Enanas Ultra-frías y Habitabilidad Planetaria

Las enanas ultra-frías (UCDs, por sus siglas en inglés) son objetos con temperaturas efectivas inferiores a 3.000 K, que incluyen estrellas totalmente convectivas de muy baja masa y enanas marrones. Estos objetos son especialmente interesantes porque es más fácil y probable detectar planetas similares a la Tierra en su zona habitable que alrededor de estrellas de cualquier otro tipo espectral. Sin embargo, un aspecto clave para evaluar si la vida podría surgir en la superficie de los planetas que orbitan UCDs es caracterizar la actividad magnética del anfitrión. Dicha actividad, generada por la existencia de un campo magnético, se manifiesta a través de la presencia de manchas frías y eventos energéticos tales como fulguraciones o llamaradas. Dentro de este contexto, en el año 2019 iniciamos un proyecto para explorar y comprender cómo es la variabilidad fotométrica de las enanas ultra-frías y cómo la misma cambia con el tiempo.

Con este objetivo en mente, recientemente, estudiamos una muestra de más de 200 UCDs con tipos espectrales entre M4 y L4 utilizando datos de la misión espacial TESS. Obtuvimos el periodo de rotación de 87 enanas ultra-frías y detectamos 778 fulguraciones en 103 de ellas. Nuestros resultados indican que las llamaradas de las UCDs son similares a las producidas en estrellas FGK y M tempranas. Según la interpretación tradicional, los campos magnéticos de las estrellas parcialmente convectivas se asientan en la tacoclina, es decir una región de transición que los objetos completamente convectivos, como las UCDs, no poseen. En este contexto, nuestros resultados sugieren que el mecanismo físico que produce las fulguraciones podría ser similar en estas enanas de estructura tan diferente.  Por otro lado, se cree que las llamaradas podrían iniciar el proceso de abiogénesis en planetas terrestres. Exploramos esta posibilidad y descubrimos que la energía UV emitida durante las llamaradas en las UCDs de nuestra muestra no es suficiente para impulsar la química prebiótica en ningún planeta terrestre que orbite alrededor de ellas. Los detalles de los resultados obtenidos hasta ahora se pueden encontrar en  Petrucci+ (2024, MNRAS, 527, 8290). 

IP: Romina Petrucci

Búsqueda y Caracterización de Sistemas Exoplanetarios

• Planetas Transitantes alrededor de Estrellas del Disco Grueso de la Vía Láctea:

Existe evidencia observacional reciente que conecta la composición de los planetas rocosos con aquella de las estrellas que los albergan (ej. Adibekyan+ 2021). Dado que las estrellas de distintas poblaciones de la Galaxia difieren en sus patrones químicos sería esperable que los planetas alrededor de estrellas del disco fino, disco grueso y halo de la Vía Láctea presenten no sólo distintas tasas de ocurrencia sino también diferente composición/estructura. En particular, planetas pequeños/de baja masa orbitando estrellas del disco grueso (baja metalicidad + sobreabundancia de elementos alfa) tenderían a ser menos densos que aquellos de la misma masa/tamaño que orbitan alrededor de estrellas más ricas en metales tales como las del disco fino (ej. Santos+ 2017).  Sin embargo, hasta ahora, se conoce sólo un puñado de planetas transitantes con mediciones precisas de densidad, detectados alrededor de estrellas del disco grueso. Así, en 2021 iniciamos un proyecto con el objetivo de aumentar el número de exoplanetas transitantes, con mediciones precisas de masa y radio alrededor de estrellas del disco grueso a partir de observaciones espectroscópicas (MAROON-X/GEMINI) y fotométricas de alta calidad (TESS). 

En este contexto, TOI-3568 b es un súper-Neptuno caliente que descubrimos recientemente en el marco de este proyecto,  y que a su vez trata también del primer exoplaneta detectado con participación de tiempo argentino en el Observatorio Gemini. Los detalles se pueden ver en Martioli, Petrucci, Jofré+ (2024, A&A, 690, 312). 

IPs: Emiliano Jofré / Romina Petrucci 

• Búsqueda de Planetas vía TTVs

Para aquellos sistemas en los que ya se conoce la existencia de un planeta que transita, es posible detectar otros cuerpos a partir de las variaciones en los tiempos centrales del tránsito. Esta técnica, denominada TTVs (por su sigla en inglés "Transit Timing Variations"), se basa en que la interacción gravitacional entre ambos planetas da lugar a variaciones PERIÓDICAS en la distancia/periodo y excentricidad de cada cuerpo, alterando el instante de tiempo en el que el planeta transitante pasa exactamente frente a su estrella anfitriona. En sistemas en los que los dos cuerpos transitan es posible conocer las masas y radios de ambos (Holman & Murray, 2005) permitiendo así determinar sus densidades sin emplear datos espectroscópicos. Este último punto es crucial, ya que este método sería el único capaz de proveer los valores de masa de planetas transitantes pequeños.  A partir de las misiones espaciales Kepler/K2 muchos compañeros planetarios han sido detectados y confirmados por medio de esta técnica. Sin embargo, hasta el momento no hay ninguna detección segura de TTVs con observaciones realizadas desde Tierra. Esto se debe a que para confirmar sin ambigüedad la existencia de un TTV es necesario: i) tener un gran número de observaciones distribuidas homogéneamente a lo largo de todas las fases de la curva de variaciones en los tiempos de mínimo. Esto implica que las observaciones de tránsitos deben realizarse regularmente y que los monitoreos deben ser a largo plazo; ii) llevar a cabo estudios homogéneos.  

En este contexto, en el año 2012 comenzamos un monitoreo fotométrico con el fin de buscar variaciones en los tiempos de mínimo de sistemas con planetas transitantes conocidos del Hemisferio Sur. Algunos de los resultados de este proyecto se pueden encontrar en Petrucci+ (2013, ApJ, 779, 23); Petrucci+ (2015, MNRAS, 446, 1389 y Petrucci+ (2018, MNRAS, 473, 5126)

IPs: Romina Petrucci / Emiliano Jofré

• Búsqueda de Planetas Transitantes en Enanas Blancas con Discos de Polvo

Las enanas blancas son los remanentes estelares más comunes en nuestra Galaxia, ya que se estima que aproximadamente el 97% de las estrellas terminan su vida como estos objetos. Por otro lado, entre el 1-3% de las enanas blancas muestran un exceso infrarrojo producido por un disco de polvo circunestelar, que está siendo acretado por la estrella. Estos discos de polvo son el resultado de la destrucción por efecto de mareas de cuerpos rocosos que originalmente formaron un sistema planetario. Dicho disco se considera evidencia indirecta de la presencia de un sistema planetario que ha sobrevivido a la evolución de la estrella. En este marco, el objetivo de este proyecto es el de utilizar fotometría de alta precisión de la misión espacial TESS para buscar tránsitos de cuerpos rocosos que hayan sobrevivido a la evolución de la estrella. 

IPs: Leila Saker / Romina Petrucci

• Búsqueda y Caracterización de Planetas Transitantes alrededor de Estrellas Evolucionadas

La detección de tránsitos planetarios alrededor de estrellas evolucionadas supone un gran reto, ya que el gran tamaño de las estrellas gigantes provocan no sólo tránsitos de poca profundidad, sino también de larga duración. Recientemente, la fotometría de alta precisión obtenida con las misiones Kepler/K2 y TESS ha permitido descubrir un puñado (~30) de planetas en transitantes alrededor de estrellas gigantes. La detección y caracterización detallada de estos sistemas planetarios son cruciales para restringir las teorías de interacción planeta-estrella, los modelos de inflación planetaria y los escenarios de formación de planetas en estrellas de masa intermedia-alta. Nuestro conocimiento de los exoplanetas está estrechamente ligado a nuestra comprensión de sus estrellas anfitrionas. En concreto, la masa y el radio de los exoplanetas en tránsito sólo pueden determinarse si conocemos la masa y el radio de las estrellas que los albergan. A su vez, la masa y el radio estelares dependen de los parámetros atmosféricos fundamentales de las estrellas (temperatura efectiva, gravedad superficial y metalicidad), que pueden deducirse con precisión a partir de espectros de alta resolución y alta relación señal-ruido. Por su parte, las abundancias químicas estelares detalladas derivadas de espectros de alta calidad pueden utilizarse para restringir la estructura, composición y atmósfera de los exoplanetas. Sin embargo, los parámetros estelares de varios anfitriones candidatos a planetas de TESS/Kepler se han obtenido a partir de fotometría de banda ancha o espectros de baja calidad, lo que provoca grandes errores en la determinación de las propiedades planetarias. Además, los espectros de baja calidad pueden no ser adecuados para un análisis químico detallado y preciso. En este contexto, desde hace unos años estamos usando espectros de alta resolución y calidad (Gemini/GRACES-GHOST/MARON-X) para realizar una caracterización detallada de estrellas evolucionadas y refinar las propiedades de sus planetas transitantes. Más aún, a partir de datos fotométricos de las misiones Kepler/TESS también realizamos búsqueda de planetas adicionales que puedan estar presentes en los sistemas.

Recientemente, en el marco de esta investigación llevamos a cabo un estudio para los sistemas Kepler-278 y Kepler-391, cuyos resultados fueron publicados en Jofré+ (2020, A&A, 634, 29). 

IPs: Emiliano Jofré / Camila Zuloaga 

Conexión Química Estrella-Planeta

• Búsqueda de Huellas Químicas de Formación y Evolución Planetaria en Sistemas Binarios

Actualmente es un hecho casi indiscutido que las estrellas de secuencia principal que albergan planetas gigantes de corto periodo son, en promedio, más ricas en metales que aquéllas sin planetas detectados. Esto se conoce usualmente como la correlación planeta-metalicidad (CPM). Más allá del exceso global de metales en las estrellas con planetas, en los últimos años, el uso del análisis diferencial para medir las abundancias químicas de elementos refractarios y volátiles, con una precisión sin precedentes (~2%), ha revelado sutiles particularidades químicas en las fotósferas de estrellas de tipo solar con y sin planetas que se han interpretado como un indicio del proceso de formación planetaria. Por un lado, es posible que la deficiencia en elementos refractarios, en relación a los volátiles, observada en ciertas estrellas (entre ellas el Sol) en comparación con una muestra de estrellas gemelas solares sin planetas detectados, sea causada por la formación de planetas terrestres. Los elementos refractarios “faltantes” en el Sol habrían sido “atrapados” en los planetas terrestres, asteroides y otras rocas del Sistema Solar en el momento de su formación (ej. Meléndez+ 2009). Por otro lado, un exceso de refractarios en relación con los volátiles, es una posible evidencia de la caída de material rocoso (planetas y/o planetesimales) sobre la estrella huésped (ej., González, 1997). Sin embargo, en el caso de estrellas de campo aisladas, se ha sugerido que estas diferencias químicas podrían ser también originadas por otros mecanismos no relacionados con la presencia de planetas tal como efectos de evolución química galáctica o del ambiente estelar.

Las componentes de sistemas binarios se forman al mismo tiempo y de la misma nube molecular y, por ende, se esperaría que compartan la misma composición química inicial. Por lo tanto, si se analizan sistemas binarios con componentes gemelas, donde al menos una de ellas tenga un planeta detectado, cualquier diferencia entre las abundancias químicas de las estrellas podría atribuirse a procesos de formación planetaria. Así, los sistemas binarios de amplia separación, con planetas, se convierten en laboratorios ideales para la búsqueda de huellas químicas de formación y evolución planetaria. Dado que hasta la fecha muy pocos de estos sistemas han sido analizados usando la técnica diferencial, desde 2018 estamos aplicando este análisis a nuevos sistemas binarios tal como hicimos recientemente con la binaria HD 202772 A/B (Jofré+ 2025, MNRAS, 544, 3994) y  WASP-160 A/B (Jofré, Petrucci+ 2021, AJ, 162, 291). 

IP: Emiliano Jofré 

• Correlación Planeta-Metalicidad y Búsqueda de Anomalías Químicas en Estrellas Evolucionadas

Los relevamientos de búsqueda de planetas alrededor de estrellas evolucionadas permiten estudiar la frecuencia de planetas alrededor de estrellas más masivas que aquéllas de la secuencia principal con M > 1.2 MSol. Esto ha permitido investigar también si la CPM encontrada para estrellas de secuencia principal se mantiene para aquellas evolucionadas. En el caso de las estrellas gigantes, los resultados han sido más dispares o controvertidos y más aún el estudio de las abundancias químicas de otros elementos, además del hierro. Además, la exploración de correlaciones con las propiedades planetarias se ha realizado sólo ocasionalmente en estrellas evolucionadas con planetas o enanas marrones. Así, el análisis químico detallado y preciso de las estrellas anfitrionas es clave para i) identificar qué metales distintos del hierro pueden tener también un papel activo en el proceso de formación de planetas; ii) buscar anomalías químicas relacionadas con episodios de contaminación externa. 

En este contexto, desde hace tiempo estamos llevando a cabo estudios de grandes muestras de estrellas evolucionadas con compañeras subestelares (planetas y/o enanas marrones) para analizar si, al igual que las estrellas de secuencia principal, muestran alguna peculiaridad química que pudiera estar relacionada con diferentes procesos de formación planetaria o eventos de contaminación externa (ej. supernovas tipo II o acreción de estrellas binarias). Algunos de nuestros resultados pueden encontrarse en Jofré+ (2015a, A&A, 574, 50) y Jofré+ (2015b, A&A, 584, 3). 

IPs: Emiliano Jofré / Camila Zuloaga 

Búsqueda de Decaimiento Orbital

Hasta la fecha, de los casi 6000 planetas confirmados, sólo un minúsculo porcentaje exhibe periodos orbitales P < 2 días. Estos sistemas extremos y raros han dado lugar a varias preguntas acerca de su formación y la estabilidad de sus órbitas actuales. Dada la proximidad a sus estrellas huéspedes, las interacciones de marea estrella-planeta juegan un rol clave en el destino final de estos sistemas y es esperado que muchos de los planetas eventualmente se caigan hacia sus estrellas huésped. Esta disminución sistemática de la distancia planeta-estrella es llamada “decaimiento orbital” y puede ser detectada a través de relevamientos fotométricos de largo plazo de estrellas con planetas transitantes.  Con este propósito en mente, desde 2012 llevamos a cabo un monitoreo a largo plazo de estrellas del Hemisferio Sur con planetas transitantes de corto período, con el objetivo de buscar indicios de decaimiento orbital a través de la ocurrencia sistemática más temprana del instante de mínimo. Un ejemplo de los resultados de este proyecto se pueden encontrar en Petrucci+ (2020, MNRAS, 491, 1243). 

IP: Romina Petrucci