{"id":551,"date":"2018-08-14T19:08:48","date_gmt":"2018-08-14T19:08:48","guid":{"rendered":"https:\/\/astronomia.bedigital.cl\/sphere-performance-permits-many-kinds-of-challenges-from-measuring-astrometric-microlensing-to-image-very-faint-planets\/"},"modified":"2024-11-12T17:46:50","modified_gmt":"2024-11-12T17:46:50","slug":"sphere-performance-permits-many-kinds-of-challenges-from-measuring-astrometric-microlensing-to-image-very-faint-planets","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/astronomia.udp.cl\/es\/sphere-performance-permits-many-kinds-of-challenges-from-measuring-astrometric-microlensing-to-image-very-faint-planets\/","title":{"rendered":"Pr\u00f3xima Centauri en la balanza de Einstein"},"content":{"rendered":"

Alice Zurlo, del N\u00facleo de Astronom\u00eda de la UDP, muestra c\u00f3mo con ESFERA podemos saber m\u00e1s sobre los exoplanetas.<\/em><\/p>\n

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<\/a> movimiento en el cielo de Pr\u00f3xima Centauri con respecto a las estrellas de fondo<\/div>\n
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La masa gravitatoria de Pr\u00f3xima Centauri medida con SPHERE a partir de un evento de microlente<\/h1>\n<\/div>\n<\/div>\n<\/div>\n<\/div>\n
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Proxima Centauri<\/strong>, nuestro vecino estelar m\u00e1s cercano, es objeto de muchas atenciones desde el descubrimiento de un planeta tel\u00farico en 2016 mediante la t\u00e9cnica de la velocidad radial. Este planeta tendr\u00eda una masa de 1,27 masas terrestres y orbita la estrella en 11,2 d\u00edas. Dado que la estrella central es una enana M fr\u00eda, el planeta reside en la zona en la que el agua, si est\u00e1 presente en la superficie de un planeta rocoso, puede ser potencialmente l\u00edquida, es decir, la llamada zona habitable. Sin embargo, la masa del planeta no est\u00e1 completamente determinada, ya que la velocidad radial mide en realidad una relaci\u00f3n de masas entre la estrella y el planeta. Por lo tanto, la determinaci\u00f3n de la masa de la estrella es de suma importancia para revelar la naturaleza real del planeta. Hasta ahora, esta masa (0,12 masa solar) se infer\u00eda indirectamente mediante un modelo que relacionaba la luminosidad de una estrella con su masa, pero esto puede estar sujeto a grandes incertidumbres, especialmente a edades tempranas y masas bajas. Sin embargo, la masa gravitatoria de la estrella puede determinarse mediante el efecto de microlente, que hace que la luz de las estrellas de fondo se desv\u00ede por un objeto en primer plano. Dado que Pr\u00f3xima Centauri se encuentra muy cerca del Sistema Solar, se desplaza significativamente con respecto a las estrellas de fondo, lo que aumenta la posibilidad de que se produzcan alineaciones en la l\u00ednea de visi\u00f3n con otras estrellas. Un evento de este tipo ocurri\u00f3 en 2016, y un equipo dirigido por Alice Zurlo ha utilizado SPHERE para monitorizar con precisi\u00f3n la posici\u00f3n astrom\u00e9trica de una fuente en particular en 9 \u00e9pocas entre 2015 y 2017. La figura muestra el movimiento de Pr\u00f3xima medido por SPHERE con respecto a las estrellas de fondo. Con este experimento, el equipo pudo fijar una masa gravitatoria de 0,15 masas solares (con una precisi\u00f3n de aproximadamente 0,06 masas solares) desplazando la masa del planeta a un valor ligeramente m\u00e1s masivo: 1,56 masas terrestres. En este intervalo de masas a\u00fan podemos esperar que el planeta sea rocoso. El mes pasado se produjo otro evento de microlente provocado por Pr\u00f3xima Cen y ha sido observado con SPHERE, lo que nos permitir\u00e1 afinar a\u00fan m\u00e1s la medici\u00f3n de la masa.\u00a0<\/span><\/div>\n<\/div>\n<\/div>\n<\/div>\n

Art\u00edculo publicado en Monthly Notices of the Astronomical Royal Society<\/a>,\u00a0 Zurlo et al, 2018<\/p>\n

Im\u00e1genes de planetas a velocidad radial con SPHERE<\/h1>\n


Radial Velocity<\/strong>\u00a0(RV) es una de las t\u00e9cnicas m\u00e1s productivas para detectar planetas que orbitan alrededor de otras estrellas. Se ha aprendido mucho de los sondeos RV sobre el terreno acerca de la demograf\u00eda de los exoplanetas. Sin embargo, la masa del planeta que se infiere a partir de esta t\u00e9cnica es un l\u00edmite inferior. Dado que se desconoce la inclinaci\u00f3n de la \u00f3rbita y que el VR mide la velocidad a lo largo de la l\u00ednea de visi\u00f3n, en algunos casos estos planetas podr\u00edan ser mayores y m\u00e1s masivos. Es interesante la posibilidad de obtener un l\u00edmite superior de esta masa por otros medios y otras t\u00e9cnicas, como por ejemplo la imagen directa. Pero los planetas detectados por RV suelen ser viejos y fr\u00edos y puede que no emitan suficiente luz para ser observados directamente... a menos que sean m\u00e1s grandes de lo esperado (lo que significa que su plano orbital est\u00e1 lejos del borde uno).\u00a0\u00a0
El equipo dirigido por Alice Zurlo ha seleccionado 5 estrellas con planetas conocidos convenientemente situados (suficientemente lejos de la estrella anfitriona) y tambi\u00e9n suficientemente masivos (de 5 a 10 masas de J\u00fapiter) para esperar una detecci\u00f3n con ESFERA. No se detect\u00f3 ninguno de estos planetas aunque el contraste en las im\u00e1genes alcanz\u00f3 valores muy grandes. Estas estrellas resultaron ser demasiado viejas (>1.000 millones de a\u00f1os), de modo que los contrastes alcanzados corresponden en realidad a masas de 25 a 28 masas de J\u00fapiter. Estas estimaciones permiten derivar l\u00edmites en las inclinaciones del plano orbital de 10 a 20 grados dependiendo de los sistemas. En conjunto, es probable que todos estos sistemas alberguen planetas reales por debajo de 13 masas de J\u00fapiter, la masa est\u00e1ndar para que un objeto sea un planeta. La pr\u00f3xima generaci\u00f3n de telescopios extremadamente grandes, al tiempo que aumenta la resoluci\u00f3n angular, ser\u00e1 sin duda m\u00e1s eficaz para este tipo de estudios.<\/p>\n

Art\u00edculo publicado en Monthly Notices of the Astronomical Royal Society<\/a>, Zurlo et al, 2018<\/p>\n

A continuaci\u00f3n,\u00a0una entrevista de Media INAF (Instituto Nacional de Astrof\u00edsica (Italia)) \u00a0a la investigadora<\/p>\n

Entrevista<\/h3>\n

La masa de Proxima Centauri se hab\u00eda estimado previamente utilizando un m\u00e9todo indirecto. \u00bfQu\u00e9 cambia con este nuevo enfoque?<\/p>\n

\\\\\\”Nuestra medida es un m\u00e9todo completamente independiente de las estimaciones de la relaci\u00f3n masa-luminosidad, que para estrellas poco masivas puede tener un gran rango de incertidumbre. Lo que medimos es la masa gravitacional de la estrella, que hasta ahora s\u00f3lo se pudo medir para otra estrella distinta al Sol, la enana blanca Stein 2051 B. Encontramos valores compatibles con las estimaciones previas, y agregando mediciones a Pr\u00f3xima Centauri, la incertidumbre en la masa de esta estrella disminuy\u00f3 sustancialmente\\\\\\”.<\/p>\n

\"\\\\\\"\\\\\\"\" Imagen de campo de SPHERE para las mediciones de abril de 2016. Se indican las estrellas de fondo consideradas para la microlente gravitacional. Cr\u00e9ditos: A. Zurlo et al. 2018<\/p>\n

Para su estimaci\u00f3n, se ha utilizado una\u00a0microlente gravitacional<\/strong>. \u00bfC\u00f3mo funciona?<\/p>\n

\\\\\\”La microlente es un fen\u00f3meno predicho por la relatividad general, y se produce cuando un objeto masivo, en este caso una estrella, Proxima Centauri, se interpone entre el observador y un objeto m\u00e1s lejano (en nuestro caso una estrella de fondo). El objeto m\u00e1s cercano crea un fen\u00f3meno de desviaci\u00f3n de luz del objeto de fondo cuando se acerca a la l\u00ednea de visi\u00f3n. La deformaci\u00f3n que se crea se parece a lo que se puede ver a trav\u00e9s de una lente \u00f3ptica. El evento de microlente para Pr\u00f3xima Centauri fue predicho en el 2014 por un grupo liderado por Kailash Sahu. Se utilizaron im\u00e1genes del Telescopio espacial Hubble para este trabajo\\\\\\”.<\/p>\n

En 2016, se detect\u00f3 un exoplaneta \\\\\\”terrestre\\\\\\” en \u00f3rbita alrededor de Proxima Centauri utilizando el m\u00e9todo de velocidades radiales. \u00bfLo observaste\u00a0con tu m\u00e9todo, u obtuviste alguna informaci\u00f3n nueva?<\/p>\n

\\\\\\”El planeta que rodea a Pr\u00f3xima Centauri es demasiado peque\u00f1o para ser visto con nuestro m\u00e9todo. Dado que la medici\u00f3n de su masa depende de la masa de la estrella central, hemos obtenido esta informaci\u00f3n para el planeta. Nuestras mediciones son obviamente compatibles con las encontradas anteriormente de una masa terrestre aproximadamente, ya que la masa de la estrella en s\u00ed misma es muy similar a la determinada por las estimaciones de la masa-luminosidad\\\\\\”.<\/p>\n

\"\\\\\\"prox_key-1\\\\\\"\"<\/a> Representaci\u00f3n del movimiento de Pr\u00f3xima Centauri con respecto al fondo durante el per\u00edodo de observaci\u00f3n. Las posiciones de Pr\u00f3xima Centauri est\u00e1n indicadas con la estrella azul, mientras que las verdes y rojas indican las dos estrellas con respecto a las cuales se midi\u00f3 la microlente gravitacional. Cr\u00e9ditos: A. Zurlo et al.<\/p>\n

\u00bfC\u00f3mo se desarroll\u00f3 el estudio? \u00bfHas encontrado alguna dificultad?<\/p>\n

\\\\\\”La primera dificultad fue la cobertura temporal del evento. Seguimos a Pr\u00f3xima Centauri desde un observatorio terrestre: VLT en Cerro Paranal, Chile, y con el\u00a0instrumento SPHERE, muy solicitado. Tuvimos que obtener muchas\u00a0observaciones en un corto per\u00edodo, los meses de febrero a marzo, cuando se produjo el evento de microlente gravitacional. Afortunadamente pudimos obtener el tiempo necesario y buenas condiciones de observaci\u00f3n. Entonces la dificultad principal fue la precisi\u00f3n astrom\u00e9trica. El efecto de la microlente crea una desviaci\u00f3n de la luz de la estrella de fondo de aproximadamente un mili-arcosegundo, una cantidad muy peque\u00f1a. Para poder medirla, nuestros errores deben ser inferiores al milisegundo de arco, y efectivamente se\u00a0pudieron medir\u00a0con gran precisi\u00f3n la posici\u00f3n de todas las estrellas en el campo de visi\u00f3n del instrumento, las cuales utilizamos como una rejilla para mejorar nuestra medida de astrometr\u00eda. La precisi\u00f3n obtenida es la mejor que se ha logrado con este instrumento\\\\\\”.<\/p>\n

\u00bfCu\u00e1l fue tu papel en este estudio?<\/p>\n

\\\\\\”Fui investigadora principal de las observaciones de Pr\u00f3xima Centauri con el instrumento SPHERE, tomando parte en las observaciones de Paranal con otros colaboradores. Reduje los datos de alto contraste y obtuve con precisi\u00f3n las posiciones de las estrellas de fondo en las observaciones y la estrella de microlente. Entonces, con un m\u00e9todo de Markov Chain Monte Carlo, calcul\u00e9 los elementos del movimiento de Pr\u00f3xima Centauri en el cielo y la calibraci\u00f3n astrom\u00e9trica necesaria para obtener una precisi\u00f3n del sub-milisegundo de arco. La mayor parte del trabajo fue la redacci\u00f3n de la cadena de Markov Chain Monte Carlo, que dur\u00f3 varios meses. Este estudio fue particularmente complicado debido a la precisi\u00f3n requerida y los numerosos efectos astron\u00f3micos y f\u00edsicos en juego, y la ayuda de mis colaboradores fue decisiva para el \u00e9xito de este an\u00e1lisis\\\\\\”.<\/p>\n

Para saber m\u00e1s:<\/p>\n

Leer en Monthly Notices de la Royal Astronomical Society el art\u00edculo\u00a0\\\\\\”La masa gravitacional de Pr\u00f3xima Centauri medido con la esfera de un evento de microlente.\\\\\\”<\/a>, De A. Zurlo, R. Gratton, D. Mesa, S. Preferencias, A. Enia, K. Sahu, J.-M. Almenara, P. Kervella, H. Avenhaus, J. Girard, M. Janson, E. Lagadec, M. Langlois, J. Milli, C. Perrot, J.-E. Schlieder, C. Thalmann, A. Vigan, E. Giro, L. Gluck, J. Ramos y A. Roux<\/p>\n

FUENTE:\u00a0http:\/\/www.media.inaf.it\/2018\/07\/18\/proxima-centauri-lensing\/<\/a><\/p>\n

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Alice Zurlo from the Astronomy Nucleus of UDP shows how with\u00a0 SPHERE we can learn more about exoplanets. on-sky movement of Proxima Centauri with respect to background stars The gravitational mass of Proxima Centauri measured with SPHERE from a microlensing event Proxima Centauri, our closest stellar neighbor, is the subject of many attentions since the …<\/p>\n

Pr\u00f3xima Centauri en la balanza de Einstein<\/span> Leer m\u00e1s »<\/a><\/p>","protected":false},"author":2,"featured_media":552,"comment_status":"closed","ping_status":"open","sticky":false,"template":"","format":"standard","meta":{"_monsterinsights_skip_tracking":false,"_monsterinsights_sitenote_active":false,"_monsterinsights_sitenote_note":"","_monsterinsights_sitenote_category":0,"site-sidebar-layout":"default","site-content-layout":"default","ast-global-header-display":"","ast-banner-title-visibility":"","ast-main-header-display":"","ast-hfb-above-header-display":"","ast-hfb-below-header-display":"","ast-hfb-mobile-header-display":"","site-post-title":"","ast-breadcrumbs-content":"","ast-featured-img":"","footer-sml-layout":"","theme-transparent-header-meta":"","adv-header-id-meta":"","stick-header-meta":"","header-above-stick-meta":"","header-main-stick-meta":"","header-below-stick-meta":""},"categories":[13],"tags":[],"acf":[],"_links":{"self":[{"href":"https:\/\/astronomia.udp.cl\/es\/wp-json\/wp\/v2\/posts\/551"}],"collection":[{"href":"https:\/\/astronomia.udp.cl\/es\/wp-json\/wp\/v2\/posts"}],"about":[{"href":"https:\/\/astronomia.udp.cl\/es\/wp-json\/wp\/v2\/types\/post"}],"author":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/astronomia.udp.cl\/es\/wp-json\/wp\/v2\/users\/2"}],"replies":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/astronomia.udp.cl\/es\/wp-json\/wp\/v2\/comments?post=551"}],"version-history":[{"count":4,"href":"https:\/\/astronomia.udp.cl\/es\/wp-json\/wp\/v2\/posts\/551\/revisions"}],"predecessor-version":[{"id":4020,"href":"https:\/\/astronomia.udp.cl\/es\/wp-json\/wp\/v2\/posts\/551\/revisions\/4020"}],"wp:featuredmedia":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/astronomia.udp.cl\/es\/wp-json\/"}],"wp:attachment":[{"href":"https:\/\/astronomia.udp.cl\/es\/wp-json\/wp\/v2\/media?parent=551"}],"wp:term":[{"taxonomy":"category","embeddable":true,"href":"https:\/\/astronomia.udp.cl\/es\/wp-json\/wp\/v2\/categories?post=551"},{"taxonomy":"post_tag","embeddable":true,"href":"https:\/\/astronomia.udp.cl\/es\/wp-json\/wp\/v2\/tags?post=551"}],"curies":[{"name":"wp","href":"https:\/\/api.w.org\/{rel}","templated":true}]}}