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Astronomía óptica

Índice

1. Introducción

2. Exoplanetas

2.1. Descubrimiento de exoplanetas

2.2. Detección por la técnica de tránsitos

3. Detección de supernovas en Galaxias próximas

4. Caracterización sistemática de estrellas jóvenes con disco

5. Otros programas
 


1. Introducción

Los programas científicos planteados cuentan con la limitación de la calidad del cielo y en la apertura disponible. Se ha estimado que el equipo nos permitiría, en cielos oscuros:

  • Detecciones hasta magnitud 21-22 en luz blanca.

  • Detecciones en torno a R=19-20 en filtro de banda ancha.

  • Realizar una fotometría aprovechable (S/N≈10) hasta R≈17-18.

Eso abre la posibilidad de realizar varios programas de gran interés, incluyendo:

  • Búsqueda y seguimiento de exoplanetas.

  • Búsqueda de supernovas en galaxias próximas y curvas de luz.

  • Seguimiento fotométrico de núcleos activos galácticos (AGN, Active Galactic Nuclei) y cuásares.

  • Búsqueda de estallidos en blazars.

  • Seguimiento de estallidos de rayos gamma (GRB, Gamma Ray Burst).

  • Fotometría multibanda estelar.

    • Estudio de sistemas binarios eclipsantes.

    • Estudio de estrellas variables cataclísmicas.

  • Astrometría de cometas y asteroides en luz blanca.

  • Fotometría de apertura en banda ancha de cometas.

  • Confirmación de NEOs (Near Earth Object).

Presentamos a continuación los programas científicos propuestos para el telescopio de CESAR. El telescopio, equipado con tecnologías avanzadas, programas de control optimizado, ópticos y de las características técnicas adecuadas para este propósito, es ideal para realizar las observaciones que se requieren para llevar a cabo estos programas.

2. Exoplanetas

Una de las líneas de la Astrofísica observacional con mayor empuje actualmente es el de la búsqueda y caracterización de exoplanetas. Se piensa que sólo en nuestra Galaxia hay más de 100 sistemas planetarios. El interés de la investigación en este campo, y en todos los directamente relacionados con él, radica no sólo en la posibilidad de conocer mejor cómo se forman y evolucionan los sistemas planetarios en general, y nuestro Sistema Solar en particular, sino que ya está llevando al descubrimiento de planetas tipo Tierra o telúricos. Además, quizá a medio plazo se conseguirá la caracterización de sus atmósferas con la posibilidad de conocer si en alguno de ellos existe actividad biológica. En este campo, los telescopios robóticos juegan un papel fundamental aportando datos fotométricos precisos y un seguimiento sistemático de este tipo de objetos.

El objetivo principal de este programa es la detección de exoplanetas y la caracterización de los ya conocidos mediante la observación fotométrica precisa y el seguimiento sistemático de sus tránsitos. El telescopio, equipado con tecnología avanzada, programas de control optimizado, ópticos y de las características técnicas adecuadas para este propósito, es ideal para realizar las observaciones que se requieren para llevar a cabo estos programas.

El sistema es capaz de proporcionar precisiones de milimagnitudes en pocos segundos de exposición para una estrella de magnitud 15. Teniendo en cuenta los posibles tránsitos en el Sistema Solar, con esta precisión es posible detectar tránsitos de planetas como Urano alrededor de estrellas como el Sol a 1kpc (15mag).


La ilustración muestra cuatro de los cinco planetas conocidos de 55 Cancri (NASA)

2.1. Descubrimiento de exoplanetas

Desde 1995, cuando Mayor y Queloz descubrieron el primer exoplaneta [5], se han encontrado más de 450 exoplanetas (incluyendo docenas de sistemas múltiples) con una rica variedad de características [6, 7]. Sin embargo, quedan muchas preguntas sin responder relacionadas con la formación y la evolución dinámica de estos sistemas, además de que las propiedades de los exoplanetas son muy poco conocidas en la mayoría de los casos.

Durante las dos últimas décadas ha habido una intensa búsqueda de exoplanetas y, como resultado, ahora hay más de 450 exoplanetas confirmados [8, 9], la mayoría de ellos orbitando alrededor de estrellas de tipo solar, con una masa de al menos la cuarta parte de la de Neptuno. Debido a las técnicas de observación instrumental (la mayoría de los planetas han sido detectados con el método de velocidad radial, con espectrógrafos de muy alta resolución en el óptico), muchos de los exoplanetas encontrados son gigantes, calientes, muy jóvenes y están muy cerca de su estrella. Además, las estrellas con exoplanetas conocidos son ricas en metales en comparación con las que no albergan planetas.

2.2. Detección por la técnica de tránsitos

Existen muchas posibilidades para intentar detectar planetas extrasolares que requieren el uso de diversas técnicas observacionales con diferentes precisiones. Alguna se pueden conseguir ya y otras necesitan algunos años de desarrollo tecnológico para alcanzarse.

El método de los tránsitos está basado en la observación mediante fotometría diferencial de una pequeña disminución en el brillo de una estrella cuando uno de sus planetas pasa por delante. La cantidad de luz perdida, típicamente entre 0,01% y 1%, depende de los tamaños de la estrella y del planeta [10]. La duración del tránsito depende de la distancia del planeta a la estrella y de la masa estelar (Fig. 13).

Puesto que la masa y el tamaño de la estrella se pueden determinar mediante espectroscopia, es fácil obtener el tamaño del planeta y su distancia. La ocurrencia repetida de los tránsitos es el mejor diagnóstico para confirmar si están realmente producidos por un planeta pues debe ocurrir un tránsito en cada órbita del planeta.

Para la mayoría de los exoplanetas encontrados sólo se conocen los parámetros orbitales con grandes errores. Aprovechando el uso potencial del telescopio de CESAR se pretende estudiar en profundidad los parámetros de los exoplanetas conocidos mediante el seguimiento sistemático de sus curvas de luz con el fin de reducir drásticamente las barras de error. Esto permitirá determinar con mayor precisión las masas, tamaños y distancias a la estrella central de los planetas. Esto permitirá seleccionar con mejor criterio los que podrían estar dentro de la zona de habitabilidad de la estrella. Además, este tipo de observaciones ayudaría a discriminar entre las posibles causas para el efecto de la relación entre la metalicidad y la presencia de planetas en una estrella [11].

 

Figura 13: Tránsito de HD 209458b.

Desde el punto de vista de la Astrobiología, el estudio de la atmósfera de los exoplanetas es de vital importancia. El punto clave es la detección de indicios de la existencia de vida en términos de la Tierra. Sin embargo, hasta ahora no hay demasiado trabajo sobre este tema y sólo se ha podido detectar atmósferas de exoplanetas desde el espacio [12, 13].

En el marco de este proyecto, queremos utilizar el telescopio para identificar la presencia de dichas atmósferas. El estudio se basa en un análisis novedoso de las curvas de luz durante el tránsito del exoplaneta. Mediante fotometría diferencial durante la rápida entrada y salida del tránsito, es posible identificar la atmósfera a través de pequeños cambios (alrededor de 1%) en la pendiente de la curva de luz al principio y al final del tránsito [14]. Este análisis podría revelar la presencia de una atmósfera que posteriormente se estudiaría en profundidad con otros instrumentos. Una vez detectada, se desarrollarán modelos geométricos para inferir información acerca de la atmósfera como el tamaño, la opacidad y la composición.

Aprovechando la experiencia del grupo en la observación óptica y con la amplia base de datos existente, se espera examinar un número considerable de exoplanetas para elaborar un censo exhaustivo de sus características. En la mayoría de los casos se trabajará para obtener confirmación observacional de los candidatos de los proyectos cazadores de exoplanetas como TrES (Fig. 14) o SuperWASP, aunque también trabajaremos sobre nuestros propios campos seleccionados.

 

Figura 14: Curva de luz de TrES 3 tomada con el telescopio del CAB (gemelo al de CESAR) situado en el Observatorio de Calar Alto en el filtro R donde se muestra el tránsito del planeta.

Dependiendo de los resultados obtenidos, se aplicará el método de los tránsitos a estrellas con diferentes estados evolutivos. Por ejemplo, las estrellas de tipo M o las nebulosas planetarias son candidatos ideales para esta búsqueda. En este último caso, el conocimiento de sus propiedades nebulares como la inclinación o la existencia de discos de polvo en el núcleo, puede proporcionar información valiosa para establecer de antemano la posibilidad de un tránsito si hay un exoplaneta y ayudaría a interpretar mucho mejor las curvas de luz para establecer las propiedades de los exoplanetas.

3. Detección de supernovas en Galaxias próximas

Este proyecto propone observar sistemáticamente una muestra de varios cientos de galaxias próximas con objeto de rastrear explosiones de supernovas. Hemos verificado que es una tarea al alcance de nuestro observatorio, recopilando información histórica sobre eventos de explosión de supernovas (Fig. 15). Hallamos que la magnitud media en el momento de descubrimiento de las supernovas en galaxias NGC, UGC e IC reportadas desde el año 1885 (más de 1700) es V=16,6, bastante por encima de nuestro límite de detección.

Se propone observar cada galaxia del programa dos veces por semana de forma automatizada, tomando varias imágenes con un patrón de dithering para permitir pasar un filtro de mediana y eliminar artefactos.

 

Figura 15: Distribución de la magnitud visual de supernovas en galaxias próximas desde el año 1885.

Los datos se procesarán de forma automatizada mediante datoductos construidos a partir de software científico existente (por ejemplo IRAF); el procesado constará de los siguientes pasos:

  1. Reducción estándar (bias, flatfield, combinación con rechazo de rayos cósmicos y artefactos).

  2. Sustracción de una imagen ´plantilla´ con factor de escala conveniente.

  3. Determinación automática de la función de distribución de punto (Point Spread Function, PSF).

  4. Extracción de fuentes (por ejemplo Sextractor, [15]) en la imagen residual usando la PSF adecuada.

  5. Disparo de una alerta si se detecta alguna fuente con relevancia estadística suficiente

4. Caracterización sistemática de estrellas jóvenes con disco

Como parte de los programas de Legado de Spitzer From Molecular Cores to Planet Forming Disks (c2; [16]) y Gould's Belt Survey [17], todas las regiones de formación estelar a menos de 500pc del Sol han sido cartografiadas con las dos cámaras de Spitzer, IRAC y MIPS. Esto ha aumentado en un orden de magnitud el censo de estrellas jóvenes conocidas alrededor del Sol. De muestras del orden de cientos de estrellas se ha pasado a muestras del orden de miles de objetos. Los datos de Spitzer revelan información esencial sobre la zona interna de los discos, de entre 1 y 30 UA, donde los sistemas planetarios se forman durante la fase en la que se encuentran los nuevos objetos descubiertos (entre 1 y 10 Mega-años). De modo que un estudio estadístico de las propiedades de esta muestra de estrellas puede arrojar información sobre la evolución de los discos protoplanetarios y por lo tanto de las condiciones favorables para la formación de sistemas planetarios.

 

Figura 16: Distribución de la magnitud R de una muestra representativa de estrellas de la propuesta.

Al ser objetos nuevos, más de la mitad de las muestras nuevas no están caracterizadas en el óptico y un telescopio como el nuestro permitiría observar de manera sistemática estas regiones y complementar las distribuciones espectrales de energía (SED, Spectral Energy Distribution) de hasta un 40% de estos objetos en el rango visible (Fig. 16), dependiendo de la extinción. Estos datos son fáciles de obtener y esenciales para hacer un estudio correcto de los discos protoplanetarios.

5. Otros programas

Además de los proyectos principales, una fracción significativa del tiempo de observación estará disponible para otros proyectos científicos de interés científico. El telescopio será muy útil para descubrir nuevos cuerpos del Sistema Solar o hacer el seguimiento de los objetos ya descubiertos, en particular, los objetos cercanos a la Tierra (NEOs) [18]. También los proyectos de observación sistemática de cubren una parte importante del tiempo de observación tales como: búsqueda de supernovas extragalácticas, astrometría de cometas y asteroides, seguimientos de estrellas variables y binarias eclipsantes o mapeo de la Galaxia para buscar nuevas nebulosas planetarias. Además, la flexibilidad de este telescopio permite cambiar el programa de observación para estudiar objetivos de oportunidad como novas, supernovas y estallidos de rayos gamma.

 

 

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