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Please use this identifier to cite or link to this item: http://hdl.handle.net/10261/149041
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Title

Radial velocity fiber-fed spectrographs towards the discovery of compact planets and pulsations on M stars

AuthorsModroño Berdiñas, Zaira
AdvisorAmado, Pedro J. ; Anglada Escudé, Guillem
KeywordsAstrosismología
Espectroscopía
Planetas extrasolares
Estrellas M: oscilaciones estelares
Issue Date25-Nov-2016
PublisherCSIC - Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA)
Universidad de Granada
AbstractEsta tesis se desarrolla en el marco del paradigma de la búsqueda de un planeta análogo a la Tierra. En la actualidad, el estudio de las estrellas de baja masa, y en particular las estrellas de tipo espectral M, son elementos clave para este objetivo. A lo largo de esta tesis he estudiado en profundidad como se comportan las estrellas enanas M a corto plazo con el objetivo de buscar planetas de corto periodo, así como también de detectar por primera pulsaciones estelares en este tipo espectral. Estos objetivos se corresponden con los del proyecto “Cool Tiny Beats” (CTB) en el que se basan los datos de esta tesis. Es decir, medidas Doppler de alta resolución y alta cadencia obtenidas con los espectrógrafos HARPS o HARPS-N.
En primer lugar, esta tesis comprende un profundo estudio de la respuesta del espectrógrafo que tiene por objetivo caracterizar las fuentes de ruido en nuestro rango de estudio. Nuestra primera aproximación consistió en diseñar un experimento observacional con el fin de ahondar en la respuesta de HARPS-N durante el transcurso de la noche. Los resultados revelaron que la variabilidad del continuo de los espectros está correlada con las inestabilidades de la iluminación del espectrógrafo, la cuales están asociadas a variaciones de la masa de aire. Estas distorsiones, dependientes de la lon- gitud de onda, están también presentes en una de las series generadas por el software de reducción de HARPS-N: el ancho del perfil promedio de las lineas del espectro (es decir, el índice FWHM), un índice comúnmente utilizado como indicador de la actividad estelar. Debido a estos resultados, nos vimos en la necesidad de buscar un índice alternativo para medir la anchura del perfil. En particular, utilizamos los momentos del perfil promedio de las líneas del espectro, el cual calculamos con una técnica de deconvolución por mínimos cuadrados. Como parte de este estudio también corroboramos que las medidas de velocidad radial obtenidas por el software TERRA (que ajusta el espectro a una plantilla para obtener el desplazamiento Doppler) no se ven afectadas por inestabilidades en la iluminación. Además, este trabajo reveló un posible fallo en el funcionamiento del corrector de dispersión atmosférica (o ADC) de HARPS-N. Finalmente, se propusieron dos posibles soluciones: o bien se decorrelan las medidas del FWHM de las variaciones cromáticas del flujo del espectro, o bien se corrigen los espectros de manera muy precisa antes de calcular los indices de los perfiles promedio de las líneas.
En la segunda parte de esta tesis, y tras haber caracterizado la respuesta sub-noche del instrumento, se presentan los primeros resultados de CTB en relación a la búsqueda de pulsaciones estelares en estrellas de tipo espectral M. La detección de dichas pulsaciones abriría un nuevo campo de estudio: la astrosismología. Las herramientas astrosismológicas permiten calcular de forma muy precisa los parámetros físicos de la estrella y en consecuencia mejorar la determinación de las principales propiedades de los planetas que la orbitan. Esta parte está centrada en dos de las enanas M más estables observadas con HARPS y también por otros proyectos de alta precisión: GJ 588 y GJ 699 (estrella de Barnard). Al comienzo de esta parte se detalla la corrección del otros efectos instrumentales ya conocidos, como por ejemplo el efecto transferencia de carga, el efecto del seeing o los saltos de 1−2 m/s en la solución de la calibración en longitud de onda. Una vez corregidos nuestros datos utilizamos periodogramas de máxima verosimilitud para descubrir señales periódicas embebidas en el rango de periodos en el que se predicen las pulsaciones estelares. Sin embargo, ni las velocidades radiales, ni tampoco las series temporales de los momentos del perfil mostraron señales con un nivel de confianza suficiente como para considerarse como señales reales. Por otra parte, nuestro estudio utilizando señales sinusoidales sintéticas reveló que una señal por encima del umbral de ~0.5 m/s sería detectada en el 90% de los casos. En otras palabras, hemos obtenido un límite superior para la sensibilidad del instrumento, lo que demuestra que las pulsaciones estelares podrían ser detectadas en el rango de periodos predicho entre 20 minutos y 3 horas si se observan cuatro noches consecutivas y siempre y cuando sus amplitudes sean mayores a ~0.5 m/s. Este resultado, combinado con indicios de señales bajo este umbral, motivan la continuidad de nuestra búsqueda de pulsaciones estelares en enanas M.
La tercera parte de esta tesis presenta nuestros principales resultados en relación a la detección de planetas extrasolares en torno a estrellas cercanas de tipo M. La baja temperatura de las atmósferas de las enanas M, así como su baja masa en comparación con otros tipos espectrales, propician por un lado que la zona de habitabilidad (es decir, el rango de órbitas donde un planeta podría albergar agua líquida en su superficie) esté más cerca de la estrella, y por el otro que los planetas de tipo terrestre en esa zona sean detectables con la instrumentación actual. Además, la abundancia de enanas M de nuestro entorno solar (~70%) hace que los sistemas planetarios entorno a estrellas M cercanas sean únicos por las oportunidades de caracterización que ofrecen de cara a futuras misiones. Estas son las principales razones que motivan la búsqueda de planetas alrededor de enanas M. Al principio de esta parte de la tesis se detalla la detección de dos posibles planetas candidatos de masa terrestre orbitando en torno a la estrella de Luyten. Las masas mínimas calculadas para los posibles planetas fueron respectivamente 11.1 y 2.13 M⊕ para Luyten b y Luyten c. Luyten b orbita muy cerca de la estrella con un periodo de tan solo 4.7 días, sin embargo, Luyten c, que tiene un periodo orbital de 18.6 días, se encuentra dentro de la estimación optimista de la zona de habitabilidad. En esta misma parte también se describe el descubrimiento de Kapteyn b y c, dos súper-Tierras entre las cuales el Kapteyn b está considerado potencialmente habitable. Finalmente, se detalla el reciente descubrimiento de un planeta de masa similar a la Tierra orbitando en la zona de habitabilidad de nuestra vecina estelar más cercana Proxima Centauri: Proxima b. En dicho estudio se incorporó la experiencia adquirida durante esta tesis en todo lo relacionado con la caracterización de los efectos instrumentales en el dominio de tiempos cortos en estrellas enanas M. De hecho, en este estudio se aplicaron por primera vez los momentos de los perfiles de deconvolución por mínimos cuadrados como índices para caracterizar la forma de los perfiles promedio de las líneas espectrales de Proxima. Finalmente, la última parte de esta tesis comprende un estudio puramente instrumental con el objetivo de mejorar el límite de precisión de las velocidades radiales que se puede alcanzar con un espectrógrafo. En particular, se centra en corregir las distorsiones causadas por inestabilidades del patrón de iluminación en espectrógrafos alimentados con fibras ópticas. En particular, se describe nuestro primer prototipo, el “Radiance Characterizator in two dimension” (RadiCa2D), diseñado específicamente para corregir medidas Doppler del espectrógrafo CAFE. El concepto principal del corrector RadiCa2D se basa en monitorizar simultáneamente tanto las observaciones como las distorsiones en el patrón de iluminación dentro del espectrógrafo, para así corregir, en tiempo real, errores generados en la medida de la velocidad radial. Sin embargo, este proyecto está aún en desarrollo y el rendimiento final del corrector aún no ha sido confirmado.
Publisher version (URL)http://hdl.handle.net/10481/44879
URIhttp://hdl.handle.net/10261/149041
ISBN978-84-9163-096-8
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