“Free Floating planets” Estudios de los posibles orígenes Presentación planetas extrasolares Profesor: Dante Minniti Ignacio León, 2005

Descubrimientos  Lucas y Roche, 2000, a través de deep infrared bandas IJH, detectan 13 FFPs en el Trapezium cluster. La masa más baja estimada es de 8E-3 M solares.  Zapatero Osorio et al, 2000 con filtros near-infrared en el cúmulo de estrellas “sigma” Orionis detecta 18 FFPs. La mínima masa detectada se estima entre 5E-3 a 10E-3 M solares.  Confirmaciones de la detección con espectros, Lucas et al, 2001, Martin et al, 2001 y Barrado et al,  Falso descubrimiento por microlensing en M22.

Definición y delimitación para su clasificación  Llenado del gap entre estrellas y planetas. Brown dwarfs y FFPs.  Criterio de la quema de deuterio para la distinción. Menor a aprox M solares. /*rol físico o mera semántica*/  FFPs el nombre más aceptado.  Estudio de las propiedades de los nuevos objetos, calor contenido, atmósferas, perfil térmico, evolución, etc.

Otras influencias colaterales de los FFPs  Uno de los posibles escenarios que explica los GPs detectados por velocidad radial.  Evolución dinámica de cúmulos y nubes de formación.  ¿Es correcto considerar a los sistemas planetarios como aislados?

Nombres adoptados

Escenarios posibles de formación de FFPs

Planetars  1.- Opacity Limited Fragmentation: –La nube al condensarse se fragmenta en sub masas que sufren independientes colapsos. –Modelos analíticos y computacionales que determinan el Mf (minimun stellar mass limit) Modelo analítico clásico: Criterio del radio de Jeans: /*marca el límite de radio máximo en que una estrella colapsa*/

–Masa de Jeans asociada. -Reemplazando la velocidad isotermal del sonido -Evaluando obtenemos:

 Tiempo de colapso y densificación, es aproximado con el de caída libre: /*orden de 1E6*/  Tiempo de ajuste térmico, clave para el progreso de la fragmentación: /*orden de siglos*/  Notemos que i.e, que al comienzo el colapso es casi isotérmico.  Así, con lo que aparecen condensaciones. Caso isotérmico

Caso adiabático  Si la opacidad de la nube atrapa su propia radiación y se calienta, es comparable con y el colapso tenderá a ser adiabático.  Para, tenemos que. Así, se infiere un tiempo de detención del proceso de fragmentación y que la Masa de Jeans tiene un mínimo entre ambos procesos. Tasa de Energía irradiada A  La expresamos así:  Pero como el fragmento no radia más que un cuerpo negro:

 Para el proceso adiabático, se asume que A=B. De (7) y (8), llegamos a:  Este mínimo de fragmentación de masa será Mf y así:  Desde la fórmula de Jeans, teníamos

 Finalmente relacionando las ecs. anteriores obtenemos:  Y evaluando para típicos valores:  Si T=10-60 K y f=0.1, Mf = 7E-3 a 1E-2 M solares.  Si T=10-60 K y f=0.5, Mf = 3E-3 a 5E-3 M solares.  Conclusiones:  - Dichos rangos coinciden con los de FFPs.  - Pero es un modelo sobre-simplificado. /*densidad no uniforme, capas más turbulentas, interacciones de condensaciones.*/  - Si se consideran efectos de rotación y campos magnéticos el Mf aumenta a >0.1 M solares.

 2.- Corte en la aglomeración. FFPs and Brown Dwarfs como FFPs and Brown Dwarfs como “failed stars” (Reipurth y Clarke, 2001, Boss, 2001,Bate et al, 2002) Con simulaciones modelan la for- Con simulaciones modelan la for- mación por fragmentación considerando interacciones entre los embriones estelares. Muestran la posibilidad de ejección de uno o más de éstos miembros. Así separandose de la nube de gas en que crecieron y así su aglomeración se vería interrumpida. De este modo, podrían originarse BD y FFPs. De este modo, podrían originarse BD y FFPs.

 3.- Fotoevaporación: Influencias de la radiación de ultravioletas en O-B stars puede calentar el gas local eliminándolo. Influencias de la radiación de ultravioletas en O-B stars puede calentar el gas local eliminándolo. Alta radiación UV provoca ionización y formación de HII. (T=1000 K) Los UV lejanos calientan el gas molecular y crean, aparte, regiones de “photodissociation”. Alta radiación UV provoca ionización y formación de HII. (T=1000 K) Los UV lejanos calientan el gas molecular y crean, aparte, regiones de “photodissociation”. Lo que implica un proceso de erosión del disco planetario. Lo que implica un proceso de erosión del disco planetario. Descripción de posibles efectos: Descripción de posibles efectos: - Detención de procesos de fragmentación en su vecindad. - Detención de procesos de fragmentación en su vecindad. - Erosión de los grupos y discos más externos. Así, disminución del proceso de acreción que conduciría a objetos menos masivos. - Erosión de los grupos y discos más externos. Así, disminución del proceso de acreción que conduciría a objetos menos masivos. - Completa dispersión del grupo pre-estelar evitando condensaciones. - Completa dispersión del grupo pre-estelar evitando condensaciones.

Unbound Planets  1.- Early Ejection: Dinamical relaxation. Los supuestos estados caóticos de inestables embriones planetarios podrían provocar eyecciones. (Lissauer, 1995) Los supuestos estados caóticos de inestables embriones planetarios podrían provocar eyecciones. (Lissauer, 1995) Modelos tradicionales de formación: Modelos tradicionales de formación: 1.- Planetisimales en discos y acreción de gas en los núcleos masivos. (Safronov, 1969 y Pollack et al, 19996) 2.-Agrega la inestabilidad del disco a causa de los proto- planetas gigantes. Ambos no suponen perfecta conservación de masa. Ambos no suponen perfecta conservación de masa.

Para el S.Solar, Júpiter sería un gran eyector (Weidenschiling, 1975). Simulaciones muestran que los embriones pueden haber terminado en la estrella o en Júpiter, e incluso fuera del Sistema por scatering entre Júpiter y Saturno (Lissauer, 1987). Levison et al, 1998, predice simulaciones en que en todos los casos gran parte de la masa inicial se pierde en el espacio interestelar. Para el S.Solar, Júpiter sería un gran eyector (Weidenschiling, 1975). Simulaciones muestran que los embriones pueden haber terminado en la estrella o en Júpiter, e incluso fuera del Sistema por scatering entre Júpiter y Saturno (Lissauer, 1987). Levison et al, 1998, predice simulaciones en que en todos los casos gran parte de la masa inicial se pierde en el espacio interestelar. Los planetisimales forman una órbita de planeta embrionarios, que pueden o acrecentarse o escaterearse entre sí. Los planetisimales forman una órbita de planeta embrionarios, que pueden o acrecentarse o escaterearse entre sí.

 2.- Late eyection: Planetary Nebulae and Supernova. Al perder masa la estrella disminuye su acción gravitacional posibilitando la salida de los planetas. Al perder masa la estrella disminuye su acción gravitacional posibilitando la salida de los planetas. Criterio de la mínima separación entre 2 planetas = (R2-R1) para que se estabilicen es: Criterio de la mínima separación entre 2 planetas = (R2-R1) para que se estabilicen es: Donde es la separación crítica y el Radio de Hill es dado por: Donde es la separación crítica y el Radio de Hill es dado por:

Discusión Glaudman (1993) v/s Debes y Sirguson (2002) Discusión Glaudman (1993) v/s Debes y Sirguson (2002) Para las supernovas, la velocidad de pérdida de masa es mucho más rápido que los tiempos orbitales. “Instantáneo” cambio de velocidad en los planetas y pérdidad del sistema planetario. Lo mismo ocurriría con los catástroficos efectos de la explosión. Por lo que la mayoría concluye la pérdida de los planetas. Para las supernovas, la velocidad de pérdida de masa es mucho más rápido que los tiempos orbitales. “Instantáneo” cambio de velocidad en los planetas y pérdidad del sistema planetario. Lo mismo ocurriría con los catástroficos efectos de la explosión. Por lo que la mayoría concluye la pérdida de los planetas. 4.- Late Ejection: Close Stellar encounters. 4.- Late Ejection: Close Stellar encounters. Pérdida por scatering graviatcional producido por la estrella vecina. Pérdida por scatering graviatcional producido por la estrella vecina. La probabilidad de los encuentros depende de la densidad de estrellas, la velocidad relativa, la edad y el tamaño de las órbitas. La probabilidad de los encuentros depende de la densidad de estrellas, la velocidad relativa, la edad y el tamaño de las órbitas. Resultados estadísticos de Simulaciones, Laughin y Adams (19998, 2000), Bonell et al (2001), etc. Resultados estadísticos de Simulaciones, Laughin y Adams (19998, 2000), Bonell et al (2001), etc.

Resultados de estimaciones

Perspectivas a futuro en la detección de FFPs  Proyecto Gest, microlensing.  Avance en tecnología de infrarrojos  Combinaciones de observaciones terrestre y microlensing podrían mejorar la estimaciones de masas.