Astronomía

anillo espacio
En este centro también estamos colaborando en uno de las más rápidas áreas de investigación en Astronomía: planetas extrasolares. Nuestro objetivo es enriquecerla con los algoritmos de procesamiento de señales más recientes de la abundante caja de herramientas de procesamiento de señal digital de la ingeniería de la comunicación.

La investigación de planetas extrasolares tiene dificultades únicas en comparación con la investigación astronómica clásica, ya que se centran en la observación de dim objetos orbitando otros miles de veces más brillante. En consecuencia, sólo un único fotón entre 10- o 100-mil fotones trae información sobre el exoplaneta y por lo tanto es crítico entender totalmente la naturaleza de la señal en sus orígenes, la naturaleza de los canales que atraviesa (como nuestra propia atmósfera), así como la errores sistemáticos que aparecen durante la medición. Comenzamos el trabajar en esta disciplina enfocándonos en:

La exoatmosférica caracterización

Sólo 7 años pasaron desde la primera detección certera de un exoplaneta de alrededor de una estrella de la secuencia principal (Mayor y Queloz, 1995) a la primera detección de una atmósfera de planeta extrasolar (Charbonneau et al., 2002); Un resultado que nadie se atrevió a imaginar tan sólo una década antes. Esto ha abierto la puerta a la apasionante posibilidad de una eventual detección de evidencia de vida en torno de otra estrella. Desde el descubrimiento de HD 209458b, el primer planeta cuya configuración orbital producía periódicamente un eclipse de su estrella de nuestro punto de vista (Charbonneau et al, 2000; Henry et al, 2000), nos dimos cuenta de que estos planetas en tránsito proveen una oportunidad ventajosa para estudiar sus atmósferas. La ventaja consiste en que tanto el evento de tránsito (planeta en frente de la estrella), así como la ocultación (estrella en frente del planeta) están simétricamente rodeados por una misma situación de fotones tanto de la estrella como del planeta. La comparación entre el tránsito / ocultación y los instantes envolventes nos da una oportunidad única de obtener el espectro transmitido/emitido de la exoatmosfera.

La variación telúrica (atmósfera de la Tierra) impone una modulación variable en el tiempo en la señal espectral de exoplanetas, tanto de naturaleza aleatoria como sistemática. Por ejemplo, a medida que cambia de altitud en la cielo durante la noche, así cambia la cantidad de atmósfera telúrica que los fotones tienen que atravesar. Además, la temperatura ambiental o el contenido de vapor de agua pueden variar en forma brusca. En nuestro centro, estamos explorando refinación e intentar nuevos enfoques para la caracterización exoatmosférica basados observaciones con observatorios terrestres.

La detección periódica de planetas

El método más prolífico para la detección de exoplanetas mide la velocidad radial de la estrella anfitriona a medida que orbita alrededor del centro de masa del sistema. Sistemas de planetas individuales con órbitas circulares producen solo curvas sinusoidales. Pero la solución más general para un planeta implica órbitas excéntricas con velocidades orbitales dependientes posición. El reto para detectar la señal planetaria en estos casos se basa simplemente en desenredar los alias del desigual muestreo de observación. El periodograma Lomb-Scargle es por mucho el algoritmo más ampliamente utilizado (véase Pepe et al., 2011, y referencias en el mismo). Sin embargo, al considerar los sistemas con dos o más planetas, debemos tener en cuenta dos efectos adicionales. En primer lugar, la superposición de la señal planetaria hace que sea cada vez más difícil aislar la señal de los planetas menos masivos. De hecho, la precisa orbital ubicación o incluso la existencia de varios sistemas de múltiples planetas tienen sido cuestionada en varias ocasiones (Dawson y Fabrycky, 2010; Wisdom, 2005, por ejemplo) y varios sistemas siguen siendo ambiguos. Además, si órbitas planetarías se encuentran lo suficientemente cerca o en resonancias orbitales, el movimiento del planeta se desviará de las órbitas de Kepler para convertirse no analítico y cuasi-periódica. La misión de Kepler ya ha encontrado varios sistemas en los que esta desviación de un período fijo incluso ha permitido calcular las masas planetarias sin la necesidad de velocidades radial. Mediante el desarrollo de un nuevo algoritmo optimizado para un ajuste simultáneo a datos de velocidad radial multi-planetarios, ya hemos producido nuestro primer resultado. Provisionalmente detectando un sistema con una muy inusual resonancia orbital en torno a la estrella GJ876 (Jenkins, et al 2014).