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Planetas extrasolares y modelos de estrellas. Hablamos con Antonio Claret.

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El tránsito del exoplaneta HD 209458b pone en duda los modelos de atmósferas estelares

El exoplaneta HD 209458b es, desde su descubrimiento por D. Charbonneau y colaboradores (2000), un planeta extrasolar especial. Fue el primero de una serie de exoplanetas descubiertos por la técnica de tránsito. Tal técnica se basa en que el planeta, al realizar tránsitos sobre el disco de su estrella-madre, resta luz (muy poca, desde luego) de ésta y esta pérdida puede ser detectada por los instrumentos actuales. Una curiosidad que puede ser interesante para las aficionados a la Astrofísica es que la estrella-madre de HD 209458b puede ser vista con unos prismáticos en la constelación de Pegasus ya que esta es una estrella de magnitud 7 (está a unos 150 años-luz de nuestro sistema solar).

La masa de HD 209458b es 0.7 veces la masa de Júpiter o unas 220 veces la masa de la Tierra y su año es de aproximadamente 3.5 días. Su radio es 1.3 veces el radio de Júpiter. Debido a su proximidad a la estrella-madre, su temperatura es alta (1100 K) y se ha detectado, debido al efecto de irradiación de la estrella, signos de evaporación de su atmósfera.

Pero las curiosidades de nuestro exoplaneta no acaban aquí: su atmósfera fue la primera en ser caracterizada y se han encontrado trazas de Oxígeno y Carbono. Más recientemente, Barman (2007) anunció que había detectado vapor de agua en la atmósfera del exoplaneta. Es una medición muy difícil de ser llevada a cabo y depende, entre otros factores, de los modelos adoptados. Tal resultado debe ser tomado con cuidado ya que el estudio del tránsito de HD 209458 nos revela, como veremos más tarde, que algunos modelos usados en su análisis presentan algunos problemas.La investigación del tránsito de un exoplaneta sigue, grosso modo, las mismas técnicas utilizadas en el estudio de las estrellas binarias eclipsantes. En cierto sentido, los tránsitos son más sencillos de analizar visto que la masa del planeta es mucho menor y es mucho más frío que la estrella- madre y su luz no contribuye a la luminosidad total del conjunto. Además, solo tenemos que estudiar la irradiación de la estrella-madre sobre el planeta y no la irradiación mutua, como ocurre en las binarias eclipsantes. La forma del tránsito depende de cómo la luz de estrella está distribuida en su disco. Tal efecto se llama limb-darkening, u oscurecimiento hacía el borde. Si pudiéramos mirar más de cerca una estrella, veríamos que su centro es más brillante que sus bordes. Es un efecto debido a la profundidad bajo la cual miramos la estrella: vemos capas más profundas (y más calientes) cuando miramos hacia su centro y menos profundas (y más frías) hacía los bordes.

Pues este efecto tiene mucho que decir cuando un exoplaneta transita delante del disco de su estrella-madre. No sabemos como la luz está distribuida en una estrella, así que tenemos que echar mano de modelos teóricos de atmósferas estelares, que sí nos pueden dar esta información. Haciendo uso de estos modelos, podemos calcular la curva de luz teórica e inferir algunas propiedades de los exoplanetas. Si la curva de luz es de muy buena calidad, podemos incluso derivar empíricamente los coeficientes de oscurecimiento hacía el borde. Hace un año aproximadamente, detectamos que estos modelos presentaban ciertos problemas cuando comparamos los coeficientes empíricos de algunas binarias eclipsantes con los valores teóricos (Claret 2008). Sin embargo, los datos de estas estrellas eran escasos y dispersos y no nos permitían sacar una conclusión definitiva sobre la validez o no de los modelos de atmósferas estelares. Era un indicio, pero sólo un indicio.

Hace unos meses, un colaborador nuestro, J. Southworth (2008), analizó el tránsito de HD 209458b. La curva de luz fue obtenida utilizando el telescopio espacial Hubble (Figura 1) y es de las mejores hasta ahora obtenidas para exoplanetas. Tal calidad le posibilitó inferir los coeficientes de oscurecimiento hacía el borde de forma empírica. De su análisis se desprende el mismo indicio encontrado por nosotros usando las binarias eclipsantes aunque este no era el objetivo principal de su trabajo. Decidimos atacar al problema con herramientas teóricas más sofisticadas, como por ejemplo, cálculos monocromáticos (en una sola longitud de onda, en lugar de filtros) y modelos de atmósferas geométrica y físicamente más sofisticados (Claret 2009).

Ahora teníamos más elementos para analizar la situación real de los modelos de atmósferas estelares: en lugar de las habituales observaciones con 4 filtros, teníamos 10 observaciones abarcando un amplio sector espectral: de 320 hasta los 980 nanómetros. Hay varias causas posibles para explicar un desacuerdo entre los coeficientes teóricos de oscurecimiento hacía el borde y los empíricos: 1) el tipo de función que se utiliza para modelizar. 2) errores observacionales relativos a la estrella-madre. 3) problemas intrínsecos en los modelos de atmósferas. Se utilizan la aproximación lineal y la cuadrática para describir como la intensidad se distribuye sobre el disco estelar. La aproximación linear pude ser descartada cuando tenemos observaciones de muy buena calidad, como es el presente caso. Analizamos también la influencia de los errores en la gravedad y en la temperatura efectiva de la estrella-madre y estas barras de error no son lo suficientemente grandes como para explicar el desacuerdo.

La explicación restante se relaciona con la habilidad de los modelos de atmósferas estelares en describir la distribución de las intensidades. Utilizamos modelos más sofisticados con geometría esférica y las discrepancias persistían (Figura 3). Así que, eliminadas las otras posibles causas, podemos concluir que los modelos actuales de modelos de atmósferas estelares no son capaces de predecir con la precisión necesaria como las intensidades están distribuidas al largo del disco estelar, al menos para el rango de la temperatura efectiva de la estrella-madre (Claret 2009).

Tal resultado indica que hay errores sistemáticos en las masas y principalmente en los radios de los exoplanetas estudiados. Por ejemplo, las barras de error en la relación de los radios pueden ser 3-5 veces las que están publicadas. Los problemas detectados en los modelos de atmósferas pueden tener también consecuencias en otros campos clave de la Astrofísica que dependen de su utilización (que son muchos y variados). Sería interesante comprobar la validez de los modelos de atmósferas en los varios ámbitos de la Astrofísica y confirmar (o no) las discrepancias descritas aquí.

Referencias:

Barman, T. 2007, Astrophysical Journal, 661, 191
Claret, A. 2009, Astronomy & Astrophysics, in press
Claret, A. 2008, Astronomy & Astrophysics, 482, 259
Claret, A., Hauschildt, P. H. 2003, Astronomy & Astrophysics, 412, 91
Southworth, J. 2008, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 386, 1644

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