Detección de exoplanetas en sistemas binarios. Desarrollo de la metodología.

Abstract

Exoplanet detection is a field of science to which many resources are currently being allocated. The first exoplanet was discovered was in 1992 and orbited the pulsar PSR B1257 + 12 of 6.22 milliseconds. Subsequently two other planets were detected in this system. There are many telescopes destined to searching for Far Earths, such as the Very Large Telescope, in Chile, the 3.6 meter telescope with the HARPS spectrograph, also in Chile, the Keck and Gemini observatories in Hawaii, etc. Among the missions carried out in this field are the WASP, TrES (with telescopes in Tenerife, Arizona and California) and the missions of Kepler and its K2 extension. To detect these celestial bodies, several methods that require very precise instrumentation are used. The direct image method is very limited since it is no useful at great distances and the difficulty of capturing the faint brightness of planets in front of the stars which are so bright that they eclipse their surroundings. However, there are several techniques to solve these problems, such as the use of coronographs to hide the central and brightest part of the stars, thus allowing to observe objects in the vicinity that were previously imperceptible; and the starshade, structures that are attached to space telescopes to hide unwanted light before it enters the telescope. Astrometry measures the variation in the apparent position of the stars in the plane of the sky, being more useful for little massive nearby stars that house planets with wide orbits. Another method of detection is by measuring the period of pulsars, neutron stars that emit jets of light through the magnetic poles that are detectable when they coincide with the direction of observation. Any variation in this period will indicate the possible existence of a body orbiting the star. The first exoplanet was detected by this method. On the other hand, the phenomenon of gravitational microlensing is also used, which is difficult to observe since the stars must be aligned with the observer's direction of vision. One of the most used methods is the calculation of the radial velocity of the star by Doppler displacement of the absorption lines. This method is commonly used in conjunction with transits / eclipses to confirm the existence of exoplanets. This technique consists in determining the times in which the observed eclipses are produced from the light curve and the times calculated by means of a linear adjustment of the order of the eclipse number versus the observed time. The residue is then calculated, subtracting the observed times with the calculated ones, O-C, for later analysis with the Fourier transform, FFT. In this work a comparison is made between two different methods of analyzing the light curves of two different binaries, KIC 10191056 and KIC 9637299. The first presents a peak in the representation of FFT modules in both primary eclipses and in the secondary ones with the method of parabolic adjustment of the eclipses. However, they are not visible with the differential flow method of the lowest part of the eclipses. The second binary has a peak in secondary eclipses with both methods but due to the noise it is not predominantly visible in the primary ones. The results are inconclusive, so if there is evidence of a third body, a complementary method would be required to confirm its existence.

La detección de exoplanetas es un campo de la ciencia al que se está destinando muchos recursos en la actualidad. El primer exoplaneta descubierto fue en 1992 y orbitaba el pulsar PSR B1257+12 de 6.22 milisegundos. Posteriormente se detectaron otros dos planetas en este sistema. Hay muchos telescopios destinados a esta búsqueda de Tierras lejanas, tales como el Very Large Telescope, en Chile, el telescopio de 3,6 metros con el espectrógrafo HARPS, también en Chile, los observatorios Keck y Gemini en Hawaii, etc. Entre las misiones realizadas en este campo destacan el WASP, TrES (con telescopios en Tenerife, Arizona y California) y las misiones de Kepler y su extensión K2. Para detectar estos cuerpos celestes se utilizan varios métodos que requieren de una instrumentación muy precisa. El método de la imagen directa es muy limitada puesto que deja de ser útil a grandes distancias y es difícil captar el tenue brillo de los planetas frente a las estrellas tan luminosas que eclipsan lo que tienen alrededor. Sin embargo, existen varias técnicas para solventar en gran medida estos problemas, como el uso de coronógrafos que ocultan la parte central y más brillante de las estrellas, permitiendo así observar objetos en las inmediaciones que antes eran imperceptibles; y los starshade, estructuras que se acoplan a los telescopios espaciales para ocultar la luz que no interesa antes de que entre al telescopio. La astrometría mide la variación en la posición aparente de las estrellas en el plano del cielo, siendo más útil para estrellas cercanas poco masivas que albergan planetas con amplias órbitas. Otro método de detección es mediante la medición del periodo de púlsares, estrellas de neutrones que lanzan chorros de luz por los polos magnéticos detectables cuando coinciden con la dirección de observación. Cualquier variación en este periodo indicará la posible existencia de un cuerpo orbitando la estrella. El primer exoplaneta fue detectado mediante este método. Por otro lado, también se utiliza el fenómeno de la microlente gravitacional, el cual es difícil de observar ya que deben alinearse las estrellas con la dirección de visión del observador. Uno de los métodos más utilizados es el cálculo de la velocidad radial de la estrella mediante el desplazamiento Doppler de las líneas de absorción. Este método suele utilizarse en conjunto con el de los tránsitos/eclipses para confirmar la existencia de exoplanetas. Esta técnica consiste en determinar los tiempos en los que se producen los eclipses observados a partir de la curva de luz y los tiempos calculados mediante un ajuste lineal del orden del número de eclipse frente al tiempo observado. Después se calcula el residuo de estos tiempos observados menos los calculados, O-C, para su posterior análisis con la transformada de Fourier, FFT. En este trabajo se hace una comparativa entre dos métodos distintos de analizar las curvas de luz de dos binarias diferentes, la KIC 10191056 y la KIC 9637299. La primera presenta un pico en la representación de los módulos de la FFT tanto en los eclipses primarios como en los secundarios con el método del ajuste parabólico de los eclipses. Sin embargo, no son visibles con el método de la diferencial del flujo de la parte más baja de los eclipses. La segunda binaria presenta un pico en los secundarios con ambos métodos pero debido al ruido no es visible de forma predominante en los primarios. Los resultados no son concluyentes por lo que de haber indicios de un tercer cuerpo se requeriría de un método complementario para confirmar su existencia.