detección de exoplanetas


Ayer viernes 13 fui a una interesante conferencia sobre la detección de planetas fuera del sistema solar, los llamados exoplanetas. La conferencia fue impartida en inglés por el científico Olivier Guyon, un especialista en Óptica Adaptativa y Coronografía, que trabaja en el Telescopio Subaru en la isla de Hawaii.

La detección de planetas fuera del sistema solar y los métodos utilizados son un tema apasionante. Las primeras detecciones se hicieron de forma indirecta, mediante los efectos que causan los planetas al girar alrededor de sus estrellas. Estos efectos son: la pequeña tracción que provoca una pequeña oscilación de la estrella sobre el centro geométrico del sistema, y que se detecta por ejemplo midiendo el efecto doppler de la radiación que nos llega procedente de la estrella en cuestión (radial velocity search); y la pequeña variación en luminosidad que provoca el planeta al pasar por delante de la estrella al orbitar a su alrededor, un efecto llamado tránsito (transit)

Pero a partir de esa información se puede inferir poco más que la presencia del planeta, su tamaño y su periodo de órbita. Para poder obtener más información se debe obtener la radiación directa (la imagen directa) procedente del planeta. A partir del análisis esa radiación electromagnética mediante espectroscopia (qué radiación, qué parte del espectro, se emite o no) podemos obtener todo tipo de información valiosa. Es el mismo proceso que se ha seguido con la observación de la tierra mediante satélites y el resto de los planetas del sistema solar mediante las sondas espaciales. El espectro de la radiación emitida o absorbida por los planetas nos puede decir desde la composición de su atmósfera hasta los procesos químicos o bioquímicos que tienen lugar en su superficie o atmósfera. En última instancia nos puede indicar si existen trazas de vida en el planeta en cuestión ya que los procesos bioquímicos (la vida tal y como la conocemos en la tierra) tienen un patrón característico en el espectro que puede ser detectado. La vegetación de la tierra, por ejemplo, tiene lo que se llama red edge en el infrarrojo cercano (son muy brillantes en esa región del espectro)

Pero para obtener una imagen clara (en cualquier punto del espectro de la radiación electromagnética) tenemos que resolver en principio dos grandes problemas: el de la diferencia de luminosidad entre la estrella y el planeta (contraste) y el de la proximidad entre los dos cuerpos celestes (resolución) Debemos obtener el mayor número de fotones posible del cuerpo que queremos visualizar. Para más inri esos fotones estarán dispersados, difractados, atenuados, etc. tras su largo camino desde la fuente hasta nuestros instrumentos de detección (telescopios en tierra y en el espacio), incluyendo el paso por la siempre variante atmósfera terrestre.

Nuestros instrumentos deben de ser capaces de coger todos los fotones que nos llegan y concentrarlos en un punto focal compensando todos los efectos que hayan podido sufrir (scatering, diffraction)

¿Qué podemos hacer para lograr nuestro objetivo?

Para resolver el problema de la diferencia de intensidades entre estrella y planeta podemos utilizar la técnica de la coronografía, utilizada para estudiar nuestro sol, que permite eliminar con un cuidado diseño de la máscara que colocamos en la lente del telescopio, eliminar la mayor parte de la radiación de la estrella, dejando al descubierto la débil luz del planeta. Como solamente nos interesa una determinada zona alrededor de la estrella, la distancia a la estrella de los planetas tipo tierra con condiciones de desarrollar algún tipo de vida que nos interesan está acotada, podemos diseñar la máscara para conseguir específicamente ese efecto.

Para solucionar el problema de la distorsión, dispersión, atenuación, etc. de los fotones que nos llegan (incluyendo el efecto de los elementos auxiliares que colocan la máscara) debemos diseñar cuidadosamente un sistema óptico que nos permita recoger el mayor número de fotones, por ejemplo con espejos grandes y detectores sensibles, y compensar todos los efectos, colocando los telescopios lo más alto posible, si es posible en el espacio profundo libre de la influencia de la tierra (incluyendo la influencia de la radiación que emite y de su atmósfera) y utilizar un sistema de óptica adaptativa, que deforme los espejos de forma dinámica.

El ponente está investigando integrar elementos de óptica adaptativa con espejos deformables (deformable mirrors) construidos de muchas piezas movibles mediante sistemas de control MEMS (que mueven los trocitos mediante corrientes eléctricas, ya que están hechos de materiales piezoeléctricos) que corrigen en tiempo real los efectos de la atmósfera. Las técnicas de óptica adaptativa (software, mayormente, de procesamiento digital de la imagen) se han venido aplicando a la corrección de defectos de fabricación de espejos (defects in manufacturing mirrors) y efectos térmicos de variación de temperatura (thermal changes), pero estos cambios son lentos comparados con los que se producen en la atmósfera (alcanzan los 20Khz RMS), que requiere un control más fino del frente de onda óptico. La técnica en la que está trabajando el ponente se llama: PIAA (Phase Induced Amplitude Apodization)

3 comentarios en “detección de exoplanetas

  1. Como complemento al artículo anterior he repasado la notas que tomé durante el seminario para que no se me pase ningún asunto interesante por alto.

    He encontrado dos buenas referencias que se pueden leer para entender un poco más sobre la técnica de PIAA:

    * The Phase-Induced Amplitude Coronagraph (PIAA)

    Olivier Guyon, Eugene A. Pluzhnik, Stephen T. Ridgway, Robert A. Woodruff, Celia Blain, Frantz Martinache and Raphael Galicher

    Abstract

    The Phase-Induced Amplitude Coronagraph (PIAAC) uses a lossless beam apodization, performed by aspheric mirrors, to produce a high contrast PSF. Thanks to the lossless apodization, this concept offers a unique combination of high theoretical throughput ($\approx$100%), high angular resolution ($\lambda/d$), small inner working angle (${\approx} 1.5 \lambda/d$), low chromaticity and low sensitivity to pointing errors or angular star diameter. Together, these characteristics make the PRC an ideal choice for direct imaging of extrasolar terrestrial planets (ETPs) from space. We show that a visible telescope smaller than 4m would then achieve the goals of the TPF mission, while other coronagraphs considered for TPF require telescope diameters typically 2 to 3 times larger. On a large size (8m) space telescope, ETPs can be searched for around a significantly larger sample of stars, thus enabling a much higher scientific return.

    Key Words: techniques: high angular resolution; planetary systems.

    * The Phase Induced Amplitude Apodization Coronagraph: an overview of simulations and laboratory effort.

    Eugene A. Pluzhnik, Olivier Guyon, Stephen Ridgway, Robert Woodruff, Celia Blain, Frantz Martinache and Raphael Galicher

    Abstract

    The high contrast (typically $10^{10}$) and small angular separation between a planet and its parent star are the main challenges that need to be overcome to detect and characterize Earth-like planets around the nearest stars. Therefore, exoplanet imaging requires the use of a coronagraph, that ideally efficiently cancels the light from the star and has minimal influence on the planet image. The Phase Induced Amplitude Apodization Coronagraph relies on pupil apodization by geometrical remapping of the flux in the pupil plane. This method combines the advantages of classical pupil apodization with high throughput ($\approx$100%) and high angular resolution (${\approx}\lambda/D$), and has some unique advantages over most coronagraphs, such as low chromaticity, low sensitivity to stellar angular size and to small pointing errors. As a result, planet detection time is about 50–100 times shorter in comparison with classical coronagraphic techniques (Martinache et al. 2005).

    Both the advantages of the PIAAC and the main factors affecting the performance of the coronograph will be examined in our laboratory experiment in which high quality PIAA optics wilkl be combined with wavefront control to demonstrate achromatic high contrast imaging ($10^6$ or more) at small angular separation (less than $2\lambda/D$). We present here a description and current status of this experiment together with a short analyses of the main factors affecting the performance of the coronograph.

    Key Words: direct exoplanet imaging; coronagraphy; apodization; pupil remapping; diffraction propagation.

    Las aperturas (redondas) de los telescopios hacen que al pasar la luz por ellas, debido a la naturaleza de onda de la luz, se formen unos patrones de difracción llamados Airy Discs (ver una búsqueda que he hecho en Google) Las máscaras que se colocan en los telescopios buscan concentrar la mayor parte de la energía en el primer disco (el central) rompiendo la forma circular de la apertura.

    Hay que recordar que el objetivo es detectar exoplanetas de dos a tres veces el tamaño de la tierra en el rango de distancias a su estrella correspondientes en las que se dan las condiciones idóneas de radiación para que se produzcan los procesos bioquímicos de la vida tal y como la conocemos. Hasta ahora se han detectado decenas de planetas, pero de gran tamaño, de tipo jupiter. La teoría de formación de sistemas solares nos dice que la formación de grandes planetas gaseosos tiene aparejada la formación de otros planetas más pequeños, rocosos, más parecidos a la tierra. Por lo tanto, los sistemas solares detectados hasta ahora pueden albergar los tipos de planetas de los que queremos una visión directa, con ayuda de las técnicas que hemos comentado, que nos van a permitir conseguir la resolución y el contraste adecuados.

    Un recurso interesante donde se puede ampliar información sobre la detección de exoplanetas es The Extrasolar Planets Encyclopaedia, donde se pueden consultar los planetas encontrados y muchísima información sobre la teoría y tecnología empleada.

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