Mira, la estrella cometa

Congreso de la ESA en Córdoba (II)

Nuestro colaborador habitual Ángel R. López continúa la descripción de los detalles del Congreso de la Agencial Espacial Europea (ESA) celebrado el pasado mes de junio en Córdoba (España).
El congreso estaba estructurado en nueve grandes sesiones, más las dos adicionales de presentación y despedida. Cada sesión estaba compuesta por varias ponencias de entre 20 y 45 minutos, concluyendo la mayoría en una tabla redonda en donde los congresistas debatían los aspectos más destacados que se habían expuesto. Podréis encontrar con más detalle las ponencias más interesantes en el siguiente apartado. A continuación, sólo enunciaré de forma esquemática cómo transcurrió la semana.

Tras la recepción de los congresistas la mañana del lunes 11 de junio, se procedió a la sesión de apertura con unas ponencias sobre cómo surgió el proyecto Eddington, y un poco de historia desde sus comienzos, además de proporcionar el informe actual de la misión. La primera sesión se dedicó a misiones precursoras y relacionadas (MOST, MONS, COROT y KEPLER). Por la tarde tuvo lugar la sesión de Evolución Estelar, en donde se discutieron los problemas claves aún no resueltos de esta rama de la astrofísica.

El martes el programa previsto surgió algunos cambios importantes. Por la mañana, se desarrolló la sesión sobre helio y asterosismología, en donde queremos destacar la participación de R. Garrido (IAA) con una ponencia sobre la necesidad de darle colores a la visión del Eddington. Por la tarde comenzó la sesión de planetas extrasolares, dándose detalles de cómo el satélite puede hacer estos estudios, y con una tabla redonda sobre el tema que fue moderada por D. Queloz, el descubridor del primer planeta extrasolar. La sesión concluyó en la mañana del miércoles. La tarde se dejó libre, aprovechándose para realizar una visita a la ciudad califal de Medina al-Zahra y a una bodega en Montilla.

Sin lugar a dudas, el jueves fue el día más importante el congreso, puesto que se discutieron aspectos importantes del satélite, así como el reparto de trabajos y responsabilidades de la instrumentación del satélite. También hubo una sesión sobre cómo se trataría el análisis de los datos obtenidos con Eddington. Debido a cambios diversos ajenos a la organización, el programa de este día tuvo que ser modificado en un par de ocasiones. Por la noche, se realizó una cena oficial en Bodegas Campos, pudiendo disfrutar todos los asistentes del encanto del ambiente cordobés, así como de su gastronomía y la excelencia de los vinos, hasta altas horas de la madrugada. La conferencia que queremos destacar de este jueves fue la realizada por D. Juan Pérez Mercader. Llevaba el título Una nueva visión de la ley de Titus-Bode de distancias planetarias . Debido al interés de esta conferencia, realizaré un artículo detallado de la misma en una próxima entrega.

El último día tuvo lugar la sesión sobre técnicas relacionadas, donde destacamos la ponencia sobre el futuro interferómetro espacial Darwin. Para finalizar, Fabio Favata dirigió la sesión de clausura.

Lunes, 11 de junio

Actual Misión de Eddington

F. Favata, ESA

Para comenzar, D. F. Favata analizó los puntos más importantes de los proyectos MONS, MOST, COROT y KEPLER. A este último lo definió como "la competencia", pues es el proyecto paralelo a Eddington diseñado por NASA (EE.UU.). KEPLER está en un nivel de desarrollo algo menos avanzado que el proyecto europeo, y también se lanzará para 2007.

Eddington va a poder realizar observaciones muy importantes a la hora del estudio de la estructura y la evolución estelar. De esta forma, podrá determinar edades de estrellas con más precisión, cómo se encuentran distribuidas las estrellas en nuestra galaxia, determinar con más detalle la presencia de elementos ligeros en las superficies de las estrellas, etcétera.

Sin embargo, como ya hemos descrito anteriormente, el satélite realizará estudios detallados de cómo resuenan las estrellas por dentro, algo que depende directamente de cómo están estructurados los interiores estelares. Esta técnica es la asterosismología. Como ejemplo, el ponente mencionó que el satélite SOHO ya ha efectuado este tipo de estudios con el Sol, proporcionado datos muy reveladores. Pero también se usará el satélite Eddington, usando técnicas similares a las asterosismológicas, para la búsqueda de planetas extrasolares del tipo terrestre. Se pretenden encontrar planetas de este tipo en la zona habitable de estrellas tipo solar, a una distancia entre 0.8 y 2.5 veces la distancia Sol-Tierra, en donde la temperatura superficial del planeta sea entre 0 y 100 ºC. Con estas condiciones, puede existir agua líquida en la superficie planetaria. El punto clave en la observación es poder detectar un tránsito del planeta sobre el disco de la estrella, algo sumamente difícil porque, entre otras razones, se debe dar la casualidad de que la órbita del planeta sea paralela a la línea de visión desde la Tierra, y así poder ver cómo el planeta "pasa" por delante del astro.

Existen dos parámetros muy importantes a la hora de estudiar los tránsitos. Por un lado, la amplitud de dicho tránsito (esto es, cuál es el tanto por ciento de la luz de la estrella que deja de verse al cruzar el planeta por delante del disco) proporcionará información sobre el tamaño del planeta detectado. Por otro lado, el tiempo que dure el tránsito advertirá a los astrofísicos el período de translación del planeta alrededor de la estrella, la distancia a ésta e incluso la temperatura.

Los objetivos clave donde debe dirigirse la mirada de Eddington pueden ser los cúmulos abiertos en donde existan gran cantidad de estrellas tipo solar. También se dirigirá el satélite a cúmulos ricos como las Hyades, Pléyades o el Pesebre. Sin embargo, existe un problema observacional añadido: si se estudian muchas estrellas se tendrá poca probabilidad de encontrar un tránsito, a estar sólo un tiempo corto analizando la luz de cada astro. Por el contrario, si se estudian pocas estrellas esta probabilidad será mayor... siempre y cuando se haya tenido suerte en la elección de estas pocas luminarias.

Otros proyectos para los que se puede usar el satélite son el estudio de explosiones de supernova, cuásares, galaxias activas, explosiones de rayos gamma, etcétera.

Impacto en la Astrofísica de la Evolución Estelar

André Maeder, Geneva Observatory. Aún quedan varios problemas no resueltos en la Evolución Estelar que tienen gran impacto en Astrofísica, y que pueden llegar a solucionarse a partir de observaciones asterosismológicas realizadas por Eddington.

Una de estas preguntas claves es ¿cómo se forman las estrellas masivas?. Existen dos hipótesis básicas. Una es la acreción a partir de la nube protoestelar; la otra es mediante la fusión de estrellas de masa intermedia. Pero aún no se conocen bien las condiciones iniciales del modelo ZAMS (Zero Age Main Secuence, Secuencia Principal de Edad Cero, que es el momento el que una protoestrella tipo pasa a ser estrella entrando en la Secuencia Principal del diagrama HR). Estas condiciones son distintas para cada uno de los dos modelos anteriores. Este problema tiene un impacto directo muy importante en el tamaño inicial del núcleo estelar, en cómo es la denominada "función inicial de masa" y la masa estelar máxima que puede llegar a tener una estrella masiva.

Además de la masa, la distribución interna de la velocidad angular y el peso molecular medio determinan todos los resultados de la teoría de la evolución estelar: tiempos de vida, pistas evolutivas en el diagrama HR, nucleosíntesis de elementos pesados... En particular, por ejemplo, dependiendo de cómo sea la rotación diferencial, la mezcla del gas mediante la cizalladura y la circulación del gas de la estrella puede ser muy diferente. Son pruebas que debe desempeñar Eddington. Sin embargo, el conferenciante ya adelantó los resultados de algunos modelos en los que se ha incluido la rotación.

También subrayó la importancia del estudio de estrellas de baja metalicidad en la Vía Láctea y en las Nubes de Magallanes. La metalicidad de una estrella es la relación existente entre la cantidad de hidrógeno y helio con respecto al resto de los átomos, Los resultados preliminares sugieren que hay una alta fracción de estrellas con bajas metalicidades que alcanzan unas rotaciones diferenciales muy distintas entre capas cercanas. Si este hecho se confirma, significaría que la física de la rotación juega un papel muy importante en la evolución de estrellas de masa media y alta, sobre todo para estrellas con baja metalicidad. La física de los efectos rotacionales determinarán el tamaño del núcleo estela y la forma de la variación de la metalicidad de la estrella en función de la distancia al centro. Esta variación tiene un profundo impacto en la evolución y en la nucleosíntesis, por motivos obvios. Así, en conclusión, los resultados de los modelos de evolución estelar con rotación estelar afectan directamente nuestro conocimiento actual del espectro y la evolución química de las galaxias en el Universo.

Problemas claves en la Evolución Estelar

Achim Weiss, Max-Planck-Institute for Astrophysics, Alemania.

Eddington proporcionará detalles que ayudarán a la comprensión de la estructura de estrellas de distintas masas, así como sus etapas evolutivas. Se espera que la misión asterosismológica proporcione excelentes ayudas experimentales directas y cuantitativas para resolver los problemas clave de la evolución estelar. En la ponencia se revisaron estos problemas abiertos desde dos puntos de vista: el físico y el empírico. El punto de vista físico trata los aspectos de la física estelar que no se suelen tener en cuenta normalmente (como los campos magnéticos, que son bastante importantes), los aspectos que se introducen en las ecuaciones de forma paramétrica y a veces "chapucera" (como es el caso de la convección) o los aspectos tratados de forma aproximada (como la ecuación de estado del gas en la estrella). El punto de vista empírico toca los aspectos conocidos de la evolución estelar que no se comprenden aún, como la morfología de la rama horizontal en el diagrama HR o la relación entre gigantes rojas y azules.

Martes, 12 jun 2001

Potencia de oscilación a lo largo del diagrama HR: sensibilidad al tratamiento convectivo.

R. Samadi, G Hudek, M-J Goupil y Y. Lebreton

Las oscilaciones que se producen en el interior de las estrellas del tipo solar son excitaciones aleatorias producidas por la turbulencia originada en la convección del material. En esta ponencia se investigó los cambios que se producen sobre la potencia de las oscilaciones al introducir modificaciones en el tratamiento de la convección en el modelo en equilibrio, y añadir también la turbulencia estelar en la excitaciones aleatorias del gas. Los autores consideraron diferentes modelos estelares basados en la teoría estándar de la Longitud de Mezcla (en inglés, Mixing Length Theory, la "chapucilla" a la que anteriormente me refería). También introdujeron modelos computacionales para obtener la potencia de las observaciones de estos modelos teóricos.

Al analizar estos variantes del modelo inicial, se encontraron grandes diferencias entre unos y otros, dependiendo de cómo se trate la física de la convección. Los ponentes confían en que las interpretaciones obtenidas a partir de los datos proporcionados por el satélite Eddington sean capaces de discriminar entre estos modelos, en busca del más satisfactorio (que, obviamente, no será el real...).

Colores en Eddington: Implicaciones para identificación de modos.

Rafael Garrido, A. Moya, A. Claret, IAA, Granada
Goupil, M.J., Barba, C. y van´t Veer-Menneret, C, Observatoire de Meudon, Francia

Según el grupo de investigación dirigido por D. Rafael Garrido, del Instituto de Astrofísica de Andalucía, IAA, la información que proporcionaría el darle color a la visión del Eddington sería importante a la hora de decidir cuándo algunos valores de las oscilaciones son excitadas en algunos tipos de estrellas pulsantes no radiales. La identificación del modo de vibración de estas estrellas es crucial para realizar una asterosismología verídica. El ponente proporcionó detalles para demostrar que un mínimo de tres colores sería suficiente para conseguir información relevante con respecto a la convección en estrellas del tipo delta-Scutti o gamma-Doradus.

Búsqueda de planetas extrasolares.

D. Queloz, Observatori de Génova, Suiza

Cinco años después de la primera detección de un planeta extrasolar, los astrofísicos (y D. Queloz en particular) se muestran sorprendidos de la diversidad que se ha encontrado en planetas gigantes. En esta ponencia, se hizo un rápido resumen de las características más destacadas de estos planetas. También se debatió el cómo han influido estos hallazgos en la comprensión de la formación planetaria.

Uno de los datos sobre estos planetas que proporcionó el ponente fue la excentricidad orbital de los mismos. Con ella, mostró una gráfica en donde comparaba las órbitas de los exoplanetas con las órbitas de estrellas dobles. En el caso de los planetas telúricos, la concordancia es buena (los planetas tienen excentricidades parecidas a las excentricidades de las estrellas dobles), pero no en el caso de tener planetas jovianos, algo que resulta altamente peculiar.

Por otro lado, la probabilidad de detectar un planeta en torno a una estrella cercana de los tipos F-G-K es de un 3%. Si el planeta se encuentra cerca de la estrella y, por tanto, tiene un período corto, esta probabilidad se reduce al 1%. Es ésta una muestra más de la importancia que puede tener Eddington si consigue detectar una cantidad apreciable de planetas terrestres. Hasta la fecha del congreso, se han detectado 56 planetas en torno a 51 estrellas. De ellos, 36 son del tamaño aproximado de Júpiter.

Queloz también presentó un estudio sencillo sobre la espectroscopía de las estrellas con planetas. Normalmente, a la hora de buscar exoplanetas se ha atendido sólo a la relación distancia-edad, y dentro de la vecindad solar. Pero si se considera la espectroscopía se ve que las estrellas con planetas suelen tener más metalicidad. ¿Pueden ser efectos de la nebulosa que formó el sistema?. Son necesarias más observaciones al respecto. Además, se debe de analizar con detalle la relación entre los isótopos 6 y 7 del litio, puesto que parece que dan pistas sobre el canibalismo estelar (el planeta cae sobre la estrella y es absorbido por ella).

Por último, se subrayaron algunos detalles sobre cuáles son las estrategias seguidas actualmente para detectar planetas extrasolares y qué modificaciones se pueden hacer en el fututo para mejorar la técnica, insistiendo en el hecho del estudio espectroscópico de las estrellas con planetas.

Problemas abiertos en la Ciencia de los Planetas Extrasolares

Alain Léger, Predag Sékulic, Institut d´Astrophysique Spatiale, Francia
Marc ollivier, Max PLanck Institut für Astronomie. Alemania
Johan Kieken, Observatoire de Bordeaux, Francia

Existen numerosos problemas en la ciencia de los exoplanetas. Los podemos agrupar en los cinco grupos siguientes:

  1. Distribución en tamaño y distancias orbitales, de los planetas terrestres. Sobre este aspecto, se han discutido ya técnicas, modelos y observaciones en otras ponencias. Subrayar que se necesitan más observaciones para conocer con más detalle estos parámetros.
  2. Límites del efecto invernadero y el correspondiente tamaño de la zona habitable. La zona habitable se define como la región en torno a la estrella en donde puede existir agua en la superficie de los planetas. En el caso de las estrellas O, B y A, el agua se evapora rápidamente. Las estrellas M son muy frías. Se deben buscar en estrellas G y K. Con respecto al efecto invernadero el CO2 (dióxido de carbono) solo no es eficaz: necesita otros gases como el CH4 (metano), que se libera en la actividad volcánica. En este punto, nos encontramos muy ligados a la biología, como sucede en el apartado siguiente.
  3. Presencia de la vida en planetas del tipo terrestre. Para ello hace falta hacer una definición de la vida, algo nada sencillo. Sabemos algunas características esenciales: debe almacenar información, debe ser capaz de copiarse y capaz de tener evolución. Pero tenemos el problema de que sólo conocemos un tipo de vida: la de la Tierra. También es importante conocer cómo se originó la vida. Actualmente, se barajan dos hipótesis: si surgió en la superficie como consecuencia de cometas y micrometeoritos o en la profundidad del océano. El problema es muy complejo.
  4. Origen de la fantástica diversidad observada entre los planetas gigantes descubiertos. Como ya hemos señalado, los planetas gigantes tienen características que difieren mucho de uno a otro.
  5. Los procesos de migración para planetas gigantes y terrestres. La migración de un planeta sucede durante su formación, cuando por diversas causas el protoplaneta se acerca o aleja de la estrella cambiando de órbita (ver la próxima ponencia).

Actualmente, se disponen de dos herramientas principales para solventar en lo posible estos problemas. Por un lado, detectando los planetas indirectamente mediante tránsitos. Es lo que se hará con Eddington, COROT o Kepler. El estudio de estos tránsitos ayudará a resolver los problemas 1, 2 y 5. Por el otro lado, efectuando detecciones directas y espectroscópicas de las atmósferas de los planetas. Es trabajo para Darwin y TPF (Terrestial Planet Finder, Buscador de Planetas Terrestres). Con esto, se proporcionarán datos útiles para solucionar los problemas 2, 3 y 4.

Como ejemplo de esta segunda herramienta, podemos apuntar que en los espectros de los planetas terrestres se deben encontrar líneas de CO2 (dióxido de carbono) y N2 (nitrógeno gaseoso). Si además se quieren buscar señales de posible vida, deben encontrarse líneas de agua y ozono. Si se encuentra metano es señal de que no hay vida abiótica en el planeta.

Más información

  • MOST: Proyecto canadiense que comenzará a funcionar en 2002.
  • MONS: Satélite danés que estará en órbita en 2003.
  • COROT: Proyecto principalemnte francés (aunque también participan otros países como España) que debe estar operativo para el 2004.
  • KEPLER: La competencia, puesto que es el proyecto paralelo al Eddington diseñado por la NASA (EEUU). Este satélite se encuentra en un nivel de desarrollo menos avanzado que el proyecto de la ESA, y se estima que también se pondrá en órbita para el año 2007
  • Agrupación Astronómica de Córdoba (AAC).

Ángel Rafael López Sánchez es presidente de la Agrupación Astronómica de Córdoba y licenciado en Física Teórica por la Universidad de Granada.