El planeta fue identificado inicialmente como un candidato mediante el método de tránsito fotométrico por el consorcio SuperWASP, y su descubrimiento fue confirmado oficialmente en 2013 a través de mediciones de velocidad radial. Su identificación y análisis ilustran la división de la infraestructura en la exoplanetología, en la cual distintos telescopios terrestres automatizados identifican candidatos que luego son caracterizados en detalle por diferentes observatorios espaciales, como los telescopios Hubble, Spitzer y James Webb (JWST).
Debido a su amplia escala de altura atmosférica, WASP-52b es uno de los exoplanetas más estudiados mediante espectroscopia de transmisión. Las observaciones han confirmado la presencia de vapor de agua, sodio, potasio y helio en su atmósfera, así como la existencia de nieblas de dispersión a gran altitud. El análisis del helio metaestable indica que la atmósfera del planeta se encuentra en un estado de escape hidrodinámico, aunque sin llegar a formar una cola cometaria extensa. La caracterización de WASP-52b se ve dificultada de forma evidente por la actividad magnética de su estrella anfitriona. Las manchas estelares frías y las fáculas calientes alteran los espectros de transmisión, por lo que los modelos analíticos deben aislar la contaminación estelar para poder medir con precisión las abundancias químicas del planeta.
Descubrimiento e infraestructura de observación
El planeta fue identificado inicialmente como un candidato a partir de observaciones fotométricas realizadas entre julio de 2008 y noviembre de 2009 por el proyecto SuperWASP. Este consorcio, financiado por un grupo de universidades británicas, utiliza observatorios automatizados en las Islas Canarias y Sudáfrica. Las curvas de luz obtenidas por el observatorio SuperWASP-Norte mostraron disminuciones periódicas del 2,7% en el flujo luminoso de la estrella WASP-52, consistentes con el tránsito de un planeta gigante.
Para confirmar la naturaleza planetaria del objeto, un equipo liderado por G. Hébrard realizó observaciones de seguimiento utilizando el espectrógrafo SOPHIE, instalado en el telescopio de 1,93 metros del Observatorio de la Alta Provenza, en Francia. Las mediciones confirmaron variaciones en la velocidad radial en fase con las efemérides de los tránsitos fotométricos. Esto descartó la posibilidad de que la señal fuera un falso positivo causado por un sistema binario eclipsante y permitió calcular la masa del objeto. El descubrimiento fue publicado formalmente en la revista Astronomy & Astrophysics en 2013.
Una vez confirmado desde instalaciones terrestres, WASP-52b se convirtió en un objetivo principal para infraestructuras orbitales financiadas por el Estado, como los telescopios espaciales Hubble, Spitzer y James Webb. La amplia escala de altura del planeta justificó la asignación de tiempo de observación en estos instrumentos para realizar estudios detallados de espectroscopia de transmisión.
Estrella anfitriona y órbita
WASP-52b orbita WASP-52, una estrella enana naranja de tipo espectral K2V. La estrella tiene una masa de 0,87 masas solares, un radio de 0,79 radios solares y una temperatura efectiva de 5000 K. WASP-52 es una estrella activa que presenta manchas estelares oscuras y fáculas brillantes en su superficie. Estas heterogeneidades magnéticas generan variaciones en el brillo base de la estrella y deforman las curvas de luz cuando el planeta transita frente a ellas. El seguimiento fotométrico a largo plazo desde observatorios terrestres ha determinado que la estrella tiene un período de rotación de aproximadamente 18 días.
El planeta completa una órbita circular cada 1,75 días a una distancia de 0,027 unidades astronómicas (UA) de su estrella. Las primeras observaciones del efecto Rossiter-McLaughlin sugirieron una posible desalineación leve entre el eje de rotación de la estrella y el eje orbital del planeta. Sin embargo, análisis posteriores de alta resolución determinaron un ángulo proyectado de espín-orbital de 1,1° ± 1,1°, indicando que la órbita del planeta es prógrada y está bien alineada con el ecuador estelar.
Características físicas
Júpiter, utilizado como referencia para la clasificación de los gigantes gaseosos
WASP-52b es un gigante gaseoso con una masa de 0,46 masas de Júpiter y un radio de 1,27 radios de Júpiter. Esta combinación de masa subjoviana y radio expandido le confiere una densidad baja de 0,22 veces la de Júpiter, clasificándolo como un Júpiter caliente inflado.
Debido a su proximidad a la estrella anfitriona, el planeta recibe altos niveles de irradiación, lo que resulta en una temperatura de equilibrio de 1315 K. Su baja gravedad superficial (log g = 2,81) y su alta temperatura producen una atmósfera extendida con una escala de altura de aproximadamente 700 km. Esta amplia escala de altura hace que WASP-52b sea un objetivo principal para el estudio de atmósferas exoplanetarias mediante espectroscopia de transmisión.
Atmósfera
Composición y aerosoles
Las primeras observaciones de la atmósfera de WASP-52b se realizaron combinando datos de los telescopios espaciales Hubble (instrumentos STIS y WFC3) y Spitzer (instrumento IRAC), cubriendo un rango espectral de 0,3 a 5 μm. Los modelos atmosféricos aplicados a estos datos revelaron una abundancia de agua (H2O) consistente con las predicciones de los modelos de acreción del núcleo para planetas gigantes, una metalicidad entre 0,1 y 10 veces la solar, y una proporción de carbono-oxígeno (C/O) subsolar.
Posteriormente, el telescopio espacial James Webb (JWST) observó el planeta utilizando el instrumento NIRISS/SOSS en el rango de 0,6 a 2,8 μm. Estas observaciones confirmaron la presencia de vapor de agua con un nivel de confianza de 10,8 σ. La abundancia de agua recuperada (log H2O ≈ −4 ± 1) es consistente con una metalicidad atmosférica subsolar o solar.
En cuanto a la presencia de aerosoles, los primeros estudios ópticos sugirieron que las características espectrales atenuadas del planeta se debían a una gruesa capa de nubes a gran altitud. Sin embargo, los análisis de alta precisión del JWST no encontraron evidencia de nubes grises ópticamente densas. En su lugar, los datos indican la presencia de nieblas de dispersión (hazes) formadas por partículas subatómicas distribuidas de manera no homogénea en el terminador del planeta, las cuales generan una pendiente espectral hacia las longitudes de onda más cortas.
Metales alcalinos e hidrógeno
La espectroscopia de transmisión de alta resolución realizada con el instrumento ESPRESSO en el Very Large Telescope (VLT) permitió resolver líneas de absorción individuales en la atmósfera superior del planeta. Se detectó absorción excesiva en el doblete del sodio (Na D1 y D2), en la línea del potasio (K D1) y en la línea alfa de la serie de Balmer del hidrógeno (Hα). Los contrastes de línea medidos fueron del 1,09% y 1,31% para el sodio, 0,46% para el potasio y 0,86% para el hidrógeno. El JWST también encontró indicios de absorción de potasio con un nivel de confianza de 2,5 σ.
Las velocidades radiales de estas líneas de absorción coinciden con el movimiento orbital del planeta durante el tránsito. No se observó un corrimiento al azul o al rojo neto significativo, lo que indica la ausencia de vientos planetarios fuertes en las capas atmosféricas sondeadas por estos elementos. La detección de Hα convierte a WASP-52b en el segundo Júpiter caliente no ultracaliente (después de HD 189733 b) en mostrar esta característica. Dado que la temperatura de equilibrio del planeta es relativamente baja para excitar el hidrógeno, la presencia de Hα sugiere que la atmósfera superior es calentada intensamente por el flujo de radiación ultravioleta extrema (XUV) proveniente de su estrella anfitriona activa.
Escape atmosférico
Debido a su baja densidad y alta irradiación, la atmósfera de WASP-52b se encuentra en proceso de expansión y escape hidrodinámico. Este fenómeno se ha estudiado utilizando el triplete del helio metaestable a 10833 Å como trazador. Observaciones previas con el instrumento NIRSpec en el Observatorio W. M. Keck detectaron una absorción excesiva de helio del 3,44%, señal que también fue identificada por el JWST con un nivel de confianza de 7,3 σ.
Para investigar la morfología del material que escapa, se realizaron observaciones de alta resolución con los espectrógrafos CRIRES+ y CARMENES, cubriendo un rango amplio de fases orbitales antes y después del tránsito. Los resultados no mostraron evidencia significativa de absorción extendida fuera del tránsito, lo que descarta la presencia de corrientes de gas prolongadas (colas cometarias largas o brazos adelantados) por encima de los límites de detección.
Las simulaciones hidrodinámicas tridimensionales sugieren que el flujo de salida de WASP-52b se caracteriza por un parámetro de escape intermedio, situándose en un régimen de transición entre una estructura de burbuja confinada y una corriente extendida. Los modelos indican que el viento planetario tiene una temperatura aproximada de 9400 K. Además, la ausencia de un corrimiento al azul en la línea del helio durante el tránsito descarta un escenario con una fuerte asimetría de temperatura entre el lado diurno y el nocturno del planeta.
Impacto de la actividad estelar en las mediciones
La actividad magnética de la estrella WASP-52 presenta un desafío para la caracterización de la atmósfera del planeta. Las manchas estelares y las fáculas que no son ocultadas por el planeta durante el tránsito alteran el espectro estelar base, introduciendo señales espurias que pueden imitar o enmascarar características atmosféricas planetarias (el denominado «efecto de fuente de luz de tránsito»).
Los análisis de los datos del telescopio Hubble incorporaron modelos para corregir la presencia de manchas estelares frías no ocultadas, estimando que cubrían aproximadamente el 5% de la superficie estelar. Sin embargo, las observaciones de mayor precisión del JWST demostraron que asumir una única población de manchas es una simplificación excesiva. Para obtener abundancias químicas precisas y evitar valores físicamente improbables de agua, los modelos de recuperación atmosférica del JWST requirieron la inclusión simultánea tanto de manchas frías (aproximadamente 450 K más frías que la fotosfera) como de fáculas calientes (650 K más calientes).
Además de las regiones no ocultadas, el JWST detectó dos eventos claros de cruce de manchas durante el tránsito, donde el planeta pasó directamente frente a regiones activas. El modelado conjunto de la atmósfera planetaria y las heterogeneidades estelares determinó que estas manchas ocultadas cubren el 2,4% de la superficie estelar visible.
Bruno, G.; Lewis, N. K.; Alam, M. K. (2020). «WASP-52b. The effect of star-spot correction on atmospheric retrievals». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society491 (4): 5361-5375. doi:10.1093/mnras/stz3194.
Chen, G.; Casasayas-Barris, N.; Pallé, E. (2020). «Detection of Na, K, and Hα absorption in the atmosphere of WASP-52b using ESPRESSO». Astronomy & Astrophysics635: A171. doi:10.1051/0004-6361/201936986.
Fournier-Tondreau, M.; Pan, Y.; Morel, K. (2024). «Transmission spectroscopy of WASP-52 b with JWST NIRISS: Water and helium atmospheric absorption, alongside prominent star-spot crossings». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society000: 1-17. arXiv:2412.17072.
Hébrard, G.; Collier Cameron, A.; Brown, D. J. A. (2013). «WASP-52b, WASP-58b, WASP-59b, and WASP-60b: Four new transiting close-in giant planets». Astronomy & Astrophysics549: A134. doi:10.1051/0004-6361/201220363.
Nail, F.; Oklopčić, A.; MacLeod, M. (2025). «Probing the extent of WASP-52 b’s atmosphere: High-resolution observations and 3D modeling insights». Astronomy & Astrophysics702: A238. doi:10.1051/0004-6361/202555613.
