¿Cómo se volvió a calcular la masa de Kepler-90 g?
El telescopio espacial Kepler observó seis veces el paso de Kepler-90 g frente a su estrella. Debido a la gravedad del vecino h, el tiempo real del tránsito se desvió hasta unas 25 horas del tiempo calculado con un período constante. Sin embargo, con solo seis tránsitos, era difícil determinar con precisión los próximos tiempos de tránsito y las masas de los dos planetas. El equipo de investigación analizó conjuntamente los movimientos de la estrella medidos 34 veces durante 10 años y datos adicionales de tránsitos para predecir el tránsito de mayo de 2024. Los telescopios terrestres observaron realmente este tránsito, y en el análisis de 2025, la masa de g se calculó como 15,0±1,3 veces la de la Tierra.
- 6 tránsitos Número de tránsitos de g registrados durante la misión principal de Kepler
- Hasta unas 25 horas Diferencia entre el tiempo calculado con un período constante y el tiempo real de tránsito
- 34 mediciones Movimientos de la estrella medidos por Keck/HIRES entre 2011 y 2022
- 15,0±1,3 veces la de la Tierra Masa de g obtenida ajustando todos los datos de tiempos y velocidades juntos
¿Por qué es difícil determinar la masa solo con los tiempos de tránsito?
Si un planeta no es perturbado por otros cuerpos celestes, los tránsitos se repiten con un período casi constante. g gira alrededor de la estrella aproximadamente cada 210,7 días, pero como h exterior tira desde adelante o atrae desde atrás, el tránsito ocurre antes o después de lo previsto. Este cambio en los tiempos de tránsito contiene la gravedad que los dos planetas ejercen entre sí y sirve como herramienta para medir la masa.
Un gran cambio en los tiempos de tránsito no significa que la masa se determine de manera única. Los seis tránsitos de g y los tres de h muestran solo parte de un cambio prolongado. Ajustando la masa, la forma y la orientación de las órbitas de manera diferente, se pueden obtener tiempos de tránsito similares. En el análisis de 2020 se concluyó que la masa de g era muy pequeña, pero cuanto más se alejaba del período de observación, más rápidamente se ampliaba el rango esperado del siguiente tránsito.
Que los tiempos de tránsito cambien significativamente es evidencia de que g y h se atraen fuertemente entre sí. Sin embargo, para determinar la masa con precisión, también se deben observar los movimientos de la estrella y los nuevos tránsitos después de mucho tiempo.
¿Cómo permite el movimiento de la estrella medir la masa de un planeta?
El cambio en los tiempos de tránsito muestra el efecto de la atracción mutua entre g y h. Midiendo los ligeros cambios en el color de la luz estelar, también se puede conocer la velocidad con la que la estrella central se mueve hacia adelante y hacia atrás debido a la gravedad de los dos planetas. El equipo de investigación midió esta velocidad 34 veces entre 2011 y 2022 con el espectrógrafo HIRES del Observatorio Keck. Kepler-90 está lejos y varios planetas tiran de la estrella al mismo tiempo, lo que hace difícil distinguir la influencia de cada planeta, pero al usarlo junto con los datos de los tiempos de tránsito se puede reducir el rango posible de masas y órbitas.
El equipo de investigación también incluyó en el análisis los tiempos de tránsito adicionales obtenidos después de las observaciones de Kepler con Spitzer y Swift. Calculando estos datos en conjunto, predijeron los momentos en que g y h cruzarían frente a la estrella en el futuro. Por lo tanto, los tiempos de tránsito de 2024 no se ajustaron a los resultados después de observarlos, sino que se calcularon con los datos existentes y se comprobaron posteriormente con observaciones reales.
- 2009~2013 Kepler registra seis tránsitos de g y tres tránsitos de h.
- 2011~2022 HIRES mide la velocidad radial de la estrella central 34 veces.
- Predicción El modelo que ajusta conjuntamente los tiempos de tránsito y la velocidad radial predice el tránsito de g en mayo de 2024.
- Mayo de 2024 Varios telescopios terrestres observan el tránsito de g en la franja horaria prevista.
- 2025 Combinando el nuevo tránsito y los datos adicionales, g obtiene una masa de 15,0±1,3 veces la de la Tierra, y h, de 203±16 veces.
¿Por qué fue importante observar un nuevo tránsito después de diez años?
No se midió la masa únicamente con el tránsito de 2024. Esta observación es importante porque está a más de 10 años del último tránsito registrado por Kepler. Incluso un pequeño error en el período orbital genera una gran diferencia en el tiempo previsto tras unas 20 órbitas acumuladas. Verificar cuándo ocurrió realmente el tránsito permite descartar varias posibles órbitas y reducir significativamente el error de tiempo acumulado.
La masa final se calcula combinando la variación de brillo de la estrella registrada por Kepler, los tiempos de tránsito adicionales, el movimiento de la estrella medido durante 10 años y las observaciones terrestres de 2024. El equipo de investigación comparó estadísticamente numerosas combinaciones de masas y órbitas para encontrar el rango que explique mejor todos estos datos.
El paso de 2024 no midió directamente la masa de g. Esta observación añadió un intervalo de tiempo de más de 10 años, y la masa se calculó a partir de los cambios en los tiempos de paso de g y h junto con el movimiento de la estrella central.
¿En qué se diferencia Kepler-90 g de Saturno y Neptuno?
El radio de g es aproximadamente 8,1 ± 0,8 veces el de la Tierra, alcanzando alrededor del 86 % del radio de Saturno. En cambio, su masa es 15 veces la de la Tierra, un poco más ligera que Neptuno. Al combinar estos dos valores mediante un promedio esférico, la densidad resulta ser aproximadamente 0,15 g/cm³, lo que representa aproximadamente el 15 % de la densidad del agua y solo una cuarta parte de la de Saturno, un valor muy bajo.
Un planeta con una masa extremadamente pequeña en comparación con su radio se denomina "súper esponjoso". Es muy probable que g tenga una atmósfera amplia y ligera de hidrógeno y helio, pero no se han medido con precisión las proporciones de los elementos ni las nubes o brumas. También es posible que el polvo o la bruma en las capas altas bloqueen la luz de la estrella, haciendo que el radio del planeta aparezca mayor que la capa gaseosa real.
¿Por qué hay que conocer con precisión la hora del próximo tránsito?
Los planetas con períodos de revolución largos tienen pocas oportunidades de pasar frente a su estrella. Incluso un error de pocas horas en el tiempo estimado puede hacer que un telescopio espacial pierda el tránsito. Con las observaciones de 2024, se redujo el margen de error del próximo tránsito, lo que permite planificar con mayor precisión la fecha para observar la atmósfera de g.
La luz estelar que atraviesa la atmósfera durante un tránsito puede revelar si la baja densidad se debe a una atmósfera extensa de hidrógeno y helio o si la bruma en capas altas hace que el planeta parezca más grande. Por ahora se conocen con seguridad el tamaño, la masa y la densidad media de g. Los colores y nubes de la página no son fotografías de observación, y la clasificación de «súper esponjoso» no significa que se haya confirmado directamente la composición atmosférica.
Fuentes
- NASA Exoplanet Archive — Kepler-90 g Parameters
- The Astronomical Journal — Updated Masses for the Gas Giants in the Eight-Planet Kepler-90 System
- The Astrophysical Journal — Giant Transit-Timing Variations Reveal a Super-Puff
- Astronomy & Astrophysics — The Planetary System to KIC 11442793
- Astronomy & Astrophysics — Physical Properties of Giant Exoplanets within 400 Days
- NASA Science — Kepler Transit Method
- NASA Exoplanet Archive — Kepler Data Products Overview