Kepler

Por Daniel Marín, el 9 marzo, 2009. Categoría(s): Astronomía • Estrellas • Exoplanetas • Kepler • NASA ✎ 1

Kepler ya se encuentra por fin en el espacio tras su lanzamiento el día 7 de marzo a las 3:49:57 UTC por medio de un cohete Delta-2 7925-10L (D339). El lanzamiento se produjo desde la rampa LC-17B de la base aérea de Cabo Cañaveral. Si todo va bien, de aquí a unos pocos meses podremos contemplar una rueda de prensa de la NASA donde se anuncien los primeros planetas extrasolares descubiertos por esta misión. Y muy posiblemente dentro de pocos años, podremos ver otra rueda de prensa donde se haga público el descubrimiento de los primeros exoplanetas similares en tamaño a la Tierra y situados en la zona habitable de su estrella.

Kepler se anuncia como el “descubridor de Tierras”, pero es más que eso: es un descubridor de exoplanetas en toda regla, bien sean éstos del tamaño de Mercurio o de Júpiter. Actualmente se conocen 342 planetas extrasolares, lo cual es todo un logro si pensamos que hace quince años sólo podíamos especular con su existencia. Hoy en día, cuando miramos a una estrella como Beta Pictoris o Pólux, sabemos que existe al menos un planeta a su alrededor, lo que ha cambiado profundamente nuestra forma de ver el Universo. El siguiente paso es detectar planetas similares a la Tierra, es decir, no sólo con una masa parecida a la de nuestro planeta, sino que estén situados en la zona habitable de su estrella (más alejada cuanto mayor sea la estrella). De esta forma podremos responder una de las preguntas más importantes de la ciencia actual: ¿es la Tierra un planeta excepcional en nuestra Galaxia?


Partes de Kepler (NASA).

Detectar exoplanetas es por tanto una prioridad, pero antes de poder buscar un análogo de la Tierra debemos conocer más sobre los procesos de formación planetaria y la proporción de estrellas con planetas. Hay varios métodos para detectar planetas, pero el del tránsito es el idóneo para descubrir un gran número de ellos en un corto espacio de tiempo sin necesidad de dedicarse a observar cada estrella individualmente y por ello será el empleado por Kepler. Este método es engañosamente simple: se mide el brillo de una estrella de forma continua y si se observa una disminución con un patrón característico, éste puede indicar la presencia de un planeta que ha pasado por delante ocultando parcialmente su estrella. Es lo que se denomina tránsito y gracias a él se han detectado ya 58 planetas. La duración máxima del tránsito, es decir, el tiempo en horas que tarda un planeta en pasar por delante del disco de la estrella cruzando su centro viene dado por la fórmula:

Donde d* el diámetro de la estrella expresado en diámetros solares, a es el semieje de la órbita del planeta en UA y M* la masa de la estrella en masas solares. Para una estrella similar al Sol, el tiempo es aproximadamente 13 veces la raíz cuadrada de su semieje orbital. Por tanto, si sabemos la distancia a la estrella y su masa, podemos calcular la órbita del planeta. Si pudiésemos contemplar nuestro sistema solar desde fuera de tal forma que los planetas desfilasen exactamente por el centro del disco solar, el tiempo de tránsito de Venus sería de 11 horas, el de la Tierra sería de 13 horas y el de Júpiter 29,6. Por lo tanto el método del tránsito nos proporciona exclusivamente información sobre la órbita y -estudiando la profundidad de la variación del brillo estelar- el tamaño del planeta, lo que a su vez nos permite estimar razonablemente su masa. Sin embargo, para estimaciones más precisas de la masa es necesario utilizar el método de la velocidad radial.


El método del tránsito.

Parece fácil, ¿no? Entonces, ¿Por qué no se han descubierto miles de exoplanetas con este método y no sólo unas pocas decenas? La razón es que, aunque el método es sencillo, su aplicación no lo es tanto. Las principales complicaciones son las siguientes:

  • Observación continua: debemos observar el mismo campo estelar continuamente para maximizar las probabilidades de detección de planetas. Los instrumentos situados en tierra no pueden hacerlo por motivos obvios.
  • Brillo de la estrella: cuanto más lejos esté una estrella, menor será su brillo (magnitud estelar) y menor será por tanto la posibilidad de detectar un tránsito y distinguirlo del ruido instrumental.
  • Ruido y tamaño del instrumento: cuanto mayor sea el telescopio, más fácil es la detección de un tránsito, pero a cambio se reduce el campo de visión, por lo que disminuye dramáticamente la posibilidad de detectar un planeta. Para minimizar el ruido instrumental se hace necesario usar una óptica avanzada que minimice el ruido de los detectores CCD y tenga una respuesta lo más homogénea posible.
  • Variabilidad estelar: muchas estrellas son variables, es decir, su brillo varía continuamente. Incluso estrellas no variables como el Sol presentan una variabilidad a determinadas escalas de tiempo (manchas solares, fulguraciones, etc.). La variabilidad introduce “ruido” en la curva de luz estelar, haciendo que ésta se aparte de una recta ideal. Si estudiamos estrellas de tipo espectral y edad similares a la solar, esta variabilidad afecta relativamente poco a la detección de planetas, pero hay que tenerla en cuenta.
  • Confusión con estrellas binarias eclipsantes: los eclipses entre una pareja de estrellas binarias cercanas pueden confundirse con tránsitos planetarios.
  • La atmósfera terrestre: como en cualquier otra observación astronómica, la atmósfera introduce un factor adicional de distorsión y variabilidad que limita seriamente la detección de exoplanetas.
Las fuentes de variabilidad y ruido hacen difícil la detección de exoplanetas pequeños, pues aunque un planeta del tamaño de Júpiter o Saturno causa una disminución en el brillo de la estrella durante el tránsito de sólo un 1% -fácilmente detectable-, esta variación se reduce a un 0,1% para un planeta similar a Urano (en los límites de la detección desde la Tierra) y a un pequeñísimo 0,01%, o inferior, para un planeta terrestre. Esta minúscula variación impide por el momento la detección de planetas terrestres por el método del tránsito desde la superficie terrestre. Está claro que una forma de evitar el inconveniente de la rotación terrestre es crear una red de observatorios que permita estudiar una región del cielo de forma continua, como es el caso de SuperWASP (quince planetas hasta la fecha) o TrES (cuatro exoplanetas)-, pero lo ideal sería poder contar con un observatorio espacial que no estuviese contaminado por la atmósfera terrestre.

El pionero en este sentido fue el telescopio espacial francés CoRoT, lanzado en diciembre de 2006 y que ya lleva siete exoplanetas en su haber. Sin embargo, CoRoT está situado en órbita polar y no puede contemplar la misma región del cielo constantemente -el Sol o la Tierra se lo impedirían en un determinando momento-, por lo que se pierde una de las principales ventajas de una misión espacial. La región a observar por Kepler debe por tanto estar situada fuera de la eclíptica -ya que si no fuese así el Sol pasaría una vez al año frente al telescopio- y al mismo tiempo contener el máximo número de estrellas, condición que sólo se cumple en el ecuador galáctico. Además, por motivos relativos al peso y tamaño de la cofia del cohete Delta -que limitan el tamaño del parasol- la región a estudiar no puede estar a menos de 55º de la eclíptica.

El resultado es que Kepler no observará el cielo desde la órbita baja, sino desde una órbita solar, lo que es mucho más caro y complejo, pero a cambio permitirá la observación de la misma región celeste continuamente y de paso se podrá reducir el ruido instrumental al ofrecer a la nave un entorno mucho más estable en cuanto a la variación de temperaturas (un satélite en órbita baja entra y sale continuamente de la sombra terrestre). La región seleccionada para el Kepler se encuentra entre las constelaciones del Cisne y Lira, en dirección del brazo de Orión, una región de la Vía Láctea abundante en estrellas como el Sol.



Órbita de Kepler (NASA).


Vista de la región galáctica que estudiará Kepler (Jon Lomberg/NASA).

Como hemos visto, nos interesa que el campo de visión sea lo más extenso posible, pero al mismo tiempo que el tamaño del espejo del telescopio sea grande para minimizar el ruido instrumental y aumentar la muestra de estrellas que se pueden observar. Como resultado de estos requisitos contradictorios, Kepler llevará un telescopio de tipo Schmidt -un diseño que permite el máximo campo de visión- con un espejo de 1,4 metros de diámetro, aunque sólo de 0,95 metros de apertura efectiva -que es lo que realmente cuenta-. Se trata del telescopio Schmidt más grande lanzado nunca al espacio, así como el telescopio más grande fuera de la órbita baja (donde se encuentra el Hubble). Para que nos hagamos una idea, Kepler tendrá un campo de visión de 105º cuadrados, frente a los 9º de CoRoT con su espejo de 27 cm. En realidad, CoRoT observa unos 20º a lo largo de un año -ya que cambia su campo de observación para evitar el Sol- pero no puede observar el mismo campo continuamente, lo que reduce a la mitad la probabilidad de detectar un tránsito en una estrella. Para poder observar semejante área, Kepler usará 42 CCDs -con un total de 95 megapíxels- situados en el plano focal del telescopio, mientras que CoRoT sólo emplea cuatro CCDs. Los 42 CCDs se agrupan en conjuntos de dos para observar el campo estelar de tal forma que las quince estrellas de menos de magnitud 6 estén situadas en los huecos existentes entre las CCDs para que no saturen los detectores.



El campo de visión de los 42 detectores CCDs del Kepler (NASA).


Los CCDs del Kepler (NASA).


El espejo principal durante su fabricación (NASA).

En el campo de visión de Kepler hay unas 223 000 estrellas con una magnitud visual inferior a 14. De ellas, unas 136 000 son estrellas de la secuencia principal, de las cuales se deben eliminar aquellas demasiado jóvenes, que giren muy deprisa (ya que tienen mayor actividad magnética y por tanto mayor variabilidad lumínica), o que presenten una alta variabilidad (algunas estrellas M, por ejemplo). Esto nos deja 100 000 estrellas de tipos espectrales F, G (como el Sol), K y M candidatas a detección de planetas por parte de Kepler.

La misión Kepler nació con el objetivo de detectar el máximo número de planetas extrasolares por el método del tránsito. Si conocemos la proporción de estrellas de tipo solar con planetas similares a la Tierra, podremos estudiarlos en detalle más adelante con misiones como SIM Lite, Darwin o TPF. Es importante destacar que, a diferencia de estas misiones futuras, Kepler no podrá “ver” directamente ningún planeta terrestre, sólo su impronta sobre la luz estelar. Este es el motivo por el cual el telescopio Kepler aparece correctamente en las notas de prensa como un “fotómetro”, no vaya a pensarse nadie que podremos ver dentro de poco una foto de un pequeño planeta cerca de su estrella.

El método del tránsito -al igual que el de la velocidad radial- favorece la detección de planetas gigantes que orbiten muy cerca de su estrella, no la de pequeños planetas situados a grandes distancias. Por eso Kepler ha sido diseñado específicamente para poder detectar un planeta terrestre -entre 0,8 y 1,3 radios terrestres, es decir 0,5-2 masas terrestres- a una distancia de 1 UA (la distancia entre la Tierra y el Sol) en estrellas de tipo solar (tipo espectral G) con una magnitud en el visible igual a 12 o inferior cuyo tránsito tarde un mínimo de 6,5 horas. Como hemos visto, en el campo de visión de Kepler hay unas 100 000 estrellas candidatas a la detección de planetas, pero obviamente la mayoría de sistemas planetarios no están en nuestra línea de visión, haciéndolos invisibles para el método del tránsito. La probabilidad de que la órbita de un planeta como Venus se encuentre en nuestra línea de visión para que produzca un tránsito es del 0,65%, y de 0,47% para un planeta similar a la Tierra. El problema es que aquellos tránsitos que se produzcan cerca de los bordes del disco estelar no podrán ser detectados con la suficiente confianza estadística, así que sólo podremos tener en cuenta los tránsitos de planetas que pasen por las partes centrales del disco, lo cual ocurre en el 86,6% de los casos. A cambio, si una estrella tiene varios planetas rocosos, las probabilidades de detección aumentan, por lo que se estima que el 1% de las estrellas similares al Sol puede tener tránsitos detectables de planetas terrestres. Para la muestra de estrellas de Kepler, esto significa que debería haber unas 1000 estrellas con planetas semejantes en tamaño a la Tierra que podríamos descubrir.

Desgraciadamente, aunque se reduzcan las fuentes de ruido, para muchos planetas terrestres es necesario la observación de más de un tránsito para verificar su existencia y afinar los parámetros orbitales. Esto implica que en el caso de un planeta similar a la Tierra que gire alrededor de una estrella como el Sol, se hará necesario observar al menos tres tránsitos, o lo que es lo mismo, tres años de observación. Por supuesto, en estrellas menos masivas (tipos K o M) se podrán detectar planetas terrestres en su zona habitable antes (uno o dos años), ya que su órbita está más cerca de la estrella. Además, aunque la misión está optimizada para la detección de Tierras, podremos ver planetas similares a Mercurio alrededor de estrellas de tipo K o M. Teniendo en cuenta estas limitaciones, Kepler espera encontrar unos 45 planetas similares a la Tierra entre los cientos y cientos de nuevos planetas que descubrirá.

Una vez detectado un exoplaneta, si es posible se realizarán observaciones desde la superficie terrestre mediante el método de la velocidad radial para determinar su masa con un 3% de incertidumbre aproximadamente. Conociendo el tamaño del planeta -mediante el método del tránsito- y su masa, podremos conocer su densidad media. Además se podrá discriminar aquellos objetos no planetarios (enanas marrones y blancas).

Además de Tierras, Kepler podrá descubrir planetas gigantes de tipo Hot Jupiter gracias al brillo de su superficie (phase-reflections). Una vez más, no es que los podamos “ver” directamente, pero si podremos distinguir en la curva de luz estelar la contribución debida a la cara iluminada del planeta, método que ya ha sido empleado con éxito por el telescopio espacial Spitzer (este fenómeno es más pronunciado en infrarrojo). Los planetas gigantes descubiertos por este método podrán ser confirmados mediante el Spitzer o el SOFIA. Por supuesto, este método no sólo depende del tamaño del planeta, sino también de su albedo, lo que nos permitirá estudiar la atmósfera del planeta de forma indirecta.

Kepler también podrá detectar planetas en sistemas múltiples (aproximadamente la mitad de todas las estrellas), aunque los requisitos para su detección son distintos. Por ejemplo, en el caso de un planeta que orbite a un sistema de dos estrellas que tengan una amplia separación, sólo observaremos la disminución en el brillo de una de las componentes. En el caso de un exoplaneta alrededor de una binaria eclipsante, pueden tener lugar tránsitos que son predecibles, pero no periódicos. Además, Kepler espera detectar unos 30 planetas gigantes que orbiten a distancias de más de 1,6 UA.

En unos meses, el equipo de Kepler anunciará los primeros planetas descubiertos, en su inmensa mayoría de tipo Hot Jupiter. Tendremos que esperar un poco más para el esperado anuncio del descubrimiento de un planeta similar a la Tierra, pero sin duda ese día llegará y entonces la espera habrá merecido la pena.







Montaje y preparación de Kepler (NASA).




Instalación de la segunda etapa del Delta 2 (NASA).


Partes del cohete Delta 2 (NASA).




Instalación de la nave en su cofia (NASA).




Lanzamiento (NASA).



Fases y trayectoria del lanzamiento (NASA).

Animación del lanzamiento:



1 Comentario

  1. FALICIDADES, MUY COMPLETO para mi la entrada, me encanta tu Blog, es bastante bueno ademas que los post contienen informacion detallada, enhorabuena, y gracias por compartirlo….

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Por Daniel Marín, publicado el 9 marzo, 2009
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