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Proyectos de investigación astrofísica

El Sol y el Sistema Solar

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Sismología Solar y Estelar y Búsqueda de Exoplanetas (P/300008)

FERNANDO PÉREZ HERNÁNDEZ
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Antonio Jiménez Mancebo, Roi Alonso Sobrino, Pere L. Pallé Manzano, Clara Régulo Rodríguez, Teodoro Roca Cortés, David López Fernández-Nespral, Paul Beck, Savita Mathur, Juan Antonio Belmonte Avilés, Peter Klagyivik, Hans J. Deeg 

Colaboradores del IAC: Antonio Eff-Darwich, Jesús Patrón Recio 

R. García, S. Mathis, D. Salabert (IRFU/DSM/CEA Saclay, Francia); Mads F. Anderson; J. Christensen-Dalsgaard, F. Grundahl, H. Kjeldsen (Univ. Aarhus, Dinamarca); Enrico Corsaro (INAF Osservatorio Astrofisico di Catania); M. Cunha (CAUP, Portugal); G. Davies (Univ. Birmingham, RU); T. Metcalfe; T. Bedding (Univ. Sydney, Australia); D. Chou, J. Fernández (National Tsing Hua Univ., Taiwan); F. Hill (GONG-NSO, EEUU); J.C. Suárez, R. Garrido (IAA, Granada); S. Korzennik (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, EEUU); M. Deleuil (LAM Marseille, Francia); D. Gandolfi, (U. Torino, Italia); M. Fridlund (Onsala, Suecia); L. Doyle (SETI, EEUU); H. Rauer, J. Cabrera, Sz. Csizmadia (DLR, Alemania); V. Kozhevnikov (Ural State Univ., Rusia); D. Pollacco (Queens Univ. Belfast, RU); E. Günther, A. Hatzes (Tautenburg Obs, Alemania); T. Mazeh (Tel Aviv Univ., Israel); D. Queloz (Obs. Ginebra); J. Ballot (CNRS, Université de Toulouse, Francia); O. Creevey (Laboratoire Lagrange. Univ, Nice Sophia-Antipolis. Francia); T. Boyajian (Yale, EEUU); B. Tingley (Aarhus U., Dinamarca); D. Martin (U. Ginebra), A. Triaud (Cambridge); D. Fabrycky (U. Chicago)

Introducción 

Los objetivos genéricos de este Proyecto son: 1) el estudio de la estructura y dinámica del interior solar, 2) la extensión de dicho estudio al caso de otras estrellas,  3) la búsqueda y caracterización de planetas extrasolares por métodos fotométricos (principalmente mediante tránsitos por delante de sus estrellas principales) y espectroscópicos (variaciones en la velocidad radial de la estrella) y 4) el análisis de las atmósferas de estos planetas.

Para el primer objetivo se utiliza la Heliosismología tanto global (la que se obtiene de los modos propios de oscilación) como la Local (que deriva del estudio de ondas viajeras). Mediante la detección y estudio del espectro de modos globales de pulsación del Sol es posible inferir de modo preciso, información acerca de su estructura y dinámicas interna, es decir, la determinación de los perfiles de las variables físicas más importantes, desde su centro hasta su superficie. El presente Proyecto cubre las distintas facetas necesarias para alcanzar el objetivo antes mencionado: a) instrumental, en el que ya se ha trabajado intensamente en el pasado y aún se sigue haciendo a través de implicaciones en nuevos proyectos, tanto de instrumentación espacial como en tierra; b) observacional, en el que se realizan observaciones ininterrumpidas a lo largo del año desde varias redes mundiales de estaciones heliosismológicas (BiSON y GONG), además del acceso a los datos de los experimentos GOLF y VIRGO a bordo de la sonda espacial SOHO; c) técnicas de reducción, análisis e interpretación de los datos; d) desarrollo teórico de técnicas de inversión de datos y elaboración de Modelos de Estructura y Evolución del Sol. Los resultados ya obtenidos muestran que podemos conocer el Sol con una precisión del orden de un 1 por mil.

Por otro lado, la Astrosismología o Sismología estelar pretende obtener un conocimiento similar en otras estrellas. Esta rama de la Astrofísica está viviendo en estos momentos una edad de oro gracias a la enorme cantidad de estrellas observadas por las misiones espaciales CoRoT y Kepler. Con los datos obtenidos por estas misiones (ya finalizadas),  está siendo posible extraer parámetros sismológicos globales de cientos de estrellas, tanto de estrellas tipo solar como de gigantes rojas, así como de estrellas pertenecientes a cúmulos. Con estos parámetros se pueden derivar relaciones de escala que nos permiten estimar parámetros estelares como la masa y el radio de las estrellas en amplios rangos evolutivos. Además, para muchas de estas estrellas, la calidad fotométrica de las observaciones está permitiendo la medida de modos acústicos y modos mixtos individuales, con lo cual se pueden desarrollar modelos muy precisos de la estructura interna de dichas estrellas. Todo ello se verá complementado con el desarrollo de la red SONG (Stellar Observations Network Group, con dos telescopios ya instalados, uno en el Observatorio del Teide): una batería de telescopios en Tierra dotados con espectrógrafos de última generación y que permitirá una mayor y más precisa determinación de los modos propios de oscilación en  estrellas brillantes.

La estrategia de utilización de tránsitos planetarios para descubrir la existencia de planetas alrededor de otras estrellas, consiste en la detección fotométrica de disminuciones de brillo de una estrella cuando uno de sus planetas está pasando por delante de la misma, es decir, entre ella y el observador. Actualmente esta metodología es la preferida para la investigación de planetas pequeños, no sólo por su sensibilidad sino también porque permite llevar a cabo estudios relativamente detallados de los planetas descubiertos. Esta tecnología es similar a la que también se utiliza para la Helio y Astrosismología por lo que se puede entender como una extensión lógica de lo aprendido con los anteriores objetivos. Por otro lado, es importante desarrollar algoritmos y métodos observacionales para la detección inequívoca y el análisis de los planetas, y para distinguirlos de los que son falsas alarmas.

Cuando un exoplaneta transita su estrella, la geometría excepcional de la órbita nos permite llevar a cabo una serie de observaciones de seguimiento. La mayor parte de las observaciones que han permitido aumentar el conocimiento acerca de las atmósferas de estos planetas procede de los exoplanetas con tránsitos. Mientras que gran parte de los resultados se obtuvieron gracias a telescopios espaciales como HST y Spitzer, en los últimos cuatro años varios instrumentos en Tierra han demostrado tener la precisión suficiente como para contribuir al campo. Desde el IAC, intentamos forzar las técnicas desde Tierra, para estudiar las características físicas de los exoplanetas tipo "Júpiter caliente". Esto es posible gracias a técnicas de espectroscopía de transmisión (consistente en medir el radio del exoplaneta en distintas longitudes de onda), o técnicas de ocultación (la medida de la profundidad del eclipse secundario -ocultación- del planeta nos proporciona directamente la emisión del lado diurno).

El panorama actual para los estudios de exoplanetas con misiones espaciales  con el lanzamiento de CHEOPS, seguido por TESS, JWST y en 2024, PLATO. Por lo tanto, se abre una ventana temporal en la que los observatorios terrestres pueden liderar este campo. Estamos llevando a cabo observaciones usando principalmente TNG, NOT, GTC.

Hitos

Una metodología nueva de análisis de casi 17 años de medidas de la velocidad global del Sol obtenidas por GOLF en SoHO ha permitido determinar la estructura, en el régimen asintótico, de los modos-g solares. Estos modos están confinados en el interior radiativo y modulan el tiempo empleado por una onda acústica en recorrer un diámetro solar. En el rango de 9 a casi 48 horas se encuentran casi 100 modos con l=1 y algunos más con l=2. No se observan individualmente, pero podemos encontrar su signatura en la forma del periodo fundamental Po y de su desdoblamiento rotacional, obteniéndose 34minutos, 1 segundo (con 1 segundo de incertidumbre) y  una rotación  del núcleo solar (promediada ) de  1644 ± 23 nHz (una semana de periodo). Esta rotación del núcleo es 3.8 veces más rápida que la rotación de las capas radiativas. Esta determinación, a falta de confirmación independiente, es la evidencia más sólida de la determinación de los escurridizos modos g solares.

Observaciones espectrofotométricas de la estrella Boyajian tomadas con el GTC mostraron que sus caídas temporales de brillo son mayores en las longitudes de onda del rojo que el azul. Esto implica que los ocultadores con envolvente de polvo son un origen probable de los cambios de brillo del objeto (publicación aparecida este año 2018: Boyajian et al.; Deeg et al.)

http://venus/informes/informe2009/app/webroot/files/30008/Screen%20Shot%202018-01-31%20at%2021_07_21.png

 Fig: Amplitud de variaciones del brillo Dn en cinco colores (eje vertical), frente a las amplitudes blancas Dw (eje horizontal), durante varias caídas de brillo de la estrella de Boyajian, observadas por el GTC. Las líneas rectas indican un ajuste conjunto de todas las bandas, lo que implica la absorción por un polvo fino. El panel inferior muestra los residuos en la misma escala. Figura de Deeg et al. (2018, A&A, en prensa)

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