelo a la Tierra, las perturbaciones provocadas por las estrellas, como el efecto de las manchas solares, complican su detección de manera significativa. Hace ya 20 años que conocemos el problema de las manchas solares, pero recientemente hemos empezado a descubrir otros efectos provocados por las estrellas. Muchos científicos están intentando entender mejor esas perturbaciones e ideando nuevas técnicas para corregirlas. Yo soy uno de ellos y estoy convencido de que nos las apañaremos para resolver el problema crítico de las perturbaciones estelares en los próximos años.

Xavier2
Dr. Xavier Dumusque.

Sobre el autor. El campo de especialidad del Dr. Xavier Dumusque es la detección de planetas teniendo en cuenta las señales intrínsecas estelares. Xavier estudió astrofísica en la Universidad de Ginebra, donde se doctoró en 2012, en colaboración con la Universidad de Oporto. Tras dos años en el Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (EEUU), volvió al Observatorio de Ginebra donde trabaja actualmente. Es el primer autor del artículo de la revista Nature que anunciaba el descubrimiento de un planeta con una masa como la de la Tierra alrededor de Alpha Centauri B (2012) y de un artículo que a presentaba el descubrimiento de una Mega-Tierra alrededor de la estrella Kepler-10 (2014). Xavier está involucrado activamente en el desarrollo de un telescopio solar que ayude a caracterizar y comprender el origen de las perturbaciones en el Sol para desarrollar técnicas vanguardistas que mitiguen su impacto en la detección de planetas como la Tierra alrededor de otras estrellas. Entre otros galardones, ha recibido el premio Schläfli por su tesis sobresaliente (Swiss Academy of Science, 2014), el premio postdoctoral del Yale Center for Astronomy and Astrophysics (2015) y la Branco Weiss fellowship (2015).

(Traducido del inglés por Rubén Herrero Illana)

El método Doppler y Próxima Centauri

por Hugh R. A. Jones, Centre for Astrophysical Research de la Universidad de Hertfordshire

Próxima Centauri es la estrella más cercana al Sol, de ahí su nombre. Sin embargo, gravitacionalmente hablando, pertenece a un sistema triple en el que Próxima Centauri orbita alrededor de un sistema binario a una distancia 10.000 veces más grande que la distancia entre el Sol y la Tierra. Los miembros de la binaria interior se denominan Alpha Centauri A y B. Orbitan una alrededor de la otra a una distancia 20 veces mayor que la distancia Sol-Tierra. Tanto Alpha Centauri A como B se parecen bastante a nuestro Sol. Las componentes de un sistema estelar múltiple se nombran añadiendo una letra mayúscula al nombre de la estrella. Alpha Centauri A es la componente más brillante, Alpha Centauri B es una estrella con una luminosidad ligeramente menor, y Alpha Centauri C, que es mucho más débil, es la que conocemos como Próxima Centauri. Actualmente, Alpha Centauri A y B están muy juntas, siendo el segundo objeto nocturno más brillante en el hemisferio sur —después de Canopus, que es una estrella más caliente y distante. Próxima Centauri no fue descubierta hasta 1915, en parte porque su luminosidad es sólo un 0,1% la del Sol. A pesar de tenerla al lado (astronómicamente hablando), no fue fácil detectarla por estar tan cerca de sus vecinas más brillantes. Naturalmente, la gente ha especulado desde hace mucho sobre la posibilidad de que exista vida en los lugares más próximos a nosotros fuera del sistema solar. En 2012, un estudio de velocidad radial, o desplazamiento Doppler, en Alpha Centauri B reveló la señal de un planeta con la masa de la Tierra siguiendo una órbita de tres días. Sin embargo, varios estudios posteriores han analizado exactamente los mismos datos y no han confirmado esa señal. El descubrimiento de 2012 depende de un modelo que tiene en cuenta la actividad de Alpha Centauri B, del mismo modo que para detectar la Tierra alrededor del Sol habría que tener en cuenta los efectos de la rotación del Sol, su actividad, y los ciclos de las manchas solares. Varios científicos han trabajado duro para caracterizar los ciclos de actividad estelar, pero por ahora no ha sido posible confirmar la existencia de un planeta como la Tierra alrededor de Alpha Centauri B.

Uno podría preguntarse por qué tanto ese estudio de 2012 como nosotros usamos la técnica del desplazamiento Doppler cuando el telescopio espacial Kepler ha encontrado tantos planetas. Es importante tener en cuenta que las detecciones de Kepler necesitan que el planeta bloqueé la luz de las estrellas, de modo que, a pesar de que los estudios de tránsitos han sido extremadamente fructíferos, sólo pueden detectar objetos alrededor de una pequeña fracción de estrellas cuya disposición dé lugar a tránsitos. Sin embargo, las señales de desplazamiento Doppler o velocidad radial pueden, potencialmente, ser detectadas en cualquier estrella que tenga planetas a no ser que el plano de su órbita esté de cara a nosotros. En principio, Próxima Centauri es una buena candidata para buscar planetas ya que su masa y su radio son sólo un 10% los de Alpha Centauri B. La pequeña masa de Próxima Centauri implica que si ambas tuvieran un planeta de la misma masa, el de ésta última sería proporcionalmente más sencillo de detectar. ¡Pero por supuesto, esto dependerá de los detalles! En nuestra búsqueda, nosotros medimos el desplazamiento Doppler provocado por el planeta sobre su estrella anfitriona a través de su mutuo tirón gravitatorio. En el caso de Alpha Centauri B, la señal reivindicada era de 51 centímetros por segundo (1,8 km/h), o aproximadamente la velocidad de un bebé gateando, y con una masa similar a la terrestre. Sin embargo, si encontramos una señal como esa alrededor de Próxima Centauri, mucho menos masiva, implicaría un planeta aún más ligero.

Example of measurements (in red) overplotted on the expected Doppler signal caused by an exoplanet on the Star. Changes in the velocity of the Sun-like star 51 Peg used by M. Mayor and D. Queloz to infer the presence of a gas-giant planet in a short period orbit around the star.
Ejemplo de medidas (en rojo) sobre la señal Dopler esperada causada por un exoplaneta en la estrella. Cambios en la velocidad de la estrella similar al Sol 51 Peg usados por M. Mayor y D. Queloz para deducir la presencia de un planeta gigante gaseoso con un corto periodo orbital alrededor de la estrella.

Anteriores trabajos en Próxima nos dan la restricción de que cualquier señal a su alrededor no corresponderá con un planeta de más de 10 masas terrestres. La masa de Próxima Centauri —la décima parte de la masa del Sol— implica que la proporción entre las masas de Próxima y cualquier planeta en su orbita será de más de 3.000. Para poner esto en contexto piensa en la fuerza que ejerce sobre ti un objeto cuando lo atas a una cuerda y lo haces girar a tu alrededor. En el caso de un lanzador de martillo olímpico, el martillo gira a su alrededor, mientras que la cuerda mantiene a ambos juntos. Esta analogía, donde el lanzador es la estrella y el martillo el planeta, sirve para ilustrar que, aunque el planeta es el que hace la mayor parte del movimiento, la estrella se desplaza ligeramente siguiendo al planeta en su órbita, y esos pequeños movimientos los percibimos desde la Tierra como sutiles cambios en el color de la estrella.

Un martillo olímpico es una esfera de acero de 7,3 kg atado con un cable a un mango. Como la bola es tan pesada hace falta cierta fuerza y técnica para lanzar el martillo, y de hecho los lanzadores suelen ser bastante altos y fuertes. La fuerza que ejerce el martillo sobre el lanzador es bastante importante porque que la masa del martillo es significativa en relación a la del lanzador. Cuando Yuriy Sedykh impuso su record mundial en lanzamiento de martillo pesaba unos 110 kg, unas 15 veces más pesado que el martillo. La intensa fuerza experimentada por el atleta no nos sirve de analogía, ya que un planeta alrededor de Próxima Centauri tendría una proporción de masas de al menos 3.000. Para hacer nuestra analogía más adecuada necesitamos cambiar las masas. Algo así como una pelota de golf, de unos 45 gramos, girando alrededor de un luchador de sumo, de unos 150 kilos. O la de un bebé (8,1 kg) haciendo girar a su alrededor una pelota de ping-pong (2,7 gramos).

Hammer thrower Mike Mai practices at Fort Lewis, July 1. Mai finished third at the U.S. National Championships and will soon compete at the World Track and Field Championships in Berlin, Germany. Image credits : Phil Sussman.
El lanzador de martillo Mike Mai practica en Fort Lewis, el pasado 1 de julio. Mai fue tercero en el campeonato nacional estadounidense y pronto competirá en los campeonatos World Track y Field en Berlín, Alemania. Crédito: Phil Sussman.

Cuando observamos el desplazamiento Doppler de las estrellas en busca de planetas ocultos, lo que en realidad hacemos es intentar detectar pequeños cambios en la luz, debidos a que las ondas de luz que nos llegan se comprimen y se estiran debido al movimiento que el planeta produce sobre la estrella. Puede ser ilustrativo pensar en el efecto Doppler en otras circunstancias de nuestra vida. Puedes escuchar cómo un coche o un tren de alta velocidad pasan a tu lado. En esos casos sólo es posible percibir los cambios en el sonido cuando se mueven rápido. Aunque un vehículo a 100 km/h (unos 30 m/s) se mueve unas 10 veces más rápido que Próxima Centauri, el cambio que perciben nuestros oídos ocurre en un instante. Sin embargo, no esperamos que un planeta alrededor de Próxima Centauri produzca un cambio en el color de la luz de ésta en menos de unos cuantos días. Si pensamos en términos de ondas sonoras, la proporción de frecuencias entre las notas producidas por dos teclas adyacentes en un piano es de aproximadamente 1,06, que es equivalente a la proporción entre las masas del lanzador olímpico y el martillo. El cambio en frecuencia sonora más pequeño que podemos percibir es de aproximadamente 3,6 Hz, que en el Do central del piano se corresponde con una modesta proporción de 75. Por tanto, ni siquiera los cambios más pequeños que podemos percibir en la frecuencia de una onda sonora están remotamente cerca de ser representativos del nivel de precisión que estamos intentando alcanzar.

A star orbited by an exoplanet wobbles around the center of mass of the system as viewed in line with the orbital plane of the system. Image credits : Reyk
Desplazamiento alrededor del centro de masas de sistema de una estrella con un planeta a su alrededor, visto desde el plano orbital. Crédito: Reyk.

Tenemos la suerte de que la tecnología moderna, junto con un procesado inteligente de datos desarrollado por sucesivas generaciones de astrónomos e ingenieros, nos permiten obtener medidas precisas de la frecuencia o longitud de onda durante periodos de tiempo largos. En lugar de mirar al cielo y disfrutar las misteriosas maravillas de esos pequeños puntos de luz, si tenemos acceso a un telescopio y a una cámara digital sensible, podemos recolectar tanta luz de las estrellas como para poder dispersarla, de modo que en lugar de observar un gran rango de longitudes de onda —que percibimos como luz blanca—, podemos medir sutiles cambios en la luz en función de su longitud de onda. Esto es equivalente a hacer pasar la luz de la estrella a través de un potente prisma que nos permite separar la luz blanca en todos los colores del arco iris. En la práctica esto se consigue haciendo incidir la luz sobre una red echelle. Ésta es una placa de cristal (como el portaobjetos de un microscopio) con cientos de líneas grabadas en cada milímetro de la placa. De esta forma la luz se dispersa mucho mejor que en un prisma, dándonos la suficiente resolución para observar especies atómicas y moleculares en las que se producen transiciones particulares a energías concretas. Dado que Próxima Centauri está relativamente cerca y a que el espacio está muy vacío, cuando obtenemos un espectro de la estrella, las líneas atómicas y moleculares que vemos tienen las intensidades que esperamos para la temperatura de Próxima Centauri; y las líneas se mueven siguiendo el movimiento relativo de la estrella con la Tierra, por lo que estamos seguros de que nuestro instrumento está observando la atmósfera de Próxima Centauri.

The radial velocity method to detect exoplanet is based on the detection of variations in the velocity of the central star, due to the changing direction of the gravitational pull from an (unseen) exoplanet as it orbits the star. When the star moves towards us, its spectrum is blueshifted, while it is redshifted when it moves away from us. By regularly looking at the spectrum of a star - and so, measure its velocity - one can see if it moves periodically due to the influence of a companion. Image credits : ESO
El método de velociad radial para detectar exoplanetas se basa en lad etección de variaciones en la velocidad de la estrella central debidas a la dirección cambiante del tirón gravitatorio de un exoplaneta oculto a lo largo de su órbita. Cuando la estrella se mueve hacia nosotros, su espectro se desplaza hacia el azul, mientras que cuando se aleja se desplaza hacia el rojo. Obsevando con regularidad el espectro de una estrella -y por tanto midiendo su velocidad- podemos ver si se mueve periódicamente debido a la influencia de un planeta. Crédito: ESO.

Otro ingrediente clave de los muchos que se necesitan para detectar con precisión los desplazamientos Doppler es una fuente de referencia estable para el espectrógrafo. En el caso de nuestro experimento el instrumento HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher) usa una lámpara de torio-argón como fuente de referencia. En una bombilla normal, un filamento de tungsteno se calienta hasta emitir luz cuando se le aplica un voltaje. En una lámpara de referencia los voltajes que se aplican son mayores, de modo que los electrones de los átomos se ionizan. Los elementos que se eligen son aquellos con un gran número de estados de energía distintos. Cuando los electrones se excitan, se mueven entre todos los niveles posibles de energía, emitiendo fotones que se detectan como un bosque de líneas de emisión a lo largo de un amplio rango de longitudes de onda.

On the left, we can see emission lines of a Thorium Argon lamp (extracted from http://tdc-www.harvard.edu/instruments/tres/). On the right a small chunk of the spectrum of Proxima Centauri is shown for comparison (Image credits : G.Anglada-Escude). Sharp features like the ThAr lines and the hundreds of narrow absorption features in Proxima's spectrum are ideal to measure accurate Doppler velocities.
A la izquierda podemos ver las líneas de emisión de una lámpara de torio-argón (extraído de http://tdc-www.harvard.edu/instruments/tres/). A la derecha, se muestra como comparación una pequeña parte del espectro de Próxima Centauri. (Créditos: G. Anglada-Escudé). Las líneas bien definidas, como las de torio-argon, y las ciento de líneas de absorción estrellas del espectro de Próxima son ideales para medir velocidades Doppler precisas.

La mejor combinación que se ha encontrado hasta ahora es la del elemento pesado torio y el gas inerte argón. Cada vez que tomamos un espectro de Próxima Centauri lo comparamos con el espectro de referencia de la lámpara de torio-argón para determinar cuánto se han movido las líneas del espectro de Próxima Centauri. La temperatura y la presión de la lámpara de torio-argón se controlan constantemente para asegurarnos de que se mantienen constantes. La idea es que no haya ningún cambio en el procedimiento experimental entre una medida y la siguiente. Esto significa que podemos usar los datos ya registrados para deducir el movimiento de Próxima Centauri y por tanto cualquier desplazamiento Doppler debida a planetas que orbiten a su alrededor.

Hugh R. A. Jones

Sobre el autor. El catedrático Hugh Jones es el director del Observatorio de Bayfordbury de la Universidad de Hertfordshire y es profesor de astrofísica y matemáticas. También es el director de investigación del Science and Technology Research Institute, una de las tres instalaciones multidisciplinarias de su Universidad. Su investigación se centra en nuestro vecindario estelar y ha liderado el descubrimiento de varios planetas extrasolares usando el método del desplazamiento Doppler, incluyendo el primer planeta de largo periodo con órbita circular, el planeta descubierto número 100 y el planeta con la órbita más excéntrica. Se graduó en física en la Universidad de Leeds, y obtuvo su máster en astrofísica en la Universidad de Alberta en 1990. Tras trabajar para Blackwell Scientific y crear una empresa de electrónica educativa (MadLab) se fue al mundo académico obteniendo su doctorado en astrofísica por la Universidad de Edimburgo en 1995. Después se mudó a la Universidad de Tokio con un programa de investigación de la Comisión Europea donde trabajó con el catedrático Takashi Tsuji en el modelado de atmósferas de enanas frías trabajando en la inclusión del polvo en los modelos, encontrando el primer indicio empírico de polvo en ese tipo de estrellas. Fue cofundador del Anglo-Australian Planet Search que usa la técnica de desplazamiento Doppler. En 1997 se mudó a la Liverpool John Moores University y en 2000 a la Universidad de Liverpool, donde estuvo implicado en el desarrollo de un grado de física conjunta, con diez cursos online en colaboración con el Liverpool Robotic Telescope. Se mudó a Hertfordshire en 2004, donde lideró la acreditación del Institute of Physics en el grado de física y creó la Semana Europea de la Astronomía y las Ciencias Espaciales inaugural. Hoy en día Hertfordshire alberga a un gran número de investigadores involucrados en el descubrimiento y caracterización de estrellas cercanas. El grupo está especializado en la detección de planetas usando un gran número de métodos complementarios, y es particularmente activo en el descubrimiento sistemático de las estrellas más frías, incluyendo la mayor parte de los casos conocidos.

(Traducido del inglés por Rubén Herrero Illana)

Intensificando la caza del planeta de Próxima Centauri

Por Paul Gilster, autor de Centauri Dreams

Siempre habrá una ‘próxima’ —aquella estrella más cercana a nosotros—pero ésta no siempre será Próxima Centauri, a quien, en unas decenas de miles de años, habrá que cambiarle el nombre, quizá por Alpha Centauri C o algo parecido. Vivimos en un universo dinámico, en el que la enana roja Ross 248 se convertirá en la nueva ‘próxima’ en unos cuarenta mil años. Otras estrellas se acercarán a nosotros mucho más que Próxima Centauri. Dentro de 1.4 millones de años GL 710 se encontrará a 50.000 UA (unidades astronómicas; aproximadamente la distancia entre la Tierra y el Sol). Yéndonos al pasado, el brillante sistema Alpha Centauri que vemos hoy, no habría sido siquiera visible a simple vista hace 3 millones de años.

700px-Near-stars-past-future-en.svg
Las estrellas más cercanas en un rango temporal entre 20.000 años hacia el pasado y 80.000 años hacia el futuro.

 

En esta danza celestial, la estrella más cercana siempre cautivará a una sociedad tecnológica en busca de vida en otros lugares, que considera estrategias para enviar sondas a través del vacío interestelar. La estrella más cercana es un imán natural para los cazadores de exoplanetas, y ese es el caso del sistema Alpha Centauri, que incluye a Centauri A, B y, si realmente está gravitacionalmente ligada, como parece ser, Próxima. Son buenas noticias que el proyecto Pale Red Dot esté planeando una campaña observacional de dos meses para buscar un análogo terrestre alrededor de Próxima Centauri usando el espectrógrafo HARPS, (el buscador de planetas de velocidad radial de alta precisión [High Accuracy Radial velocity Planet Searcher]) instalado en el telescopio de 3.6m de ESO en La Silla. El monitoreo comenzó el pasado 18 de enero.

Descubierta en 1915 por el astrónomo escocés Robert Innes, Próxima Centauri ha estimulado nuestra imaginación desde entonces. Para el escritor de ciencia ficción Robert Heinlein, fue el destino inevitable de la nave estelar Vanguard, cuya tripulación vivía y moría a bordo de la ‘nave generacional’ en las dos cortas historias de 1940 que se convertirían en su novela ‘Los huérfanos del cielo’. Murray Leinster ya había declarado a la estrella nuestro principal objetivo en 1935 en su historia “Proxima Centauri”. Y mientras que Centauri B se ha llevado últimamente la mayor parte de la atención con la, aún sin confirmar y bastante dudosa, declaración del candidato a planeta Centauri Bb, los recientes estudios en Próxima Centauri han ayudado a definir los parámetros de la búsqueda planetaria.

Encontrando un mundo que transite

proxima_small
Próxima Centauri.

A 4,218 años luz del Sol, esta estrella enana roja se vería muy débil incluso desde un planeta alrededor de Centauri A o B. A una distancia de ellos de 15.000 UA, Próxima es tan pequeña y débil que para los astrónomos de Alpha Centauri no sería fácil deducir que en realidad está cerca, y sólo se darían cuenta cuando el gran movimiento propio de la estrella se hiciese evidente. Sí, se podría ver a simple vista, pero con una magnitud de 3.7 no resaltaría en el cielo. Y aun así, es posible que tenga una influencia en las dos estrellas mayores, con Greg Laughlin y Jeremy Wertheimer (UC­Santa Cruz) especulando sobre la posibilidad de que produzca el desalojo de cometas del disco circumbinario que presumiblemente rodea ambas estrellas, lo que favorecería el transporte del agua hacia sus planetas.

Lo que todavía no sabemos es si existen planetas alrededor de Próxima. Para resolver este misterio, se están utilizando varios métodos de detección de exoplanetas, siendo el más reciente la búsqueda de tránsitos de David Kipplin (CfA) usando el telescopio espacial MOST (Microvariability & Oscillations of STars) de la agencia espacial canadiense. El proyecto comenzó en el verano de 2014, tomando 13 días de datos ese año y otros 30 durante 2015. Los resultados se anunciarán en 2016. Un instrumento tan pequeño y barato como MOST consiguió detectar los tránsitos de 55 Cancri e, el primer planeta detectado alrededor de una estrella que es visible a simple vista en el cielo.

La confirmación de un tránsito, que mide la disminución de la luz estelar que capta MOST debido a que un planeta pasa frente a ella, llevaría a este telescopio espacial a los libros de historia. La búsqueda de tránsitos tiene muchas ventajas a la hora de estudiar estrellas pequeñas como Próxima Centauri. Próxima tiene un tamaño que es la décima parte de nuestro Sol. Un planeta habitable a su alrededor produciría una disminución relativamente importante en la luz de la estrella, ya que el tamaño del planeta en relación al de la estrella es importante, al revés de lo que ocurre con pequeños mundos que puedan orbitar alrededor de estrellas G o F, mucho mayores en tamaño. Por la misma razón, aumenta la probabilidad de una alineación del tránsito.

Un planeta a través de una lente gravitatoria

Las microlentes gravitacionales, o ‘microlensing’ son otro posible método para detectar planetas en Próxima, como propuso Kailash Sahu (Space Telescope Science Institute) en 2013, quien planteó que una estrella con un movimiento propio tan rápido, debería pasar a menudo por objetos más distantes, ocultándolos. El microlensing consiste en que un objeto cercano actúa como una lente de una fuente más lejana, debido al movimiento que sigue la luz al curvarse el espacio-tiempo, un efecto predicho por Einstein. La ocultación de una estrella distante por parte de Próxima podría revelar uno o más planetas en ésta, pues los mismos planetas actuarían también como microlentes, aumentando ligeramente el brillo de la estrella de fondo.

Sahu detectó dos ocultaciones, la primera de una estrella de magnitud 20 en octubre de 2014 y la segunda de una estrella de magnitud 19.5 en febrero de 2016. Usando ambas, deberíamos poder medir la masa de Próxima con una precisión del 5%. El telescopio espacial Hubble, el Very Large Telescope (VLT) del Obsevatorio Europeo Austral (ESO) en Chile y el telescopio espacial Gaia de la Agencia Espacial Europea (ESA) son capaces de medir distancias angulares de 0,2 milisegundos de arco, mientras que el desplazamiento de las dos estrellas de fondo producido por la masa de Próxima se estima en 0,5 y 1,5 milisegundos de arco respectivamente.

Investigando perturbaciones estelares

Es posible que las microlentes gravitacionales lleven a encontrar un planeta en Próxima Centauri o no, pero esta estrella también ha sido el objetivo de varios estudios de velocidad radial, en los que buscamos y analizamos un movimiento estelar característico. Esa señal se manifiesta como un movimiento Doppler extremadamente débil, causado por el efecto de un planeta sobre la estrella alrededor de la cuál orbita, alejándose ligeramente de nosotros y después acercándose de nuevo. Podemos rastrear esta perturbación con espectrógrafos extremadamente precisos, como han hecho Michael Endl (UT­Austin) y Martin Kürster (Max­Planck­Institut für Astronomie) en Próxima Centauri, usando siete años de datos tomados con el espectrógrafos UVES en el VLT en Paranal (Chile).

detectability
Límites superiores de las masas planetarias que podrían haber sido detectadas alrededor de Próxima Centauri basados en las observaciones de M. Endl and M. Kürster. La zona de habitabilidad se muestra como una región verde. Imagen de Endl & Kürster, A&A, 488, 1149.

 

No se ha detectado ningún planeta, pero la partida aún no se ha acabado, ya que estamos empezando a saber qué tipos de planetas podemos excluir del ámbito de lo posible. Endl y Kürster no han encontrado planetas por encima de la masa de Neptuno a una distancia aproximada de 1 UA de la estrella. También podemos decir algo sobre las ‘super-Tierras’—mundos rocosos más masivos que el nuestro—, que no han sido encontradas con masas mayores que 8,5 masas terrestres en órbitas menores de 100 días.

Por tanto, no estamos excluyendo la posibilidad de que existan planetas, sino que estamos comenzando a saber qué es lo que no podemos encontrar. Los científicos llaman zona de habitabilidad a la región en la que puede existir agua líquida sobre la superficie de un planeta. En el caso de Próxima Centauri, esta zona debería encontrarse entre 0,022 y 0,054 UA, lo que corresponde a órbitas con un periodo entre 3,6 y 13,8 días. Las investigaciones de Próxima aún no han encontrado nada en este rango, pero lo único que podemos descartar por ahora son super-Tierras de entre 2 y 3 masas terrestres siguiendo órbitas circulares.

Con estos límites en mente, merece la pena mencionar un estudio astronómico liderado por G. Fritz Benedict (McDonald Observatory) en los años 90, en el que usaron el telescopio Hubble para determinar la posición exacta de Próxima Centauri en el cielo. Comparando esos datos con un estudio astrométrico de 2013 de Lurie (Research Consortium on Nearby Stars), lo que se pudo concluir es que Próxima no tiene planetas con masa mayor a la de Júpiter en órbitas entre 0,14 y 12,6 años.

¿Qué puede encontrar Pale Red Dot?

Los estudios de velocidades radiales del proyecto Pale Red Dot aumentan nuestro interés por un objeto lleno de posibilidades. ¿Cuáles son las posibilidades para la vida si encontramos un planeta en la zona de habitabilidad de Próxima Centauri? Hay dos problemas con los que tenemos que lidiar. Como muchas enanas M jóvenes, Próxima es propensa a sufrir violentas llamaradas repentinas, lo que produciría tanto un cambio en la luminosidad que se observa desde la Tierra como cascadas de partículas mortales para cualquier forma de vida en un planeta. En este escenario podría crearse un nicho evolutivo, pero por ahora sólo podemos especular sobre ello.

Igual de significativa es la posibilidad de que un planeta en la zona de habitabilidad se encuentre tan cerca de su estrella que se produzca una rotación síncrona, debida a un acoplamiento de marea, de forma que el mismo hemisferio del planeta se mantendría siempre apuntando hacia la estrella. En estos mundos, donde la estrella no se mueve en el cielo, hay una eterna noche gélida en una mitad y un día permanente en la otra. Por suerte, los modelos desarrollados por Jérémy Leconte (University of Toronto) y sus colegas sugieren que la presencia de una atmósfera puede compensar este problema, distribuyendo el aire frío y caliente y templando la temperatura del planeta.

Además, simulaciones climáticas en 3D realizadas por Jun Yang y Dorian Abbot (University of Chicago) y Nicholas Cowan (Northwestern University) muestran que en el hemisferio planetario que apunta hacia la estrella se desarrollarían nubes altamente reflectantes, que podrían estabilizar la atmósfera y producir un efecto de enfriado, ayudando a mantener una temperatura aceptable en dicho hemisferio. Existe la posibilidad, planteada recientemente por Xavier Delfosse (IPAG, Grenoble), de que mundos habitables cercanos a la estrella sean atrapados en una resonancia orbital, pero no necesariamente con una rotación síncrona, por lo que se mantendrían las posibilidades para la vida en planetas alrededor de enanas rojas.

Se piensa que hasta un 80% de las estrellas en nuestra galaxia son enanas rojas como Próxima Centauri, lo que implica decenas de miles de millones de planetas que podrían estar en la zona de habitabilidad de sus estrellas anfitrionas. Hay unas cien de esas estrellas relativamente cerca del Sol, pero Próxima mantiene el puesto de honor como la más cercana. A 4,2 años luz de distancia, tal vez algún día podamos llegar a ella con tecnologías como las velas fotónicas propulsadas por rayos láser o microondas, pero incluso a la décima parte de la velocidad de la luz, tardaríamos cuatro décadas en alcanzar nuestro destino. El descubrimiento de un mundo potencialmente habitable nos animaría a seguir hacia delante, una posibilidad que entusiasma a todos los científicos que trabajan en la búsqueda de exoplanetas. La tentadora presencia de Centauri B (una estrella de tipo K) y de Centauri A (tipo G, como el Sol) a sólo 15.000 UA, es una razón más para que un día nos animemos a emprender esa travesía.

gilster
Paul Gilster. Photo credit: Paul Gilster.

Sobre el autor. Paul Gilster es escritor y editor de Centauri Dreams (http://www.centauri-dreams.org), donde sigue los desarrollos en la investigación interestelar, desde estudios sobre propulsión o exoplanetas hasta la búsqueda de inteligencia extraterrestre. Escritor a tiempo complete desde hace 35 años, es autor de “Sueños de Centauro: Imaginando y planeando los vuelos interestelares” (Copernicus, 2004) y de “Alfabetismo digital” (John Wiley & Sons, 1997). También es uno de los fundadores de la Tau Zero Foundation, donde ahora trabaja como periodista principal. Esta organización surgió del trabajo realizado en el programa “Breakthrough Propulsion Physics” de la NASA, y busca filántropos que financien la investigación de conceptos de propulsión avanzada para misiones interestelares. Gilster ha contribuido a un gran número de publicaciones tecnológicas y comerciales, y ha publicado ensayos, reportajes, críticas y publicaciones de ficción, tanto dentro como fuera del mundo del espacio y la tecnología

(Traducido del inglés por Rubén Herrero Illana)

¡Estrellas!

por el Prof. Stefan Dreizler, de Georg-August-Universität Göttingen – Institute for Astrophysics

Una estrella es una esfera de gas muy caliente (plasma) confinada por su propia gravedad. Nuestro Sol es la estrella más cercana, por lo que los astrónomos la usan de referencia. Comparada con nuestra Tierra, el Sol es más de 300.000 veces más masiva y su diámetro es 100 veces mayor. Al contrario que la Tierra y que otros planetas como Júpiter, las estrellas producen energía a través de procesos de fusión nuclear, lo que genera la emisión de luz en un gran rango de longitudes de onda. El pico de emisión en el caso de nuestro Sol se encuentra en la región del espectro electromagnético que es visible a nuestros ojos, pero el Sol también emite niveles importantes de radiación ultravioleta e infrarroja. Para que se produzcan los procesos nucleares se necesitan temperaturas muy elevadas (millones de grados) y presiones muy altas en la región central de las estrellas. Haciendo una sencilla estimación, puede decirse que se necesita una masa de un poco menos de la décima parte de la masa del Sol (es decir, unas 80 masas de Júpiter) para alcanzar la temperatura y presión necesarias para que se produzca un proceso de fusión nuclear estable durante un tiempo enorme; un tiempo comparable a la edad del Universo en el caso del Sol.

Los objetos que no alcanzan esta masa crítica de 80 masas de Júpiter se denominan enanas marrones. Pueden generarse en ellas procesos nucleares, pero sólo durante breves periodos de tiempo. En este sentido, podemos pensar en ellas como estrellas fallidas. Por debajo de unas 13 masas de Júpiter, ni siquiera estas breves reacciones nucleares son posibles, por lo que por debajo de ese límite estaríamos hablando de planetas. Esta es sólo una de las formas que usamos para categorizar y diferenciar planetas de enanas marrones, pero existen otras.

¿Cómo se forman las estrellas?

Las estrellas se formar a partir de frías nubes de gas y polvo, llamadas nubes moleculares, en las que se producen inestabilidades gravitatorias, causando un colapso sobre sí mismas. Los motivos de esas inestabilidades van desde ondas de densidad en la galaxia, hasta explosiones de estrellas cercanas, o incluso ¡colisiones entre galaxias! Las nubes moleculares están formadas por decenas de miles de masas solares y tienen diámetros de unas decenas de años luzvarias decenas de miles de veces más grande que nuestro sistema solar. Durante el colapso, la nube puede fragmentarse, es decir, una simple nube puede formar un gran número de estrellas, entre cientos y miles. Es bastante probable que las estrellas resultantes se mantengan gravitacionalmente unidas por mucho tiempo. Podemos observar estos grupos de estrellas, llamados cúmulos globulares, tanto en la Vía Láctea, como en otras galaxias. Los grupos de estrellas menos poblados, llamados cúmulos abiertos, como las Pléyades, se disuelven bastante rápido en la galaxia. Sin embargo, los sistemas múltiplesformados por dos, tres o incluso más estrellasson muy comunes. Próxima Centauri, por ejemplo, es miembro de un sistema triple.

This stellar swarm is M80 (NGC 6093), one of the densest of the 147 known globular star clusters in the Milky Way galaxy. Located about 28,000 light-years from Earth, M80 contains hundreds of thousands of stars, all held together by their mutual gravitational attraction. Image credits : NASA, The Hubble Heritage Team, STScI, AURA
Este enjambre estelar es M80 (NGC 6093), uno de los cúmulos globulares más densos de los 147 conocidos en la Vía Láctea. Situada a unos 28.000 años luz de la Tierra, M80 contiene cientos de miles de estrellas, que se mantienen unidas por su mutua atracción gravitatoria. Créditos: NASA, The Hubble Heritage Team, STScI, AURA

Los procesos de fragmentación y contracción pasan por varias fases hasta que el resultante, llamado ya protoestrella, no es mucho mayor que nuestro Sol. La contracción produce una transformación continua de energía potencial en energía cinética, provocando un calentamiento importante del gas. La estrella nacerá cuando su interior sea lo suficientemente caliente y denso para mantener reacciones de fusión nuclear que puedan llevarla a un equilibrio estable. En escalas de tiempo astronómicas, el tiempo de formación es corto, del orden de un millón de años. En cuanto se inicia la formación de estrellas, éstas calientan el resto de la nube molecular, produciendo su disolución.

 In one of the most detailed astronomical images ever produced, NASA/ESA's Hubble Space Telescope captured an unprecedented look at the Orion Nebula. ... This extensive study took 105 Hubble orbits to complete. All imaging instruments aboard the telescope were used simultaneously to study Orion. The Advanced Camera mosaic covers approximately the apparent angular size of the full moon. Image credits : NASA, ESA, M. Robberto (Space Telescope Science Institute/ESA) and the Hubble Space Telescope Orion Treasury Project Team
En una de las imágenes astronómicas más detalladas jamás producidas, el Telescopio Espacial Hubble (NASA/ESA) observó la nebulosa de Orion de una manera sin precedentes… El Hubble necesió 105 órbitas para completar este extenso estudio. Se usaron todos los instrumentos del telescopio de manera simultánea para estudiar Orion. El mosaico de la Advanced Camera cubre aproximadamente el tamaño angular de la luna llena. Créditos: NASA, ESA, M. Robberto (Space Telescope Science Institute/ESA) y el Hubble Space Telescope Orion Treasury Project Team

Una región de formación estelar bastante cercana es la nebulosa de Orion, a unos 1.300 años luz de distancia. Con un pequeño telescopio pueden observarse cuatro estrellas prominentes que está calentando el gas de su alrededor, visible por una emisión de luz muy característica. Algunas partes del frío gas de la nube molecular se ven como zonas oscuras. Un vistazo más detallado con el Telescopio Espacial Hubble revela un gran número de estrellas recién formadas.

La composición de las estrellas es un reflejo del material del que está hecho nuestro Universo, formado por un 90% de átomos de hidrógeno, y casi un 10% de helio. El resto de elementos, como el carbono, el oxígeno, o el hierro, tienen una contribución menor a un 1%. Como veremos más abajo, la cantidad de otros elementos es un indicador de la población a la que una estrella pertenece, es decir, a si la estrella se ha formado en una etapa temprana o tardía de la vida de la galaxia.

Dado que más del 99% de la materia estelar es hidrógeno y helio, con una composición prácticamente idéntica en todas las estrellas, las propiedades de las nuevas estrellas formadas vienen determinadas exclusivamente por su masa, donde sí hay grandes variaciones. Los objetos más pequeños son las enanas marrones; los más masivos pueden alcanzar hasta 100 veces la masa del Sol. La distribución de masas es algo bastante universal, siendo las estrellas de baja masa (entre 1/10 y 1/2 la masa del Sol) las más comunes. Próxima Centauri pertenece a este grupo de estrellas de baja masa. En este sentido, Próxima es una estrella más representativa que nuestro Sol.

Evolución estelar y el diagrama de Hertzsprung–Russell

Como ya hemos dicho, las estrellas producen energía a partir de reacciones nucleares. Dado que el hidrógeno es el elemento más abundante y que la cantidad de energía por átomo que se obtiene de una reacción de fusión es la mayor que hay, la fusión del hidrógeno en helio es, de lejos, el recurso energético más duradero de las estrellas. Por ejemplo, nuestro Sol puede mantener este proceso por unos 10.000 millones de años —el Sol va ya por la mitad de este estadio de su evolución. Las estrellas de baja masa como Próxima Centauri tienen menos hidrógeno que fusionar, sin embargo emiten menos energía (luz) por unidad de masa y por tanto pueden mantener la fusión del hidrógeno durante mucho más tiempo. Al contrario, las estrellas más masivas que nuestro Sol tienen una vida más corta, pues consumen su hidrógeno de manera más eficiente.

Hertzsprung–Russel diagram identifying many well known stars in the Milky Way galaxy. Image credits : ESO,
Diagrama de Hertzsprung–Russel, donde se muestran varias estrellas famosas de la Vía Láctea. Créditos : ESO.

Esto nos lleva a las propiedades observables básicas de las estrellas: su luminosidad, es decir, la cantidad total de luz emitida por segundo, y su temperatura superficial. Estas dos magnitudes normalmente se representan en un diagrama, llamado el diagrama de Hertzsprung–Russell, que es una de las gráficas más importantes para representar las estrellas en astronomía. Las estrellas en su fase de fusión de hidrógeno se encuentran en lo que llamamos secuencia principal. En esta secuencia, las estrellas menos masivas tienen menor masa y menor luminosidad, y la temperatura y luminosidad aumentan con la masa. La temperatura superficial determina el color de la estrella: las estrellas más frías se ven rojas; las más calientes, azules. La temperatura superficial también determina el aspecto del espectro estelar. La luz emitida por una estrella no se distribuye de forma continual en todas las longitudes de ondas, como sería el caso de una bombilla. El espectro solar (el producido por el Sol) presenta millones de líneas de absorción que indican la presencia de los elementos químicos. Las estrellas más frías como Próxima Centauri se caracterizan por tener líneas de absorción de un gran número de moléculas. Estos espectros son como su huella dactilar, y los astrónomos pueden aprender mucho sobre las propiedades físicas de las estrellas analizando sus espectros. En el contexto de planetas orbitando otras estrellas, las líneas espectrales, o más exactamente sus cambios de longitud de onda hacia el rojo o hacia el azul, sirven para determinar la velocidad de las estrellas. Esta es la base del método de velocidades Doppler que está utilizando el proyecto Pale Red Dot para detectar un planeta alrededor de Próxima Centauri.

En el diagrama Hertzsprung–Russell que se muestra en este artículo, se indican las principales propiedades estelares. Por motivos históricos, las estrellas se categorizan por su llamado tipo espectral, usando una letra mayúscula que se muestra en el eje horizontal (OBAFKM, donde las estrellas O son más azules y las estrellas M son más rojas). La posición de Próxima Centauri en el diagrama se encuentra hacia la esquina inferior derecha, indicándonos que se trata de una estrella roja de baja masa de tipo espectral M, con una temperatura superficial de unos 3.000 Kelvin y una luminosidad unas 1.000 veces menor que la del Sol.

En el diagrama Hertzsprung–Russell se pueden ver otras zonas además de la secuencia principal. Esas posiciones en el diagrama están pobladas por estrellas que han terminado su fase de fusión de hidrógeno. Para no extendernos demasiado, no vamos a entrar aquí en los detalles de las siguientes fases de la evolución estelar. Básicamente, cuando termina la fusión del hidrógeno, las estrellas se expanden, lo que las transforma en gigantes. La mayoría de las estrellas empiezan una segunda fase de procesos nucleares, ahora transformando helio en carbón y oxígeno. Este proceso es menos eficiente y por tanto dura menos. Para la mayor parte de las estrellas, el agotamiento del helio marca el final de sus procesos nucleares, terminando su vida como enanas blancas. Las estrellas con masas mayores a unas diez masas solares pasan por más procesos nucleares, que terminan cuando una parte importante de sus elementos se transforman en hierro. La fase final de estas estrellas es, o bien una estrella de neutrones, o bien un agujero negro estelar formado por una violenta explosión de supernova.

El pacífico final de la vida de una estrella

Las últimas fases de la evolución estelar son interesantes desde el punto de vista de los planetas y los sistemas planetarios por dos motivos. En primer lugar, porque la transición de nuestro Sol en una gigante acabará con toda vida sobre la Tierra. El aumento del radio solar y de su luminosidad hará que la temperatura aumente muy por encima de los 100 grados centígrados. Los planetas interiores Mercurio y Venus serán probablemente tragados por este Sol en expansión. Cuando finalmente el Sol se transforme en una enana blanca, la órbita de la Tierra será demasiado fría para albergar vida. Es más, hay observaciones que indican que podemos observar antiguos sistemas planetarios decayendo alrededor de enanas blancas, que habrían sido desestabilizados por la evolución de su estrella anfitriona.

Stellar evolution of low-mass (left cycle) and high-mass (right cycle) stars, with examples in italics. The background image is derived from http://imagine.gsfc.nasa.gov/teachers/lessons/xray_spectra/images/life_cycles.jpg by NASA's Goddard Space Flight Center.
Evolución estelar de las estrellas con masas bajas (ciclo de la izquierda) y altas (ciclo de la derecha), con ejemplos en cursiva. La imagen de fondo se ha obtenido de http://imagine.gsfc.nasa.gov/teachers/lessons/xray_spectra/images/life_cycles.jpg y pertenece a NASA’s Goddard Space Flight Center. Fuente: Wikipedia.

En segundo lugar, las estrellas pierden gran parte de su masa durante las fases tardías de su evolución. Dado que el este material está enriquecido con elementos pesados como carbono, oxígeno, silicio, hierro, etc. y que la siguiente generación de estrellas nacerá de los restos de este material procesado, las sucesivas generaciones disponen de más material para formar planetas como nuestra Tierra, que esencialmente está formada de hierro y silicio, con vida basada en carbono y oxígeno.

Las estrellas y sus planetas

Los planetas son un sub-producto natural de la formación estelar. La contracción de los fragmentos de las nubes moleculares, consecuencia de la conservación del momento angular—un principio fundamental de la naturaleza, lleva a la formación de un disco alrededor de la protoestrella. En estos discos es donde se produce el nacimiento de los planetas que se forman, bien por la sucesiva agregación de partículas de polvo cada vez mayores hasta alcanzar tamaños planetarios, o bien por un colapso gravitatorio directo de un disco en fragmentación. Hay muchos aspectos sobre estos procesos que todavía están siendo discutidos, pero los principios básicos parecen estar claros. Aunque todo parece indicar que todas las estrellas deberían tener planetas, éstos podrían desaparecer, por ejemplo como consecuencia de un encuentro cercano con otra estrella, dejando estrellas sin planetas.

Las propiedades de una estrella determinan la distancia a la que un planeta podría mantener condiciones de habitabilidad, es decir, que tenga la temperatura adecuada para que el agua exista en estado líquido. Esto depende de la luminosidad estelar, que determina la temperatura media del planeta dependiendo de la distancia entre la estrella y el planeta. Una estrella poco luminosa como Próxima Centauri tiene una zona de habitabilidad mucho más cercana a la estrella que nuestro Sol, donde, obviamente, la Tierra está en la zona habitable.

Las propiedades de la estrella también determinan cómo de difícil es detectar planetas a su alrededor, Detectar planetas alrededor de enanas rojas como Próxima Centauri es más sencillo que hacerlo alrededor de estrellas como el Sol. Esto es debido a que las enanas rojas son menos masivas (por lo que las perturbaciones debidas a un planeta serán mayores), más pequeñas (por lo que la disminución de la luz que nos llega cuando un planeta transita por delante es mayor) y menos luminosas (por lo que hay un mayor contraste entre planeta y estrella). Otro aspecto importante para la vida en otros planetas es la actividad estelar. Al estudiar nuestro Sol de cerca, podemos ver que no es una esfera uniforme. Los movimientos turbulentos de las capas más externas, relacionados con el campo magnético solar, producen una variedad de fenómenos que resumimos en el término actividad. Esta actividad determina la cantidad de radiación de alta energía y de partículas a las que se expone un planeta. Este hecho no solo tiene un posible impacto directo en la vida, sino que también afecta a las condiciones de la atmósfera del planeta.

En general podemos decir que nuestro conocimiento de los planetas alrededor de las estrellas nunca es tan detallado como nuestro conocimiento de las propias estrellas, lo que convierte a la astrofísica estelar en un aspecto clave en la exploración de otros mundos.

Sobre el autor: La especialidad de Stefan Dreizler es la física estelar y la espectroscopía observacional. Estudió física y obtuvo su doctorado en la Universidad de Kiel (1992). Posteriormente trabajó como investigador post-doctoral en la Universidad de Erlangen-Nurnberg entre 1992 y 1995. Más tarde trabajó en la Universidad de Kield (1995 y 1996), y en la Universidad de Tuebingen (1997-2000), donde impartió clases entre 2000 y 2003. Finalmente se fue a la Universidad de Goettingen, donde es catedrático en astrofísica. Fue decano del departamento de física entre 2007 y 2009, y ha estado activamente involucrado en la construcción del instrumento Multi Unit Spectroscopic Explorer (MUSE, instalado en el telescopio VLT de ESO), cuya estructura mecánica se ensambló en Goettingen. Es miembro del Kuratorium del Max-Planck-Institut fur Sonnensystemforschung. Lleva a cabo actividades de divulgación astronómica con los telescopios MONET (en Texas y Sudáfrica), y es un miembro activo del proyecto CARMENES, que ha comenzado operaciones recientemente y que buscará pequeños planetas alrededor de enanas M en el hemisferio norte.

(Traducido del inglés por Rubén Herrero Illana)

Primer espectro de HARPS. En directo desde La Silla

Last image of the all sky camera. Sun is rising. See you tomorrow #palereddot !
Última imagen de la cámara de cielo completo. El sol ya está saliendo. ¡Hasta mañana #palereddot !

[09:21:45] Alexandre Santerne: ¡Gracias por seguirnos! Fin de la noche. Es hora de que los astrónomos observando el #PaleRedDot se vayan a dormir.

[09:21:03] Guillem Anglada Escudé: algo más que añadir a tu audiencia?

[09:18:18] Guillem Anglada Escudé: vale. Prepararé el timeline. Con un poco de suerte, Twitter volverá a funcionar, así que pondré toda esta conversación.

[09:16:05] Alexandre Santerne: el seeing durante la observación 1.3” – 1.4″

¡Llega el primer espectro!

First spectrum of PaleRedDot from HARPS. Looks promising!
Primer espectro de PaleRedDot de HARPS. ¡Es muy prometedor!
Light going into HARPS as measured by its exposuremeter
El exposímetro capta la luz entrando en el instrumento HARPS

[09:08:14] Guillem Anglada Escudé: genial!

[09:08:04] Alexandre Santerne: Señal a ruido a 650nm = 65.3

[09:07:46] Alexandre Santerne: fin de la exposición

La imagen de la derecha es Próxima, centrada en la fibra óptica en el foco del telescopio. Esa fibra llega hasta el espectrómetro, que se encuentra en el sótano, sobre los cimientos y un montón de hormigón.

Integrando…

Control screen. The image on the right is Proxima centered on the optical fibre at the telescope.
Pantalla de control. La imagen a la derecha es Próxima, centrada en la fibra óptica del telescopio.

(no hay mucho que hacer durante los próximos 20 minutos, que es el tiempo que el telescopio va a estar integrando)

[08:49:51] Alexandre Santerne: nivel de flujo al 30%

[08:49:48] Guillem Anglada Escudé: genial

[08:46:41] Alexandre Santerne: comienza la exposición

[08:46:36] Alexandre Santerne: foco correcto

[08:43:07] Alexandre Santerne: comprobando el foco

[08:39:31] Alexandre Santerne: apuntando telescopio …

UTC 08:38 La sala de control del telescopio de 3.6m de ESO tiene un gran ambiente unos minutos antes de empezar el apuntado de #PaleRedDot

UTC 08:37. Dos minutos para empezar el apuntado del telescopio.

UTC 08:32. Twitter se ha caído (?!#@!) ¡pero seguimos adelante a través de la web!El primer espectro está a punto de obtenerse. ¡Ánimo Alex!

Sigue a Alexandre Santerne @eso La Silla mientras se obtiene el primero de los 60 espectros de Próxima.

Próxima hacia el final de la noche

CZD9d01WsAAo4kv

Atardecer del 18 de enero desde la Silla

sunset_

(Traducido del inglés por Rubén Herrero Illana)

Pale Blue Dot, Pale Red Dot, Pale Green Dot, …

Por Alan Boss, Carnegie Institution for Science

El mismo Carl Sagan se asombraría de todo lo que ha ocurrido desde que se anunciase la primera evidencia de un planeta gigante alrededor de una estrella como el Sol hace 20 años, en octubre de 1995. El anuncio del descubrimiento de un planeta gigante en órbita alrededor de la estrella 51 Pegasus por Michel Mayor y Didier Queloz, seguido por la confirmación, unas semanas después, por Geoff Marcy y Paul Butler, fue algo completamente inesperado. No porque 51 Peg b tenga la mitad de masa que Júpiter, o por tener una órbita circular, sino porque 51 Peg b orbita su estrella a una distancia 100 veces más pequeña que Júpiter, 20 veces más cerca de 51 Peg b de lo que la Tierra está del Sol. Los teóricos como yo nunca imaginaron que un gigante gaseoso pudiera formarse tan cerca de una estrella, en una región donde no debería existir el material a partir del cuál pudiera crearse. Por otro lado pensábamos que si un planeta gigante se hubiera formado a una distancia más razonable, en una órbita como la de Júpiter, y la interacción gravitatoria entre el gigante y el disco de formación planetaria residual de gas y polvo lo hubiera arrastrado hacia la protoestrella, ésta se habría tragado al planeta necesariamente. 51 Peg b demostró que los teóricos especializados en formación planetaria estábamos equivocados… y a día de hoy seguimos intentando entender por qué.

Changes in the velocity of the Sun-like star 51 Peg used by M. Mayor and D. Queloz to infer the presence of a planet in a short period orbit around the star.
M. Mayor y D. Queloz utilizaron cambios en la velocidad de la estrella 51 Peg para deducir la presencia de un planeta con un corto periodo orbital alrededor de la estrella. Fuente: arXiv:astro-ph/0310261

Dos meses después del anuncio de 51 Peg b, Carl Sagan nos escribió una carta a George Wetherill y a mí, reivindicando su predicción teórica de que un planeta como 51 Peg b era posible. Sagan había publicado un artículo con un colega en 1977 que usaba un modelo simple de formación planetaria para predecir que si la mayor parte de la masa de un disco protoplanetario estaba concentrada en el centro, entonces un planeta masivo podría formarse a una distancia unas 10 veces mayor a la que se había formado 51 Peg b. Aquel artículo concluía, sin embargo, que ese mecanismo de formación era “bastante cuestionable”. Con el descubrimiento de 51 Peg b, Sagan dejó de considerar su modelo “cuestionable” y se atribuyó el mérito de la primera predicción teórica de un planeta extrasolar. Wetherill y yo no aceptamos la reivindicación de Sagan, a la que poníamos varias objeciones: primero, las condiciones iniciales que Sagan asumió para el disco no eran válidas, y segundo, que un modelo tan simple podría no ser válido. La especialidad de Wetherill eran los modelos computacionales detallados, asentados sobre las bases desarrolladas por Victor Safronov y sus colegas, y Wetherill consideraba que el modelo tan simple usado en el artículo de 1977 estaba más cerca de la numerología que de la física de verdad. Por tanto, educadamente, evitamos apoyar la reivindicación de Sagan sobre su autoría teórica en el descubrimiento.

Un año después, Carl Sagan murió a la edad de 62 años de una grave enfermedad de la médula ósea (mielodisplasia), lo que conmocionó a todos los que le considerábamos un profeta en la búsqueda de vida más allá de la Tierra. Al igual que recuerdo mi clase de secundaria cuando me enteré del asesinato de Keneddy en 1963, recuerdo el semáforo en el que estaba parado cuando oí en la radio el anuncio del fallecimiento de Carl. Hasta el momento de su muerte, el número de exoplanetas descubiertos mediante espectroscopía Doppler (ver http://home.dtm.ciw.edu/users/boss/planets.html) había llegado a siete, cinco de los cuales fueron descubiertos por Butler y Marcy, y la lista de candidatos ya estaba creciendo a un ritmo de un planeta al mes. Carl fue un visionario y un profeta que vivió lo suficiente para captar un destello de la Tierra Prometida más allá de la Tierra, pero no lo suficiente para entender la inmensidad de planetas extrasolares que existen.

51 Peg b no fue el primer exoplaneta que alguien creyó haber descubierto. El anuncio más famoso fue el de un gigante gaseoso que se pensó que podía orbitar la estrella de Barnard, una enana roja similar a Proxima Centauri, que es nuestra vecina más cercana después del sistema triple Alpha Centauri AB/Proxima Centauri. En 1963, Peter van de Kamp anunció el descubrimiento de este planeta, un 60% más masivo que Júpiter y con un periodo orbital que doblaba los doce años que dura el año joviano. Este planeta tenía mucho más sentido para los teóricos que 51 Peg b, y fue aceptado como una detección real. Van de Kamp había usado el método astrométrico para buscar perturbaciones de la estrella central causadas por un planeta oculto, tomando gran cantidad de un conjunto independiente de placas fotográficas que demostraron que las perturbaciones que van de Kamp pensaba que eran debidas a un planeta alrededor de la estrella de Barnard, eran en realidad debidas al propio telescopio refractor de 24 pulgadas que se había usado, así como a las emulsiones fotográficas utilizadas. A partir de 1973 no hubo nuevos ejemplos de posibles planetas fuera de nuestro sistema solar, por lo que los teóricos se concentraron únicamente en los problemas asociados a la formación de nuestra propia colección de planetas rocosos, y de gigantes de gas y de hielo.

Hubo otras reivindicaciones del descubrimiento de un exoplaneta entre 1973 y 1995. Gordon Walker y Bruce Campbell comenzaron una de las primeras búsquedas por espectroscopía Doppler en 1983, y tras doce años de observación, publicaron un artículo a principios de 1995, concluyendo que no había indicios suficientes de planetas más masivos que Júpiter. En 1998, pensaron que habían encontrado indicios de un planeta de tipo joviano en órbita alrededor de Gamma Cephei, pero tras obtener más datos, en 1992 se retractaron. Sin embargo, el caso del exoplaneta alrededor de Gamma Cephei sigue sin estar claro a día de hoy (ver http://exoplanet.eu/catalog/gamma_cephei_b).

En 1988 apareció una nueva detección Doppler, de un objeto orbitando la estrella HD114762, descubierta por David Latham y Michel Mayor. Sin embargo, este objeto debía tener una masa mínima de 11 veces la masa de Júpiter, peligrosamente cerca de el límite crítico de 13.5 masas de Júpiter que separa las enanas marrones de los planetas tipo Júpiter. Las enanas marrones son suficientemente masivas para quemar deuterio durante sus etapas tempranas, mientras que a los planetas no se les permite disfrutar de la energía generada por las reacciones de fusión de hidrógeno (ver http://home.dtm.ciw.edu/users/boss/definition.html). Alexander Wolszczan y Dale Frail usaron el método más exótico que existe para descubrir objetos con una masa planetaria: en 1992 utilizaron las precisas emisiones periódicas del púlsar PSR1257+12 para hallar indicios de, no uno, sino dos planetas con masas varias veces mayores que la de la Tierra. El hecho de que estos objetos estarían orbitando en el mortífero campo de radiación de una estrella de neutrones que en principio habría nacido como resultado de una explosión de supernova, hizo de este un descubrimiento fascinante, pero sin mucho interés para aquellos que estamos obsesionados con la búsqueda de planetas potencialmente habitables alrededor de estrellas como el Sol.

 

Artists impression of extrasolar planets in the pulsar, PSR B1257+12. NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (SSC) - http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA08042
Impresión artística de los planetas extrasolares alrededor del púlsar PSR B1257+12. NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (SSC) – http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA08042

En 2004, Butler y sus colegas anunciaron el descubrimiento del primer caso de un nuevo tipo de exoplanetas: las super-Tierras. Encontraron que la enana M Gliese 436 era orbitada por un planeta con una masa 21 veces la masa de la Tierra, lo que sugería que no estaba formado por gas, sino que sería una mezcla de roca y hielo. Las búsquedas usando espectroscopía Doppler encontraron cientos de exoplanetas y super-Tierras en los años siguientes, tantos que en 2009 se pudo predecir que aproximadamente un tercio de todas las estrellas enanas M tenían super-Tierras a su alrededor. Las enanas M son estrellas que son, como mucho, la mitad de masivas que el Sol, mucho menos luminosas que éste, y con con zonas de habitabilidad mucho más cercanas a la sus estrellas. Esta estimación de exoplanetas alrededor de enanas M fue un importante apoyo a la idea de que esta tasa pudiera ser tan elevada también en el caso de las enanas G como nuestro Sol.

Demostrar lo anterior es la misión del primer telescopio espacial de la NASA diseñado específicamente para detectar exoplanetas: el Telescopio Espacial Kepler (ver http://kepler.nasa.gov/). Kepler fue una idea del William Borucki, que luchó durante décadas para convencer a sus colegas (y a la NASA) del increíble poder que tendría un telescopio espacial para descubrir exoplanetas usando la técnica de tránsitos fotométricos. Lanzada en marzo de 2009, Kepler ha sido más que rentable para los contribuyentes estadounidenses que lo financiaron, habiendo descubierto cerca de 5.000 candidatos a exoplaneta (a unos 100.000 dólares cada uno) y más de 1.000 planetas confirmados. Kepler ha demostrado que el número de exoplanetas existentes es enorme, incluso alrededor de enanas G. Se ha llegado a estimar que puede haber un planeta habitable de tipo terrestre en cada estrella de nuestra galaxia.

 

New Kepler Planet Candidates
Objetos de interés de Kepler (muchos de los cuales son probablemente planetas) a 23 de julio de 2015. Credits : NASA Ames/W. Stenzel – Licensed under Public Domain via Commons

Habiendo vivido los altibajos de la historia del campo de formación y detección planetaria, la afirmación anterior nunca deja de sorprenderme y a menudo me emociona cuando hablo de ello en mis charlas. No puedo imaginar lo que Carl Sagan habría sentido si hubiera vivido lo suficiente para darse cuenta de la inmensidad de esta Tierra Prometida. Ya no soñamos exclusivamente con puntos azul pálido, sino con puntos verde pálido indicadores de mundos llenos de clorofila; con un futuro no tan lejano en el que los telescopios espaciales sean capaces de obtener una imagen directa de mundos habitables cercanos; con telescopios lo suficientemente potentes para determinar la composición de la atmósfera de esos mundos, permitiendo la búsqueda de moléculas asociadas con planetas habitables, o incluso habitados. Proxima Centauri es un ejemplo excepcional de una de esas estrellas cercanas que vamos a escudriñar en los próximos años.

Carl Sagan vivió en una época en la que los más optimistas esperábamos que, quizá, una de cada cien estrellas podría tener un planeta de algún tipo a su alrededor. Su famosa referencia a la Tierra como aquel punto azul pálido apuntaba a la aparente fragilidad de la vida en la Vía Láctea, posiblemente confinada a un único refugio en la inmensidad del vacío de un universo frío e indiferente. Ahora sabemos que casi todas las estrellas que vemos en el cielo nocturno tienen, al menos, un planeta, y que una buena parte de ellos son planetas rocosos orbitando lo suficientemente cerca de sus soles para tener temperaturas templadas y quizás, ser habitables. La búsqueda de un mundo habitable alrededor de Proxima Centauri es una consecuencia natural de la explosión en en el conocimiento acerca de los exoplanetas que los humanos hemos logrado en tan solo un par de décadas del millón de años de nuestra existencia como una especia única en la Tierra. Si hay puntos rojo pálido (Pale Red Dots) alrededor de Proxima, estamos seguros de que los encontraremos, estén o no habitados.

 

NASA Spitzer Telescope Science Update where major findings were announced about planets outside our solar system, known as extrasolar planets. Dr. Alan Boss, staff research astronomer, Department of Terrestrial Magnetism, Carnegie Institution of Washington explains science results during the NASA Science update. Tuesday, March 22, 2005. Photo Credit:
El Dr. Alan Boss explica sus resultados científicos durante la NASA Science update. 22 de marzo de 2005. Crédito: “NASA/Bill Ingalls”

Sobre el autor. El Dr. Alan Boss es investigador científico en el Carnegie Institution for Science’s Department of Terrestrial Magnetism. Es un astrofísico teórico reconocido internacionalmente, cuyos intereses científicos incluyen el estudio de la formación estelar, la evolución de la nebulosa solar y otros discos protoplanetarios, y la formación y búsqueda de planetas extrasolar. El Dr. Boss ha participado en varios comités de la NASA y ha liderado grupos de trabajo sobre el estudio de planetas extrasolares, tanto de la NASA como del resto de la comunidad, incluyendo los cargos de presidente del subcomité de astrofísica de la NASA, presidente del grupo de la NASA de ciencias de sistemas planetarios, presidente del grupo de la NASA sobre el origen de sistemas solares MOWG, presidente del grupo de trabajo de la IAU sobre planetas extrasolares, presidente de las comisiones 51 a 53 de la IAU, y presidente de la sección de astronomía de la AAAS. Ha recibido el premio NASA Group Achievement en 2008 por su papel en en Astrobiology Roadmap y otro en 2010 por su papel en la SIM Planet Finding Capability Study Team. Es miembro de varias organizaciones profesionales incluyendo la American Academy of Arts and Sciences. Ha recibido numerosas subvenciones de la NASA y de la NSF, participado en un gran número de comités profesionales y es editor del Cambridge Astrobiology Series. Ha publicado dos libros sobre la búsqueda de planetas fuera del sistema solar: “Looking for Earths: The Race to Find New Solar Systems” en 1998, y “The Crowded Universe: The Search for Living Planets” en 2009. Actualmente, Boss es presidente del grupo de análisis sobre el programa de exploración de exoplanetas de la NASA, así como presidente del comité de evaluación de tecnología de exoplanetas de la NASA y del comité de evaluación de tecnología de detectores infrarrojos y coronógrafos.

(Traducido del inglés por Rubén Herrero Illana)

Observando en ESO I. La casa de huéspedes

por Alexandre Santerne, ESO Photo Ambassador & investigador en exoplanetas en el Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço (Portugal)

General view of the gardens of ESO's guesthouse
Vista general de los jardines de la casa de huéspedes de ESO. Imagen creada por Alexandre Santerne/ESO

Los observatorios de La Silla y Paranal son dos de los lugares donde las observaciones de ESO tienen lugar. Los observatorios son lugares de trabajo como nuestras oficinas, pero situados a 11 000 km de Europa, y uno necesita varios días para viajar hasta ellos. Cuando viajamos a Chile como astrónomos visitantes[1], la primera parada es la casa de huéspedes de ESO. Situada en Santiago de Chile, la casa de huéspedes es un lugar silencioso y tranquilo donde normalmente se para por una noche para recuperar fuerzas del vuelo transoceánico hasta desde Europa (14 horas de vuelo, mas 5 horas de jet-lag), y prepararse para el horario nocturno de las observaciones.

 inner garden at ESO's guest house
Vista del jardín interior de la casa de huéspedes. Imagen por Alexandre Santerne/ESO

La casa de huéspedes tiene una docena de habitaciones con un bonito jardín botánico y una pequeña piscina privada. El sitio mas importante es, sin embargo, la sala de estar/comedor donde compartimos desayuno, comida y/o cena o incluso la hora del pisco sour [2] con otros astrónomos visitantes e ingenieros de otros países miembros de ESO [3].

ESO guest house living room. Image credits : Alexandre Santerne/ESO
Sala de estar de la casa de huéspedes de ESO. Imagen por : Alexandre Santerne/ESO

Las discusiones típicamente son sobre ciencia, observaciones, condiciones meteorológicas así como nuevos instrumentos siendo desarrollados en ESO; como por ejemplo la nueva generación de instrumentos para el VLT (Very Large Telescope – Telescopio Muy Grande)[4] y el European Extremely Large Telescope (Telescopio Europeo Extremadamente Grande) de 39 metros de diámetro [5]. Además de proporcionar acceso a instalaciones científicas punteras, las instalaciones de ESO son sitios ideales para conocer otros astrónomos y iniciar colaboraciones internacionales.

Notas:
[1]- Para minimizar costes de operaciones, la mayoría de obsevaciones en telescopios de ESO se ejecutan en modo servicio por astrónomos en plantilla de ESO especializados en el uso de instrumentos. Aún así, en algunos casos, algunas observaciones particularmente delicadas requieren la participación en vivo del astrónomo que las propuso. En estos casos se nos llama “astrónomos visitantes” (visiting astronomers).

[2]- Pisco Sour es una bebida popular Chilena (Peruana y Boliviana depende de a quien preguntes) que contiene Pisco (licor parecido al Brandy), limón y a veces clara de huevo.
[3]- Los miembros de ESO son Austria, Bélgica, Brasil, República Checa, Dinamarca, Francia, Finlandia, Alemania, Italia, Países Bajos, Polonia, Portugal, España, Suecia, Suiza y el Reino Unido. http://www.eso.org/public/about-eso/memberstates/
[4]- ver http://www.eso.org/public/teles-instr/vlt/vlt-instr/
[5]- ver http://www.eso.org/public/teles-instr/e-elt/

¡DESPEGAMOS!

… ¿así que esperáis encontrar un punto rojo pálido?

¡Así es! Pensamos que puede haber un pequeño planeta orbitando nuestra vecina estelar más cercana -una estrella enana M llamada Próxima Centauri-, pero quizá solo se trate de actividad magnética. Vamos a observar Próxima durante dos meses con el instrumento cazador de planetas HARPS y con dos redes de telescopios menores. Este monitoreo debería esclarecer la naturaleza de la señal Doppler, pero… ¡espera un segundo!

¿¿Señal Doppler?? ¿¿Eso qué es?? Una enana M magnética… ¿es una banda de rock? ¿Durante dos meses? ¡Eso suena muy aburrido! ¿No podéis encontrar planetas de otra forma? ¿No habría que hacerlo desde el espacio? ¿Cuándo podremos visitar esos planetas?

Para responder estas y muchas otras preguntas, palereddot.org publicará artículos de científicos relevantes de todo el mundo que nos hablarán sobre planetas extrasolares, la búsqueda de vida más allá de la Tierra, instrumentación y planes futuros, y sobre lo que pensamos sobre la vida, el universo y todo lo demás…

Como las cosas buenas de la vida, Pale Red Dot será intenso pero corto. Cuando hayamos tomado todos los datos (hacia finales de marzo), empezará un exhaustivo análisis y esta web entrará en una breve pero necesaria hibernación. Después, los resultados se enviarán a una revista de revisión por pares y solo entonces se producirá el glorioso (o decepcionante) anuncio. ¡Nadie sabe lo que va a pasar! El proceso puede llevar varios meses, pero haremos todo lo que esté en nuestras manos para manteneros informados.

¿Queréis saber si existe un planeta alrededor de la estrella más cercana al Sol? ¡Nosotros también! Manteneos atentos.

… ¿y qué clase de artículos vais a publicar?

  • Los artículos de expertos (Expert Insights) y las opiniones de expertos (Expert Opinions) son artículos escritos por pioneros en la búsqueda de exoplanetas, líderes de misiones espaciales y de instrumentos de los mayores telescopios del mundo, visionarios y toda clase de estrellas en alza en el campo de los exoplanetas y de la física estelar. Las opiniones de expertos siempre se publicarán los domingos (perfecto para acompañar unos churros durante el desayuno), mientras que los artículos de expertos aparecerán entre semana (ideal para leer de camino al trabajo).
  • Los artículos sobre La vida en el observatorio (Observatory life) tratarán sobre el trabajo en diferentes observatorios y sobre cómo se toman las observaciones en ellos. ¡Incluyendo fotos y vídeos de lo que pasa entre bambalinas! Los artículos sobre la vida en el observatorio se publicarán los sábados.
  • Las actualizaciones del proyecto (Project updates) se publicarán todos los viernes y contendrán los hitos conseguidos durante la semana, incluyendo nuestras habituales quejas sobre el mal tiempo. No podremos conseguir nada si está nublado, así que los astrónomos están realmente interesados en hablar sobre el tiempo.

¿Estáis preparados para uniros a nuestra caza en directo de un exoplaneta?

Si tenéis alguna pregunta, estaremos encantados de responderla en Twitter, @Pale_Red_Dot y #PaleRedDot.

Vídeo en alta resolución y descripción disponibles en http://www.eso.org/public/announcements/ann16003/

(Traducido del inglés por Rubén Herrero Illana)

La búsqueda empieza en enero de 2016

Pale Red Dot  (Pálido Punto Rojo) empezará el 11 de enero de 2016. Pale Red Dot es una iniciativa conjunta de los investigadores responsables de las observaciones, la oficina de divulgacion de ESO (Observatorio Europeo Austral), y las siguientes instituciones :  Queen Mary University of London/UK (www.qmul.ac.uk), Instituto de Astrofísica de Andalucía/Spain ( www.iaa.es), Universidad de Chile (http://www.das.uchile.cl), University of Hertfordshire/UK (www.herts.ac.uk), University of Goettingen/Germany (www.uni-goettingen.de), Universite de Montpellier (www.umontpellier.fr), LCOGT.net (https://lcogt.net/), y BOOTES telescope network (http://bootes.iaa.es/).

También contaremos con contribuciones de líderes mundiales en investigación en astrofísica y planetas extrasolares. Pronto se difundirán más detalles del programa y actividades de divulgacion asociadas.

¡Síguenos en esta web o a través de las redes sociales!