Ultrafast near-infrared photometry of transiting exoplanetary systems

Abstract

Los tránsitos representan un eje fundamental en el estudio de la población de planetas extra-solares debido a la información específica que puede ser inferida de ellos. Los tránsitos planetarios permiten la determinación del radio del planeta y de la estrella, además del ángulo de inclinación, el que al ser combinado con mediciones de las velocidad radiales del planeta, nospermiten determinar su densidad media. Los tránsitos también permiten buscar otros cuerpos en el sistema en estudio ya que éstos son sensibles a las perturbaciones gravitacionales que untercer cuerpo produce en un planeta que transita su estrella. Al mismo tiempo, los tránsitos permiten detectar el flujo emergente de la atmósfera del planeta cuando los observamos durante la fase de eclipse secundario, lo que nos da acceso a algunas de sus propiedades atmosféricas.En este trabajo utilizamos un novedoso método de observación, disponible en dos instrumentos: Sofl@NTT y ISAAC@VLT en el observatorio La Silla Paranal, que nos permite observar con pérdidas temporales mínimas y con una muy alta resolución temporal, lo que nos da la posibilidad de detectar la señal de un tránsito planetario con una gran cobertura y razón señal ruido.En primer lugar, aplicamos este método a observaciones de tránsitos primarios de tres planetas extrasolares observables desde el hemisferio sur, obteniendo curvas de luz para GJ 436b, XO-1b, y WASP-2b. Nuestras observaciones tienen como objetivo obtener estimaciones precisas del tiempo central de los tránsitos individuales, para así analizar las posibles variaciones en laperiodicidad de los tránsitos que la presencia de un tercer cuerpo en el sistema pueda crear, y además para refinar algunos parámetros planetarios de los sistemas observados. Para los tresobjetos en este análisis, encontramos pequeñas desviaciones en los tiempos centrales de los tránsitos que son consistentes con un período orbital constante. Debido a esta falta de unaseñal fuerte, implementamos una serie de simulaciones numéricas que buscan poner límites superiores a la masa de un hipotético segundo planeta en los sistemas de XO-1b y WASP-2b, de forma que ésta sea consistente con la pequeña amplitud observada en las desviaciones en los tiempos centrales de los tránsitos.En segundo lugar, aplicamos este método de alta resolución temporal a observaciones de dos planetas altamente irradiados durante su fase de eclipse secundario para determinar algunas suspropiedades atmosféricas y orbitales. Obtuvimos tres curvas de luz en 2.16 ?m, una para el planeta WASP-4b y dos para el planeta Corot-2b. Con estas observaciones pudimos detectar la señal de los eclipses secundarios de los planetas, lo que nos permitió inferir su temperatura debrillo y determinar que la atmósfera de ambos planetas presentan una redistribución del calor desde la cara irradiada hacia la cara no irradiada bastante ineficiente. Encontramos además que, para WASP-4b, nuestra estimación de la profundidad del eclipse secundario, junto con estimaciones en 3.6 y 4.5 ?m favorecen una atmósfera con una inversión térmica pequeña o inexistente.En el caso de Corot-2b, nuestra medición de la profundidad del eclipse secundario, junto con estimaciones en 3.6, 4.5, y 8 ?m, no pueden ser explicadas por modelos que presenten o no inversiones térmicas, lo que implica que se requieren más estimaciones en diferentes longitudesde onda, y/o un mejor trabajo teórico que de cuenta de los datos.