Tutorial de Curva de Luz de Tránsito

En esta sección, mostraremos una curva de luz de la misión Kepler y determinaremos los parámetros del planeta. Kepler es el observatorio de caza de planetas más poderoso que tenemos hoy en día, y la mejor parte es que los datos son públicos. La siguiente figura muestra una curva de luz de Kepler de un exoplaneta llamado HAT-P – 7 b.

Este planeta es un Júpiter caliente, uno de los tipos de planetas más fáciles de detectar.

En primer lugar, observe la escala de la trama anterior. ¡Todo el espacio del gráfico está dentro del 1% del brillo total de la estrella! La búsqueda de planetas en tránsito requiere mediciones de brillo muy precisas.

La curva de luz de Kepler de HAT-P – 7 muestra tres tránsitos muy convincentes: las grandes caídas resaltadas con flechas rojas a continuación.

La profundidad de estos tránsitos codifica el tamaño del planeta.

Aquí, los tránsitos disminuyen el flujo de 1.0 a aproximadamente 0.994, una disminución de aproximadamente 0.6%. Usando la fórmula para el radio planetario:

y al conectar los valores de profundidad = 0,6% = 0,006, R * = 2 radios solares, encontramos un radio planetario Rp de aproximadamente 1,5 radios de Júpiter.

La cantidad de tiempo entre dos tránsitos sucesivos es el “período orbital” del planeta, que es la longitud del año de ese planeta:

Cuando el planeta va detrás de la estrella, cualquier luz del planeta, ya sea la luz estelar reflejada en la superficie del planeta, o la luz emitida por el planeta porque brilla intensamente, se bloquea. Esta disminución en el brillo se llama el “eclipse secundario”, y para los planetas suele ser bastante pequeña.

Es apenas detectable a simple vista, pero si se acumulan muchos de estos eclipses y se promedian los datos, es bastante evidente. El eclipse secundario promedio de HAT-P-7 b usando todos los datos de Kepler se muestra a continuación. Los puntos grises y los puntos morados son promedios de intervalos de 1 minuto y 15 minutos, respectivamente:

La duración del tránsito es el tiempo que tarda el planeta en cruzar la cara de la estrella. Esta medición codifica muchos observables, incluyendo el “parámetro de impacto”, o qué tan cerca del centro de la estrella transita el planeta, el tamaño de la estrella (o más precisamente, qué tan densa es la estrella), y la excentricidad de la órbita del planeta, o qué tan cerca de un círculo está la órbita del planeta. Es difícil desenredar estas diferentes mediciones, pero con análisis sofisticados, es posible.

La siguiente figura da una mirada más cercana a la curva de luz de tránsito. Aquí, los puntos grises son de nuevo datos promediados, este tiempo promedia intervalos de 20 segundos, utilizando datos de aproximadamente el 6% del conjunto de datos completo.

Tras una inspección más cercana de la curva de luz de tránsito, algunas cosas son evidentes. En primer lugar, el tránsito no es de fondo plano, es de fondo redondo. Esto se debe a que las estrellas no son uniformemente brillantes sobre sus superficies. Las estrellas tienen una propiedad llamada “oscurecimiento de las extremidades”, lo que significa que la estrella es más brillante en el centro de nuestra vista y más débil en el borde de la vista. Esto se ilustra en la siguiente imagen de nuestro Sol, obtenida por el Observatorio Solar y Heliosférico de la NASA.

Imagen: NASA

El perfil redondeado proviene del planeta que se mueve a través de partes de la estrella con diferente brillo: cuando el planeta está cerca del borde de la estrella, bloquea la parte de la estrella que es menos brillante, por lo que bloquea la luz menos total. Esto se ilustra en la siguiente animación:


Animación: Jason Eastman

Otra característica interesante es que la disminución del brillo en tránsito no es instantánea , el planeta tarda un tiempo en pasar por completo sobre el borde de la estrella. Esto también se ilustra en la animación anterior.

Los astrónomos suelen distinguir entre dos duraciones de tránsito diferentes: la” duración total ” tt, desde el comienzo de la disminución del brillo hasta el final de la subida, y la “duración completa”, tf, la cantidad de tiempo que el planeta está completamente sobre la superficie de la estrella. La siguiente figura anota estas dos mediciones de duración diferentes.

La relación entre tt y tf, cuando se combina con otra información como la profundidad del tránsito, da información sobre cuán lejos del centro de la estrella transita el planeta. Por lo general, los astrónomos extraen esta información calculando cómo debería ser el tránsito y comparándolo con las observaciones. Este enfoque, llamado modelado, da como resultado cálculos que coinciden muy estrechamente con los datos observados. Un modelo de curva de luz se muestra en morado en la figura de abajo, encima de los datos de HAT-P – 7 b.

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