III. Planetas extrasolares

Presentación del tema: "III. Planetas extrasolares"— Transcripción de la presentación:

1 III. Planetas extrasolares

2 Contenido: Métodos de detección:
Astrometría (van de Kampy la estrella de Barnard’s ) Método fotométrico (no es sencillo detectar un tránsito) método espectroscópico (el mas exitoso hasta la fecha) Semieje mayor vs. excentricidad ¿cómo los exoplanetas descubiertos desafían nuestras teorías de formación planetaria El modelo estándar de formación de nuestro Sistema Solar ¿Enanas marrones o planetas? Modelos dinámicos El problema de la metalicidad de estrellas con planetas La relación [Fe/H], 6 Li Requerimientos de altas metalicidades para la formación de planetas gigantes (Boss 2002), Santos et al. (2001) Colapso de uno (o más) planetas gigantes con la estrella central (Sandquist et al. 2002), Israelian et al. 2001) Proyectos a futuro (GAIA, TPF, Darwin)

3 Los exoplanetas Mas de 100 descubiertos hasta el momento (la mayoría alrededor de estrellas de la SP) 88 sistemas con un planeta 11 sistemas múltiples Primer reporte: Un planeta de la masa de Jupiter en 51-Peg (Mayor y Queloz, 1995) (planetas orbitando púlsars) Descubrimientos inesperados (Wolsczan and Frail 1992) PSR y PSR B Planetas fugitivos Masas (M . sin i) entre 12 and 15 MJ, el límite convencional entre un planeta y una enana marrón Debido al mecanismo de formación, por acreción de planetesimales en núcleos sólidos que cuando son suficientemente masivos disparan el colapso gravitacional del gas en la nebulosa. Desde el punto de vista astrofísico, una estrella es capaz de ‘quemar’ deuterio por encima de ese límite. ( ¿hay un continuo en la distribución de masas?, Boss 2001)

4 Métodos de búsqueda Métodos directos: buscan detectar fotones provenientes directamente del exoplaneta preferentemente en el IR relación de intensidad estrella/planeta es de 109 en V y 105 en IR para un planeta del tamaño de Júpiter). Desde Tierrra esto está mas alla de nuestra tecnología. Métodos indirectos: Método astrométrico: Trata de detectar la oscilación de la estrella en torno al centro de masas por la perturbación gravitatoria del planeta. Método fotométrico: Es mas adecuado para detectar tránsitos de planetas gigantes cerca de la estrella central. En este caso es mas sencillo obtener menores P y mayores caídas en la luminosidad de la estrella En HD a a=0.046 AU se reportó una caída de 1.6% (Henry et al. 2000). Método espectroscópico: Trata de detectar la oscilación de la estrella por el corrimiento Doppler de las líneas espectrales.

5 Eficiencia comparativa en el plano M_P/M_Sol vs. a
Para pequeños a, la espectroscopía Doppler es la mas eficiente, mientras que la fotometría no es práctica para distancias mayores que 1-2 AU porque requiere mucho tiempo de observación. La astrometría es mas adecuada para planetas masivos a grandes distancias de la estrella.

6 Características generales
Planetas masivos (sesgo observacional) Excentricidad vs Msin i (MJ) Altas excentricidades

7 Semieje mayor vs. excentricidad
Similitudes entre (a) distribución de exoplanetas (b) Estrellas binarias de tipo F, G y K en el plano paramétrico (a,e). Ambas tienen altas excentricidades, salvo las mas cercanas a la estrella cuyas órbitas fueron circularizadas por fuerzas de marea ¿Pueden haberse ambas por inestabilidad dinámica? (Boss 1997)

8 El desafío al modelo estándar: posibles explicaciones
Mecanismos de transporte que expiquen los exoplanetas observados con las hipótesis del modelo estándar : La fragmentaciónde un sistema mas antiguo con varios planetas gigantes que por encuentros gravitatorios eyectaron uno o mas planetas y solo dejaron algunos en órbitas muy excéntricas. (Weidenschilling and Marzari 1996, Marzari and Weidenschilling 2000) Migración desde regiones próximas a las 5 UA hacia el interior por interacción con el disco. (Lin et al. 1996, Murray et al. 1998). ¿Cómo se detiene? ¿Choque con la estrella? Por otra parte un segundo planeta alrededor de 47 UMa fue descubierto, y junto con el planeta conocido anteriormente conforman un sistema estable cercano a la resonancia 5:2 (Fischer et al. 2001). Es importante destacar que varios sistema múltiples están en resonancias de movimiento medio 2:1 HD82943 (1.05 M_S) M1=0.88 MJ M2=1.63 MJ a1=0.73 AU a2=1.16 AU Gl876 (0.32 M_S) M1=1.98 MJ M2=0.56 MJ a1=0.21 AU a2=0.13 AU

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11 ¿Un encuentro cercano ?

12 Una eyección

13 ¿La eyección como resultado del encuentro ?

14 Modelos dinámicos (Fernández y Sánchez 2002)
Exploramos la estabilidad dinámica de dos sistemas múltiples En ambos, los dos planetas están en resonancia 2:1. Los datos fueron tomados de la Enciclopedia de Exoplanetas ( M, a y e) para los planetas y además la masa de la estrella central). Estudiamos la estabilidad dinámica en el plano paramétrico (e1,e2) donde e1 y e2 son las excentricidades de los dos planetas, para diferentes distancias a la estrella central. La integración numérica se hizo por 105 revoluciones del planeta mas interno.

15 Evolución dinámica y tiempo de vida de los planetas
Eje y: creece la masa del mas externo. Eje x: crece la excentricidad del mas externo El negro indica inestabilidad, sobreviven por 10 revoluciones Para el blanco sobreviven todo el período de integración.

16 Conclusión de este trabajo
Cuanto menos masivo es el planeta interior respecto al exterior hay mas estabilidad. Cuanto menos excéntrico es el planeta exterior también hay mas estabilidad. Coincidencia con otros autores. No se descarta la posibilidad de un tercer planeta mucho mas externo que estabilice el sistema.

17 Metalicidad de estrellas con planetas
La formación de planetas parece requerir una alta metalicidad para Formar núcleos sólidos que luego acreten gas. b) Explicación: la estrella ‘se tragó uno o mas planetas (Israelian 2001) Distribución de estrellas con planetas Tomada del relevamiento CORALIE ( histograma sombreado), comparado con distribución de estrellas de campo No coinciden los histogramas en la relaciónFe/H. La metalicidad es primordial (Santos et al. 2002) Consecuencias de esto!

18 Proyectos futuros Darwin Project:
Programa pensado para 10 años. Observación en el IR. Colocado en órbita solar a 3.5 AU En el IR H2O,O3,CO2 son detectados GAIA (Global Asrometric Interferometer for Astrophysics) Relevará cientos de miles de estrellas con alta precisón astrométrica. Podrá detectar planetas tipo Júpiter entre pc y planetas tipo Tierra a varios pc’s. ( ).

19 Terrestrial Planet Finder
El nuevo edsafío es encontrar planetas tipo Tierra con detectores en el espacio Terrestrial Planet Finder (TPF) es un interferómetro que reducirá el brillo de la estrella en un factor de y podrá ver planetas hasta 50 años luz de distancia Podrá medir abundancias relativas de gases como CO2, vapor de agua , O3 y CH4 para investigar que planetas estarían en condiciones de ser habitables. Concepción artística del array TPF

20 Nuestros modestos proyectos futuros
La tecnología actual permite detectar planetas jovianos. No es descartable la posibilidad de satélites de los mismos, sobre todo en los mas lejanos a la estrella. Similitudes con Europa? (tesis de doctorado con J. Fernández y C. Martínez).

21 Objetivos de la tercera parte
Entender las técnicas de detección de exoplanetas Relacionar las observaciones con el modelo estandar para nuestro sistema solar. Preguntas tipo: ¿En que tipo de estrellas buscaría exoplanetas? Justificar ¿Por qué los exoplanetas observados no concuerdan con el modelo estándar para nuestro S.S.? ¿Existen explicaciones al respecto?