Galería de proyectos 2023

Abakus

 Premio al mejor proyecto
Universidad de Nova Gorica  Ajdovščina -    Eslovenia 16 años, 17 años   2 / 2

TOI-560c

Descripción del proyecto TOI-560c:

Como parte del proyecto Hack an Exoplanet, hemos analizado dos exoplanetas y echado un vistazo más de cerca al exoplaneta TOI-560c. Los exoplanetas son planetas que orbitan alrededor de otras estrellas fuera de nuestro Sistema Solar. Sus propiedades (tamaño, masa, órbita) se miden utilizando datos obtenidos a partir de observaciones astronómicas. Hemos analizado los datos del satélite CHEOPS (ESA), que ha observado el paso de un exoplaneta a través de su estrella anfitriona, durante el cual bloqueó parcialmente la luz de la estrella. Utilizando la herramienta en línea allesfitter y nuestro propio análisis, descubrimos que el planeta pertenece a la clase de los mini-Neptunos y que sus propiedades no difieren significativamente de la población conocida de mini-Neptunos. El planeta tiene un núcleo rocoso. Orbita alrededor de su estrella a una distancia relativamente baja y la temperatura de su superficie supera el límite para la existencia de agua líquida. Por tanto, la vida tal y como la conocemos no puede existir en TOI-560c.

TOI-560c Resultados y análisis

Comenzamos nuestro análisis accediendo a la herramienta web allesfitter. La aplicación proporcionaba datos observacionales del paso. La aplicación también nos permitió ajustar un modelo a los datos, dándonos valores para algunos de los parámetros del exoplaneta y su órbita. En primer lugar, ajustamos manualmente el radio del planeta, el radio de la estrella y la hora del punto medio del tránsito para adivinar el modelo que mejor se ajustaba a la curva de luz. A continuación, la herramienta utilizó un algoritmo para encontrar el mejor modelo para el tránsito. La figura 1 muestra los datos, sobretrazados con la familia de los mejores modelos (rojo) y nuestra suposición inicial (gris). En la figura 2 se muestran los histogramas de los valores más probables para el radio del planeta, el radio de la estrella y el tiempo de tránsito medio, y en la tabla (figura 3) se indican los valores, incluidas las incertidumbres. Los valores más probables son 2,39 radios terrestres, 0,65 radios solares y 0,44 días. En la tabla también se indican los valores del periodo orbital del planeta (18,8 días) y el tamaño del semieje de la elipse orbital (0,1242 au), que se habían medido por otros medios.

También medimos los valores de algunos de los parámetros de forma diferente. Calculamos la relación entre el tamaño del planeta y el de la estrella mediante la atenuación de la estrella durante el tránsito. Conociendo el tamaño de la estrella (0,65 radios solares), pudimos calcular el radio del planeta (2,46 radios terrestres). Utilizando el periodo conocido y la tercera ley de Kepler, calculamos el semieje mayor de la órbita (0,125 au). Conociendo el tamaño y la masa del planeta (la masa se midió utilizando el método radial, su valor es de unas 9,7 masas terrestres), podemos calcular la densidad media del planeta (3,6 g cm-3).

También podemos estimar la temperatura del planeta. La temperatura de equilibrio del planeta se calculó suponiendo que la estrella irradia luz como un cuerpo negro, que el planeta absorbe parte de la luz y refleja parte de ella, y que el planeta irradia parte de la energía. Hemos calculado la temperatura para dos velocidades de rotación diferentes del planeta alrededor de su eje: lenta y rápida. Hemos supuesto que la temperatura en la superficie de la estrella es de 4511 K [1]. Para la reflectividad o albedo, hemos adoptado un valor de 0,1 (una estimación aproximada para un mini-Neptuno). Para un planeta que gira lentamente, hemos obtenido una temperatura de 574 K, y para un planeta que gira rápidamente, de 483 K. Este último valor es similar al proporcionado en el archivo del caso y en [1]. Nuestro cálculo está simplificado porque no hemos tenido en cuenta la composición del planeta ni su atmósfera. Si la atmósfera es más densa, volverá al espacio menos energía que si la atmósfera es más fina. Podemos comprobarlo observando Venus y comparando su temperatura y su atmósfera con la nuestra, la de la Tierra. También hemos estudiado la distancia que debe recorrer un planeta para tener agua líquida. Según las hipótesis anteriores, un planeta debe estar al menos a cinco veces su distancia actual de la estrella para tener agua líquida (y lo más probable es que tuviera que estar aún más lejos).

TOI-560c es probablemente un planeta rocoso. Está relativamente cerca de la estrella, por lo que la temperatura de su superficie es demasiado alta para que haya agua líquida. No hay ningún otro planeta como éste en nuestro Sistema Solar. Está cuatro veces más cerca de la estrella que Mercurio del Sol. Como sabemos, no hay mini-Neptunos en nuestro Sistema Solar, pero a menudo se encuentran alrededor de otras estrellas.

Por último, analizamos la comparación de TOI-560c con otros mini-Neptunos. Obtuvimos una muestra de mini-Neptunos [2], es decir, exoplanetas con radios entre 1,7 y 4 radios terrestres y masas inferiores a 20 masas terrestres [3]. Las figuras 4 y 5 muestran las dependencias entre periodo y radio y radio y masa para la muestra. ToI-560c está resaltado en rojo. Encontramos que TOI-560c es una Mini-Neptuna típica con un radio que se desvía del radio medio de las Mini-Neptunas (2,5 radios terrestres) en sólo 2%. Su periodo también se acerca a la media, pero es superior a la mediana porque la mayoría de los Mini-Neptunos encontrados están más cerca de la estrella (probablemente debido a un sesgo observacional). Al comparar radio y masa, TOI-560c tampoco destaca.

Nuestras mediciones podrían mejorarse. En particular, no hemos tenido en cuenta las incertidumbres. También adjuntamos un expediente de nuestro análisis del planeta.

[1] http://exoplanet.eu/catalog/hd_73583_c/
[2] http://exoplanet.eu/catalog/
[3] https://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1405/1405.7695.pdf

TOI-560c Conclusiones

Tras completar nuestros cálculos, hemos llegado a la conclusión de que el planeta está muy cerca de su estrella y, dada su densidad, lo más probable es que sea un planeta rocoso. Su temperatura superficial es relativamente alta, por lo que no cabe esperar agua líquida en su superficie ni vida tal y como la conocemos. Al comparar TOI-560c con una muestra de mini-Neptunos conocidos, hemos llegado a la conclusión de que TOI-560c es un representante típico de los mini-Neptunos, ya que sus valores para la mayoría de los parámetros están muy próximos a los promedios del catálogo. TOI-560c no se parece a ningún planeta de nuestro Sistema Solar.

Archivos de apoyo:

• Figura-1-1.png
• Figura-2-1.png
• Figura-3.png
• Figura-4.png
• Figura-5.png