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Buenas, mi nombre es Antoni Vives Sureda y os voy a presentar mi

trabajo de máster cuyo título es “Estudio y caracterización de exoplanetas

a partir de tránsitos planetarios mediante curvas de luz”.

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La presentación está dividida en 6 partes, introduciendo primero la

motivación para el estudio de exoplanetas y los objetivos, posteriormente

realizando un análisis del estado de la cuestión en la búsqueda de

exoplanetas, una breve explicación de la metodología y finalmente el

análisis de los resultados derivados de las curvas de luz y las

conclusiones del trabajo, además de mencionar posibles trabajos futuros.

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La idea de realizar un trabajo sobre exoplanetas surgió al ver que

Fernando tenía en mente un trabajo de caracterización de súpertierras, y

en ese momento mostré rápidamente mi interés sobre el tema. También

me ofreció obtener mis propias observaciones en Aras de Los Olmos para

así practicar en la toma de datos y al final decidimos hacer las dos cosas.

En mi opinión, el descubrimiento de exoplanetas, nos permite entender si

la vida es rara en el Universo o está por todos lados. Incluso aunque no

encontremos vida en estos planetas, es muy interesante encontrar

nuevos planetas fuera de nuestro sistema solar, ya que nos proporciona

una idea de si nuestro sistema es único o uno de muchos y nos permite

estudiar planetas con composiciones, períodos y otros parámetros físicos

diferentes a los planetas del Sistema Solar.

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Los objetivos de este trabajo son los siguientes:

• Aprender a realizar estudios previos a la realización de las

observaciones.

• Adquirir competencias para la observación en un observatorio

profesional: controlar telescopio y la instrumentación adicional y

aprender a adquirir para el tratamiento posterior.

• Calibrar y analizar fotométricamente los datos obtenidos.

• Caracterizar los exoplanetas observados a partir de curvas de luz.

• Aportar científicamente en el estudio de exoplanetas mediante

tránsitos.

5 Pasamos al estado de la cuestión. Aunque en el trabajo aparecen

también la definición de exoplaneta y los diferentes programas de

búsqueda, en esta presentación me voy a centrar en el estudio de la

población de exoplanetas.

En esta diapositiva aparecen los datos de tres bases de datos, la

Exoplanet transit Database, Enciclopedia de los planetas extrasolares y

de la NSted. Los valores varían un poco, siendo los dos últimos catálogos

más restrictivos ya que no suelen incluir descubrimientos publicados por

revistas conocidas recientemente. Por tanto, podemos concluir que a día

de 25 de Agosto de 2015 tenemos entre 1887 y 1949 exoplanetas

confirmados.

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Cómo se distribuyen? Según el método de descubrimiento, el método de

los tránsitos es el que más descubrimientos tiene con un 65% (gracias a

Kepler), seguido de un 30% por el método de RV, mientras que los otros

tres representan tan sólo un 5% del total.

7 Si nos fijamos en los principales programas de búsqueda, observamos

que el mayoritario es Kepler con casi un 50% de los exoplanetas

confirmados, seguido muy de cerca por un 37% de exoplanetas

confirmados sobre todo con el espectrógrafo HARPS. También

SuperWASP, OGLE, HAT y CoRoT representan un 12% del total y la

contribución de los otros programas es testimonial (<1%).

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Según el número de exoplanetas detectados por año, se observa un

aumento en la detección de exoplanetas, teniendo un pico muy grande en

2014 debido a la confirmación de muchos exoplanetas Kepler. En el

trabajo aparece una gráfica que muestra la tendencia futura que se

pensaba en 2010 y se observa cómo se sigue la tendencia optimista.

9 y 10

Si nos fijamos en la masa, vemos como los exoplanetas muy masivos no

son frecuentes. Si realizamos un zoom en el rango 0 – 1 Mj, observamos

que existe una cierta homogeneidad en el número de exoplanetas a lo

largo de este rango salvo en el rango 0 – 0.1 Mj, donde tenemos muchos

exoplanetas debido a la incesante búsqueda de exoplanetas tipo Tierra.

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Según su semieje mayor, un 82% se encuentran en el rango 0 – 3 UA y

haciendo un zoom se observa que hay una tendencia uniforme hasta el

rango <0.1 UA donde tenemos el 21% de exoplanetas, teniendo bastantes

exoplanetas muy cerca de su estrella.

12 y 13

En función del radio, vemos que existe abundancia de exoplanetas

detectados con un radio entre 0 – 3 Rj y especialmente en el rango 0 – 1

Rj. Si ahora vamos a la diapositiva 13, vemos la distribución de los

exoplanetas Kepler según el radio, observando que la mayoría de

exoplanetas detectados son tipo súpertierra o tipo neptuniano.

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Según la metalicidad, vemos que la mayoría de estrellas con exoplanetas

tienen una metalicidad igual o próxima a la del Sol.

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Finalmente podemos estudiar los exoplanetas según la potencialidad de

que sean habitables. Según la tabla periódica de los exoplanetas, que nos

agrupa los exoplanetas según están en la zona caliente, templada o fría

(filas) y según la masa y el radio (columnas), vemos que tenemos 30

exoplanetas en la zona potencialmente habitable, aunque la mayoría de

los exoplanetas son de tipo joviano en cualquiera de las zonas. A finales

de 2011 tan sólo había 2 exoplanetas potencialmente habitables.

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En la imagen se han representado exoplanetas potencialmente habitables

en orden descendente del valor de ESI, que nos mide cuánto de similar es

un exoplaneta con la Tierra. Los planetas con ESI>0.8 ya se pueden

considerar similares a la Tierra, e incluso entre 0.6 – 0.8, aunque con otro

tipo de vida menos complejo. En el trabajo tenéis algún ejemplo de

exoplaneta interesante desde el punto de vista de su habitabilidad.

Ahora podemos continuar con la metodología usada.

17 El marco teórico es el siguiente: las observaciones han sido realizadas

a partir del método de los tránsitos. Este método está basado en la

medición de la variación de flujo de luz cuando un exoplaneta se

interpone en nuestra línea de visión al pasar por delante de su estrella

compañera. Esta variación de flujo nos permitirá construir curvas de luz

que nos mostrarán el comportamiento del flujo antes, durante y después

del tránsito. Para más detalles sobre este método os remito al trabajo.

Para construir las curvas de luz se han utilizado flujos normalizados, es

decir, dividimos el flujo de la estrella entre el valor promedio de flujo de

las otras estrellas y dividimos por esta división para tener un valor

unitario al inicio de la curva. La elección de las mejores estrellas para

realizar la curva de luz está detallado en la sección 3.1.2 del trabajo.

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En el marco de la observación se realizaron una serie de pasos para

seleccionar los exoplanetas observables: lo primero fue determinar las

características que debían tener los exoplanetas para ser observados.

Después intenté buscar sólo exoplanetas WASP aunque finalmente no me

restringí a este catálogo. Para la selección de las estrellas se utilizó el

Exoplanet Orbit Database, cuyo proceso de selección está detallado en el

trabajo.

Una vez seleccionadas, se estudió su posible observabilidad en los días 6

– 16 Julio y, de entre los exoplanetas observables se realizó un estudio de

los exoplanetas con mejores condiciones para ser observados. Este

análisis se corresponde a las tablas 3.1 y 3.2 del trabajo.

Conseguimos observar 6 exoplanetas, cuatro con 2 tránsitos y dos con 1

tránsito. En amarillo aparecen los que finalmente se han utilizado para el

trabajo, desechando a dos porque las observaciones no habían sido

fructíferas.

De los catálogos elegimos a la estrella Kepler 10 por tener dos

exoplanetas, realizando así el estudio de dos “mundos”. La forma con la

que se obtienen los datos aparece en la sección 3.2.3 del trabajo.

Finalmente, comentar que la toma de imágenes se realizó mediante el

telescopio TROBAR T60 del observatorio de Aras de Los Olmos, con los

detalles técnicos en la tabla 3.3 del trabajo. El manejo del telescopio está

detallado en el anexo 3 del trabajo.

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Posteriormente a la observación pasamos al tratamiento de las imágenes.

La reducción de datos se realizó con el programa pixinsight 1.8, el cual es

un programa especialista en astrofotografía. El tratamiento está más

detallado en el trabajo, pero, brevemente, lo que se hizo fue calibrar las

imágenes de bias, darks y flats mediante el script Batch preprocessing y,

posteriormente se extrajo la fotometría de éstas mediante los scripts

Aperture Photometry y Dynamic PSF.

Una vez reducidos, podemos construir nuestras curvas de luz y por tanto

obtener los resultados.

20 y 21

La primera curva de luz es la de CoRot 2b, observando perfectamente el

tránsito del exoplaneta. Los errores que aparecen tanto en ésta como en

las siguientes, se han obtenido mediante la desviación estándar de los

valores utilizados para realizar la profundidad del tránsito,

correspondiente a la línea de base, los valores más bajos del flujo y la

región intermedia entre éstos.

Teniendo en mente el método de los tránsitos, se han obtenido los

siguientes resultados para los parámetros físicos de CoRoT 2b. Salvo el

radio y la duración del tránsito, los resultados para los otros parámetros

no han sido los esperados, debido a que como sólo se obtuvo un tránsito,

se realizó la aproximación de que el tránsito era ecuatorial y que el ángulo

de inclinación de la órbita era de 90º. Aun así, el resultado no es del todo

malo.

22 y 23

El siguiente es Qatar 1b, con dos tránsitos. El primero se tomó con un

teleobjetivo propiedad de Vicent Peris de 5 cm de apertura y en vez de

tomar datos cada 60 segundos, se tomaron cada 10 minutos. Además, se

realizó un binning para que la curva de luz se viera de forma más clara y

eliminar ruido.

Los parámetros físicos derivados de las curvas de luz en este caso han

salido bastante buenos, incluso en la estimación de la masa del

exoplaneta. Las masas han sido aproximadas cogiendo un valor de la

densidad de Júpiter o Saturno y en algún caso de una media de los del

sistema solar. En los errores, salvo en el caso de la inclinación orbital y

obviamente la masa, hemos obtenido valores pequeños comparados con

el valor de la magnitud. Éstos han sido obtenidos mediante propagación

de errores, que aparece en el Anexo 1 del trabajo.

24 y 25

El tercer exoplaneta es WASP 40 b, el cual también tenemos 2 tránsitos.

El segundo es incompleto debido a problemas con la cámara Apogee

durante la observación y sólo se utilizó para la duración del tránsito y

para el período.

En este caso tenemos valores incluso mejores que Qatar 1b, excepto en

la duración del tránsito que hemos obtenido un valor un poco lejano. Los

errores asociados se observa también que no son significativos y por

tanto hemos obtenido resultados aceptables para este exoplaneta.

26 y 27

El cuarto exoplaneta es WASP 10 b con dos tránsitos. En los dos se

observa perfectamente el tránsito. En el primero tenemos una falta de

datos hacia el final del tránsito debido a que el telescopio no seguía

perfectamente al exoplaneta y en el segundo tránsito no tenemos el final

debido a que las 30 últimas imágenes estaban dañadas. Utilizando este

último para calcular el periodo.

Los parámetros físicos obtenidos en este caso se asemejan mucho a los

de la literatura, salvo en la temperatura, aunque en el trabajo se menciona

que tan sólo es una aproximación a la temperatura real del exoplaneta.

28 y 29

Para Kepler 10 c se utilizaron 3 tránsitos y se realizó una curva de luz

promedio, la cual nos muestra perfectamente el tránsito del exoplaneta.

Para este exoplaneta los resultados han sido muy satisfactorios,

obteniendo valores precisos si los comparamos con los de la literatura.

30, 31 y 32

Por último tenemos a Kepler 10 b, del cual se utilizaron cinco tránsitos y

en este caso se construyeron cinco curvas de luz. A partir de éstas, se

obtuvieron los parámetros físicos que aparecen a continuación, de los

cuáles, salvo en el radio del planeta, hemos obtenido unos valores muy

satisfactorios.

32 y 33

Podemos ahora situar los exoplanetas en el diagrama masa radio que

vemos en la imagen. Como se observa, los exoplanetas de los que se han

obtenido datos, se encuentran cerca de los exoplanetas tipo gaseoso,

mientras que los exoplanetas de la misión Kepler se encuentran cerca de

la zona de los planetas telúricos y por tanto son cercanos a la Tierra.

A parte de esto, podemos incluirlos en un diagrama de habitabilidad. Casi

todos los exoplanetas están muy lejos de la zona de habitabilidad, debido

a la distancia a su estrella compañera, excepto el caso de Kepler 10c, el

cual no se encuentra demasiado lejos de la zona de habitabilidad trazada

en color naranja.

35 – 39

Finalmente, las conclusiones a las que se ha llegado con este trabajo son

las siguientes, separadas entre las conclusiones del estudio poblacional y

las observaciones.

1. A 20 de Setiembre de 2015, existen 1956 planetas extrasolares

confirmados y 4696 exoplanetas Kepler pendientes de

confirmación.

2. Los métodos más fructíferos para la detección de exoplanetas son

el método de velocidad radial y el método de los tránsitos (95%

exoplanetas detectados).

3. Existe una tendencia creciente en la detección de exoplanetas,

siendo el año 2014 el año en el que se detectaron más con un total

de 811 exoplanetas.

4. El programa de búsqueda que más detecciones ha realizado es

Kepler (tránsitos), además del programa HARPS (velocidad radial).

5. La distribución observada de la población de exoplanetas nos

permite realizar con cierta seguridad las siguientes afirmaciones:

a. La mayoría de exoplanetas se encuentran en el rango 0 – 1

MJ.

b. Abundancia de exoplanetas en órbitas muy cercanas a su

estrella.

c. Abundancia exoplanetas en el rango de radios 0 – 1 RJ.

d. La mayoría de exoplanetas detectados por Kepler están en el

rango 1.5 – 6RE, correspondientes a supertierras y tipo

Neptuno.

e. Abundancia de exoplanetas alrededor de estrellas de

metalicidad igual o parecida a la solar.

f. Tendencia al alza en la detección de exoplanetas

potencialmente habitables, sobre todo desde la aparición de

la misión Kepler.

Observación

1. Los valores obtenidos de las masas de los exoplanetas son tan

sólo meras estimaciones para poder tener una idea del tipo de

exoplaneta que tenemos.

2. Los resultados obtenidos de los parámetros físicos para CoRoT –

2b se asemejan bastante a los parámetros obtenidos en estudios

anteriores en el caso del radio y de la duración del tránsito. La

estimación realizada del ángulo de inclinación, nos ha permitido

estimar los otros parámetros físicos y podemos inferir que se trata

de un planeta tipo Joviano en la zona caliente.

3. El análisis de las dos curvas de luz de Qatar – 1b arroja unos

resultados de sus parámetros físicos muy buenos excepto en el

valor del ángulo de inclinación y en el parámetro de impacto. Su

situación en el diagrama de habitabilidad y en el diagrama masa –

radio nos permiten afirmar que Qatar – 1b es un exoplaneta que

pertenece al grupo de Hot Jupiters.

4. Los parámetros físicos obtenidos para WASP – 40b se asemejan

mucho a los valores aceptados hasta ahora. El valor más diferente

es la duración del tránsito, aunque existen otros autores en ETD

que han obtenido un resultado igual o similar. Mediante los

resultados obtenidos, se puede inferir que WASP – 40b es un

exoplaneta situado en el grupo de Hot Jupiters.

5. Para el exoplaneta WASP – 10b hemos obtenido unos valores

razonables para los parámetros físicos, teniendo como mejor

resultado la estimación de la distancia a la estrella, con los 4

primeros decimales iguales. A partir de los resultados, podemos

inferir que WASP – 10b es un exoplaneta tipo Hot Júpiter.

6. Las curvas de luz analizadas de Kepler – 10c, nos arrojan unos

resultados muy buenos comparados con los aceptados en la

literatura. A partir de éstos podemos afirmar que Kepler – 10c es un

exoplaneta tipo neptuniano situado en la zona caliente, siendo el

exoplaneta más cercano a estar dentro de la zona de habitabilidad.

7. El análisis de las curvas de luz de Kepler – 10b nos han dado como

resultado unos parámetros físicos muy bien ajustados a los valores

aceptados para este exoplaneta, pudiendo caracterizar Kepler – 10b

como un exoplaneta tipo supertierra en la zona caliente.

Como trabajos futuros, serían los siguientes:

• Obtener un segundo tránsito del exoplaneta CoRoT – 2b para así

poder caracterizar mejor el exoplaneta. Con otro tránsito ya

tendríamos el periodo de forma más precisa y por ende los otros

parámetros físicos.

• Obtención de más tránsitos de WASP – 10b, WASP – 40b y Qatar –

1b para poder obtener mejores resultados de los parámetros

físicos.

• Tener en cuenta el efecto del limb darkening para obtener valores

más exactos de los exoplanetas estudiados.

• Búsqueda de exoplanetas con pocos tránsitos registrados para

contribuir a la estadística de estos exoplanetas.

• Análisis de la curva de luz de KIC 8462852. En este estudio se

observó que KIC 8462852 se cometió a caídas aperiodicas en el

flujo de luz entre el 15 y el 20 por ciento.

Los dos eventos aparecen en la gráfica, y se han etiquetado como

D800 y D1500. El primero parece haber sido un único tránsito con

una caída de brillo del 15%, mientras que D1500 fue un estallido de

varios tránsitos con una reducción de brillo de hasta el 22%.

La única explicación natural favorecida por los investigadores se

centra en una nube de cometas quedando en órbita alrededor de la

estrella, pudiendo crear el patrón de oscurecimiento irregular.

Existe otra hipótesis no menos atractiva, la posibilidad de que sea

un proyecto de mega estructura creada por una civilización

alienígena. Teniendo en cuenta la edad del Universo, no es tan raro

pensar que una civilización extraterrestre ha evolucionado hasta el

punto en que pueden construir megaestructuras alrededor de

estrellas, aunque estos eventos están muy lejos de ser la prueba de

una civilización alienígena.