Detección de planetas por imagen directa 1.¿Por qué se buscan ? 2.¿Cómo se pueden detectar? 3. Limitaciones 4. Ejemplos

¿planetas? - Planetas orbitando una estrella (análogos al sistema solar) - Masas < 13 Mjup (sin reacciones nucleares) ¿Por qué los buscamos? - ¿Cómo se forman los sistemas planetarios? - Comparar las propiedades observacionales con los modelos de formación planetaria

¿Qué planetas podemos estudiar con distintas técnicas? AO imaging Population of BD/planets in large orbits Characterize the atmospheres of the objects Targets: Late-type Field stars ~planet mass orbital parameters

Imagen Directa de Compañeros subestelares - Gran superficie colectora - Gran contraste - Resolución espacial (límite de difracción) Imagen directa estrella Planeta

- Los planetas jóvenes emiten luz propia - Son objetos fríos – más brillantes en el IR que en el óptico - Cuanto menos luminosa sea la estrella central, mejor contraste Imagen directa: contraste 7 log t 89 M primary (Msun) △ K (mag) M 10 Myr - Búsqueda de planetas alrededor de estrellas jóvenes y de últimos tipos (G-M)

Imagen Directa: Resolución espacial LambdaHST (D=2.2m) VLT (D=8.2m) K-band (2.2 mic) 0.25’’ 0.067’’ Límite de difracción = 1.22 Resolución espacial 50pc [AU] 140pc [AU] pc [AU] 140pc [AU]

- Telescopios terrestres: No trabajan en el límite de difracción!!! (en el óptico e IR cercano) -La atmósfera terrestre determina la calidad de las imágenes que tomamos desde telescopios terrestres …hablamos del ’seeing’ PERO… Seeing?… - Es el resultado de tener una astmósfera turbulenta. - mejores noches ~ 0.5 arcsec (óptico), mejor en el infrarrojo~0.3 arcsec. (valores muy altos comparados con los límites de difracción)

Óptica Adaptativa Técnica que permite observar cerca del límite de difracción desde telescopios terrestres. Corrige en tiempo real las distorsiones del frente de onda que llega al telescopio

Óptica Adaptativa

Resumiendo… - Estrellas jóvenes y cercanas - Telescopios con D > 8m y óptica adaptativa ¿Qué más?

Técnicas que mejoran el contraste Coronografía

Técnicas que mejoran el contraste Desventajas: - Speckle noise (se pierden los objetos cercanos a la estrella) - PSF-subtraction - PSF-star no se observa simultáneamente DH Tau Neuhauser et al. 2005Chauvin et al M AU Brandner et al Imagen tradicional + PSF-subtraction

SDI (Simultaneous Differential Imager) - Banda de Metano: típica de objetos subestelares fríos (Tipo T, 1200K) - Cuanto más frío es el objeto, más intensa es la absorción Técnicas que mejoran el contraste

Biller et al SCR NACO/SDI: resultados científicos Enana marrón alrededor de una estrella muy cercana (d ~3.85 pc)

- Detección de candidatos Detección de Objetos subestelares (hasta 2007)

Imagen directa: Metodología 1. Primera Imagen: se identifican candidatos subestelares comparando la fotometría con trazas evolutivas. Separación y PA. 2. Segunda Imagen (1-2 años más tarde) para confirmar que los candidatos no son objetos del fondo del cielo (common proper motion pairs) 3. Caracterización espectroscópica Selección de estrellas jóvenes, cercanas. - Brillantes (V<16 mag o K<13) para utilizar el sistema de óptica adaptativa. - Movimientos propios.

Compañeros subestelares confirmados Los compañeros subestelares detectados se encuentran a separaciones entre AU. ~100 AU~ 330 AU~ 260 AU ~795 AU~475 AU HN Peg HD3651DH Tau AB Pic Neuhauser et al Itoh et al Chauvin et al Burgasser et al Luhman et al ● 1 objeto de masa planetaria: sep~60 AU ● No hay planetas o enanas marrones a separaciones < 50 AU No >2 M Jup a sep AU No >4 M Jup a sep AU No >5 M Jup a sep > 15 AU Lafreniere et al Kasper et al Biller et al Masciadri et al Chauvin et al. 2005

Descubrimientos más recientes HR8799 (Marois et al. 2009) (Kalas et al. 2009) A0, 39.4pc, Myr - Estrellas de masa intermedia (A-type) - Tienen discos más masivos 1 Candidato alrededor de Beta Pic Lagrange et al Mjup A0, Myr 3Mjup