Kepler-90

¿Cómo cambia la información de los planetas si se revisa el tamaño de Kepler-90?

El telescopio espacial Kepler no observó directamente el diámetro de los planetas de Kepler-90, sino que midió cuánto bloqueaba cada planeta la luz de la estrella. Para convertir esta proporción en el tamaño real del planeta, es necesario conocer el radio de la estrella anfitriona. Por ejemplo, si la estrella es un 5% más grande de lo estimado anteriormente, los radios de los ocho planetas que bloquean la misma cantidad de luz estelar también aumentan aproximadamente un 5%. Por lo tanto, cuanto más precisamente se mida la estrella anfitriona, más precisos serán los tamaños de los planetas.

• Aproximadamente 6.000 K Temperatura superficial de la estrella calculada por varios estudios
• Aproximadamente 1,2 veces la del Sol Masa de la estrella utilizada al calcular los valores de los planetas en este documento
• Aproximadamente 1,2 veces la del Sol Radio de la estrella utilizada al calcular los valores de los planetas en este documento
• Aproximadamente 848 parsecs Distancia a la Tierra equivalente a aproximadamente 2.770 años luz

¿Cómo permite la luz estelar bloqueada medir el tamaño de un planeta?

Si se asume simplemente que un planeta pasa por el centro de una estrella, la proporción de la luz estelar reducida se aproxima al cuadrado de la relación entre el radio del planeta y el de la estrella. Si la luz estelar disminuye en una diez milésima, significa que el radio del planeta es aproximadamente 1/100 del radio de la estrella. Lo que se puede saber en esta etapa no es la longitud real, sino el tamaño en comparación con la estrella.

Para convertir la centésima parte en km o en unidades de radio terrestre, hay que fijar el radio de Kepler-90 como 1,2 veces el del Sol. En un análisis real, también se calcula qué parte de la estrella cruza el planeta, cuánto más oscura está la región del borde en comparación con el centro y si hay mezcla de luz de otras estrellas. Incluso con estos ajustes, sigue siendo cierto que el radio real del planeta depende del radio de la estrella central.

Lo que Kepler midió directamente es la proporción de la luz estelar bloqueada por el planeta. El radio real del planeta se calcula usando esta proporción junto con el radio de Kepler-90.

¿Cómo se calcula la distancia a la estrella a partir del período orbital?

El hecho de que el tránsito del planeta se repita cada 14,4 días se puede verificar directamente en los datos de brillo de la estrella. Por otro lado, la distancia del planeta a la estrella se calcula utilizando el periodo orbital y la masa de la estrella principal. Si la masa de la estrella cambia en un 20%, la distancia orbital calculada varía aproximadamente en un 6%. Este cambio afecta el cálculo de la distancia de los ocho planetas que orbitan la misma estrella.

Para calcular la energía que recibe el planeta, también se necesita el radio y la temperatura de la estrella. Cuanto más grande y caliente sea la estrella, más energía emite, y cuanto más lejos esté el planeta, menor será la energía que recibe. Por lo tanto, aunque el periodo orbital de h sea de 332 días, similar a un año terrestre, no significa que h y la Tierra reciban la misma cantidad de energía.

¿Cómo mide Gaia la distancia a una estrella?

Mientras la Tierra orbita alrededor del Sol, las estrellas cercanas parecen cambiar ligeramente de posición en comparación con las estrellas más lejanas. Gaia midió estos pequeños cambios de ángulo en Kepler-90, y cuanto más pequeño sea el ángulo, más lejos está la estrella. Los aproximadamente 848 parsecs en la lista actual equivalen a cerca de 2.770 años luz. La diferencia con los aproximadamente 2.545 años luz anunciados por la NASA en 2017 no se debe a que la estrella se haya movido, sino a que los datos de Gaia y los métodos de cálculo se han actualizado.

Al combinar la luminosidad medida a distintas distancias y con varios tipos de luz, se puede estimar la energía total que realmente emite la estrella. En las observaciones espectroscópicas detalladas de la luz estelar, se determinan la temperatura superficial y la proporción de elementos pesados como el hierro. Los investigadores comparan estos valores con modelos de evolución estelar para calcular la masa, el radio y la edad. Como los datos y métodos utilizados varían según cada estudio, los resultados difieren, por ejemplo, entre aproximadamente 5.970K y 6.238K. Un valor representativo de varios estudios sería aproximadamente 6.000K y unas 1,2 veces la del Sol, pero no se trata de mediciones completamente precisas.

1. Variación de la luminosidad de la estrella Se mide el período de tránsito y la proporción entre el radio del planeta y la estrella.
2. Observación espectroscópica Se estima la temperatura efectiva, la metalicidad y la gravedad superficial de la estrella.
3. Medición de distancia con Gaia Se calcula con mayor precisión la distancia de la estrella y su luminosidad real.
4. Recalcular los valores del planeta Con los nuevos valores de la estrella se actualizan el radio, la distancia orbital y la energía recibida de los ocho planetas.

¿Cómo se distinguen las incertidumbres de la estrella de las de sus planetas?

Si se modifica el radio de la estrella, los radios de los ocho planetas también cambian en la misma proporción. Sin embargo, esto no significa que el margen de error de cada planeta sea el mismo. Los planetas pequeños reciben menos luz estelar bloqueada, por lo que se ven más afectados por el ruido. Los planetas como g y h, que tienen períodos orbitales largos y cuya transición se ha observado pocas veces, presentan mayores errores en el cálculo del período y la órbita. La medida en que los planetas se atraen entre sí y cambian los tiempos de tránsito, así como el efecto de la gravedad planetaria en el movimiento estelar, también generan errores adicionales en el cálculo de la masa.

Por lo tanto, si se mide con precisión la estrella central, se pueden calcular con mayor exactitud el tamaño y la órbita de los ocho planetas, pero esto no proporciona toda la información sobre cada planeta. La temperatura, el radio y la masa de Kepler-90 son valores fundamentales necesarios para interpretar los planetas. Para conocer la masa, la atmósfera y el material interno de cada planeta, se requieren observaciones adicionales específicas de cada uno.

Kepler-90 está demasiado lejos para distinguir su superficie redonda en las fotos, y se ve como un solo punto. La temperatura, la masa, el radio y la distancia son valores calculados midiendo la luz estelar y los cambios de posición, junto con un modelo de evolución estelar. Los valores representativos varían ligeramente según los datos utilizados y el método de investigación.

Fuente

• NASA Exoplanet Archive — Kepler-90 Stellar Parameters
• Astronomy & Astrophysics — KIC 11442793 Stellar and Planet Analysis
• The Astronomical Journal — Kepler-90 i Transit Validation
• The Astronomical Journal — Precise Planet Radii with Gaia
• The Astronomical Journal — Gaia–Kepler Stellar Properties Catalog
• The Astronomical Journal — Kepler-90 Radial Velocities and Transit Timing
• NASA Science — Kepler Transit Method