Condiciones físicas de exoplanetas y microorganismos que habitan ambientes extremos Autor: Matías Javier Garcia Directoras: Dra. Mercedes Gómez Dra.

Transcripción

1 Condiciones físicas de exoplanetas y microorganismos que habitan ambientes extremos Autor: Matías Javier Garcia Directoras: Dra. Mercedes Gómez Dra. Ximena Abrevaya

2 Universidad Nacional de Córdoba Facultad de Matemática, Astronomía y Física Trabajo Especial de Licenciatura en Astronomía Condiciones físicas de exoplanetas y microorganismos que habitan ambientes extremos Autor: Matías Javier Garcia Directoras: Dra. Mercedes Gómez Dra. Ximena Abrevaya Diciembre, 2013

3 Índice general Agradecimientos...I Resumen...II Introducción...III 1. La misión Kepler...(1) 1.1. Características de la misión...(1) 1.2. Técnicas de detección...(2) Tránsitos planetarios...(2) Variación de Tiempo de Tránsito...(4) 1.3. Técnicas de validación y confirmación...(5) Técnica Blender...(6) Técnica de velocidades radiales...(7) 1.4. Comentarios finales del capítulo 1...(9) 2. Resultados de la misión Kepler Introducción...(10) 2.2. Características físicas de los planetas confirmados...(10) Clasificación por tamaño o radio...(10) Distribución de semieje mayor...(10) Distribución en densidades...(12) Kepler 10-b: El primer planeta rocoso...(13) 2.3. Planetas en la Zona de Habitabilidad Estelar...(15) 2.4. Planetas en sistemas binarios...(18) 2.5. Sistemas multiplanetarios o sistemas planetarios múltiples...(21) 2.6. Comentarios finales del capítulo 2...(25) 3. Muestra seleccionada...(26) 3.1. Introducción...(26) 3.2. Criterios de selección de la muestra...(26) 3.3. Características físicas de la muestra seleccionada...(28) Distribución de semiejes mayores...(28) Distribución de radios planetarios...(29) Distribución de temperaturas efectivas estelares...(30) Distribución de distancias...(30) Distribución de magnitudes aparentes visuales...(30) 3.4. Comentarios finales del capítulo 3...(31) 4. Determinación de parámetros físicos de exoplanetas Introducción...(33) 4.2. Determinación de parámetros físicos planetarios...(33) Temperatura de equilibrio...(33) Presión atmosférica...(36) Radiación Ultravioleta...(37) 4.3. Resultados obtenidos...(39) Distribución de temperaturas de equilibrio...(41)

4 Distribución de presiones atmosféricas...(41) Distribución de la radiación ultravioleta...(43) 4.4. Zona de Habitabilidad Estelar...(44) Modelo de temperatura constante...(45) 4.5. Resultados...(50) 5. Microorganismos que habitan ambientes extremos en la Tierra Introducción...(51) 5.2. Dominios filogenéticos: el árbol de la vida...(51) 5.3. Ambientes extremos...(52) 5.4. Extremófilos...(52) 5.5. Tipos de extremófilos...(52) 5.6. Ejemplos de ambientes extremos y extremófilos...(53) Fondo del Océano...(53) Géiseres y aguas termales...(55) Desiertos...(56) Ambientes congelados...(57) Ambientes con alta Salinidad...(57) 5.7. Comentarios finales del Capítulo 5...(58) 6. Selección de microorganismos de acuerdo a las propiedades físicas de los planetas extrasolares Introducción...(59) 6.2. Tipos de extremófilos seleccionados...(59) 6.3. Planetas seleccionados de acuerdo a la temperatura...(60) 6.4. Planetas seleccionados de acuerdo a la presión...(64) 6.5. Planetas seleccionados por temperatura y presión...(66) 6.6. Consideración sobre la radiación ultravioleta recibida por los planetas...(67) 6.7. Resultados...(68) Conclusiones...V Referencias bibliográficas...vii

5 I Agradecimientos A mi familia, mis padres Alberto y Elvira y mis hermanos Augusto y Eliana, por el apoyo moral, económico, por el amor y la confianza en todo momento, porque aunque se encuentran lejos, siempre están cerca mío. Gracias. A mis amigos y hermanos del alma por los momentos compartidos son unos grosos. A los compañeros de estudio, por las horas de estudios compartidas y las discusiones de implicancias que tanto me gustan. A los profesores, por la predisposición y las consultas fuera del horario de clases. A María José e Ignacio por las atenciones y la buena onda, y a todos aquellos que molesté en algún momento en esta pequeña, pero gran Facultad. A la Dra. Mercedes Gómez y a la Dra. Ximena Abrevaya por el conocimiento adquirido en este trabajo. Y por último, pero nunca menos importante, un agradecimiento muy especial a mi novia Mercedes, por estar siempre en los buenos y malos momentos, por mantenerme con los brazos siempre arriba en los momentos de debilidad, por los consejos, las charlas, en fin por ser como sos. Gracias!!! Gracias a todos aquellos que cruce en este camino.

6 II Resumen En el presente Trabajo Especial de la Licenciatura en Astronomía se identificaron exoplanetas candidatos a albergar algún tipo de microorganismos tales como los que se conocen en la Tierra y que, en general, habitan ambientes extremos. Para ellos se determinaron distintos parámetros físicos de los planetas como: la temperatura de equilibrio, la presión atmosférica y la radiación ultravioleta que recibe el planeta de la estrella entorno a la cual orbita. Además, se determinó la Zona de Habitabilidad de cada sistema planetario. Se identificaron microorganismos que en la Tierra crecen o sobreviven en los mismos rangos de temperatura y/o presión que tienen los exoplanetas de la muestra. Finalmente, se realizaron algunas consideraciones con relación a la radiación ultravioleta que reciben los planetas extrasolares seleccionados de las estrellas huéspedes. Palabras Claves Astrobiología Exoplanetas Misión Kepler - Temperatura de equilibrio Presión atmosférica Microorganismos. Clasificación H hv Gi Jt Ma Hy Kc Cp Atmospheric composition, structure, and properties Pressure, density, and temperature Eclipses, transits, and occultations Atmospheres Composition Atmospheres Composition Photometric and spectroscopic detection; coronographic detection; interferometric detection

7 III Introducción A partir del descubrimiento del primer planeta orbitando una estrella de secuencia principal, en la mitad de la década de los 90s, el número de nuevos planetas han ido creciendo exponencialmente. Hasta la fecha son aproximadamente 1059 planetas extrasolares confirmados. Estos planetas poseen diversos tamaños, desde tamaño de la Tierra o más chicos hasta más grandes que Júpiter. El hallazgo de planetas con tamaños iguales o más pequeños que la Tierra, fue posible gracias a la mejora en las precisiones instrumentales de las técnicas de detección (velocidad radial y tránsito planetario) y al desarrollo de nuevas técnicas tales como timing, lentes gravitacionales, entre otras. Todas estas permiten no solamente detectar al planeta, sino también determinar (directa o indirectamente) algunas propiedades orbitales o físicas, tales como: período, semieje mayor, excentricidad, radio, masa, entre otros. A partir de estos parámetros planetarios, y de las propiedades físicas de las estrellas huéspedes, se puede calcular la temperatura de equilibrio, la radiación ultravioleta que recibe el planeta, la presión atmosférica, la gravedad superficial, así también como otras condiciones físicas que los mismos poseen. A su vez, en la Tierra existen ambientes extremos en los cuales se han descubierto microorganismos habitando en condiciones físico-químicas que se apartan significativamente de los valores promedio o normales de nuestro planeta. Por ejemplo, aquellos organismos que son capaces de crecer a temperaturas cercanas al punto de ebullición del agua (Teb =100 C), los que crecen a temperaturas inferiores al punto de congelación de agua (Tf =0 C) y mueren a temperaturas superiores a 10 ºC, o también aquéllos que crecen óptimamente a presiones superiores a 1000 bares (y no sobreviven a presiones inferiores a 500 bares). Esto sugiere que existiría la posibilidad, al menos en teoría, de que organismos de este tipo pudieran ser capaces de habitar ambientes similares en otros planetas. El propósito de este Trabajo Especial de la Licenciatura en Astronomía fue, entonces, tratar de responder al siguiente interrogante: Existen en la Tierra microorganismos que sobrevivan en condiciones extremas de temperatura, presión y/o radiación ultravioleta, como las que presentan los planetas extrasolares? Para responder este interrogante, en el Capítulo 1 se describen las características de la misión Kepler así también como las técnicas utilizadas para la detección y confirmación de planetas extrasolares. En el Capítulo 2 se discuten los resultados proporcionados hasta el momento por esta misión. En el Capítulo 3 se hace referencia al criterio de selección adoptado para la confección de una muestra de exoplanetas que poseen determinaciones de sus parámetros tanto orbitales, como físicos, como así también de las estrellas huéspedes. En el Capítulo 4 se desarrollan los conceptos adoptados para la determinación de parámetros físicos tales como: temperatura de equilibrio, presión atmosférica y el flujo de radiación ultravioleta por unidad de área que reciben los planetas de la muestra seleccionada. Así también, de forma complementaria, se determina la Zona de Habitabilidad Estelar para las estrellas que albergan a los planetas de la muestra.

8 IV En el Capitulo 5, se introducen algunas definiciones biológicas útiles, como por ejemplo qué se entiende por un ambiente extremo, qué es un extremófilo, qué tipos de extremófilos existen y en qué condiciones físico-químicas éstos se desarrollan. Finalmente en el Capítulo 6 se identifican aquéllos planetas de la muestra que presentan alguno de los tres parámetros físicos mencionados dentro de los rangos aceptables para el desarrollo de la vida. Este trabajo debería considerarse como una primera aproximación para abordar un tema extremadamente complejo pero interesante, como lo es la existencia de vida en planetas fuera del Sistema Solar. Los desarrollos tecnológicos de los últimos años, sin dudas, proporcionarán nuevas herramientas para un tratamiento más integral y, probablemente, más realista que la primera aproximación presentado en este trabajo.

9 Capítulo 1: La Misión Kepler Características de la misión Kepler es una misión espacial que tuvo como propósito detectar planetas del tamaño de la Tierra que se encuentren orbitando en o cerca de la zona de habitabilidad en estrellas como el Sol. La misión observó simultáneamente unas estrellas, midiendo sus brillos cada 30 minutos para poder detectar posibles tránsitos de planetas. Kepler no podía simplemente observar a algunas estrellas con tránsitos, debía observar miles de estrellas, incluso en el hipotético caso de que los planetas del tamaño de la Tierra abundaran. Esto se debe al hecho de que para que ocurran los tránsitos, el plano orbital del planeta debe formar un ángulo de aproximadamente 90 grados con el plano del cielo. Si, por el contrario, los planetas del tamaño de la Tierra fueran escasos, entonces sería necesario monitorear a miles de estrellas para encontrar incluso unos pocos planetas. En un principio la duración de la misión fue planificada por 4 años, con el propósito de poder detectar cuatro tránsitos de planetas como la Tierra que se encuentre a una distancia de una unidad astronómica (UA). Fue lanzada el 6 de marzo del 2009 y se suspendió el 16 de agosto del 2013 debido a fallas mecánicas en el movimiento del telescopio. Se encontraba en una órbita heliocéntrica similar a la que se encuentra la Tierra (1 UA). La misión monitoreó la misma región de la Galaxia de forma continua. El campo de visión elegido se localizaba en el hemisferio norte, entre las constelaciones de Lyra y del Cisne (α 19h, δ 40º) y cubre un área de unos 105 grados cuadrados aproximadamente. El tamaño del área observada por Kepler obedece a la necesidad de observar una gran cantidad de estrellas a fin de poder detectar planetas mediantes esta técnica. En la Figura 1.1, se muestra la región que observó la misión. El detector empleado fue el dispositivo de carga acoplada o CCD, por sus siglas en inglés (Charge- Coupled Device). Kepler constó de un arreglo de 42 CCDs, que se dispusieron en 21 módulos con 2 CCDs en cada uno. Cada detector posee un tamaño 50 25mm con pixeles. Estos CCDs tienen un ancho de banda espectral entre 430nm 890nm. En la Figura 1.1 también se indica el arreglo de los 42 CCDs sobre la zona del cielo observada por Kepler. Los objetivos principales de la misión espacial Kepler fueron: 1. Determinar la abundancia de planetas terrestres y mayores, en y cerca de la zona de habitabilidad estelar de una amplia variedad de estrellas. 2. Determinar la distribución de tamaños y formas de las órbitas de estos planetas. 3. Estimar cuántos planetas hay en sistemas de estrellas múltiples. 4. Determinar las características físicas de los planetas tales como tamaños, masas, densidades, semieje mayor, entre otros. 5. Identificar miembros adicionales de cada sistema planetario descubierto, usando técnicas complementarias. 6. Determinar las propiedades físicas de las estrellas que albergan sistemas planetarios. Las estrellas observadas por Kepler tienen un rango de magnitud visual entre 9 y 15. La precisión para una estrella de magnitud 12 (G2V similares al Sol) fue de 10-5 magnitudes. Cabe mencionar que un planeta como Júpiter, en tránsito, produce una caída en el brillo del Sol del 1%, el cual es equivalente a una variación en su magnitud de 10-2 ; mientras que un tránsito de un planeta como la Tierra le produciría al Sol una variación de brillo de 0.01%, equivalente a 10-4 mag. La precisión

10 fotométrica de la misión permitió la identificación de planetas del tamaño de la Tierra e incluso más chicos alrededor de estrellas del mismo tipo espectral que el Sol. 2 Figura 1.1: Disposición de los 42 CCDs en la zona del cielo observada por la misión Kepler. Imagen extraída del sitio Web: ( 1.3: Técnicas de detección La técnica principal utilizada por la Misión Kepler, para la detección de exoplanetas, fue la de Tránsito planetario. Además, también utilizó una técnica auxiliar llamada Variación de Tiempo de Tránsito o TTV por sus siglas en inglés (Transit Time Variation). Ésta es aplicable cuando existe más de un planeta orbitando alrededor de la estrella. A continuación se describen ambas técnicas : Tránsitos Planetarios Ésta técnica consiste en medir la caída en el brillo de las estrellas debido al pasaje de un planeta por delante de ella. Si el sistema contiene un único planeta, el tránsito será siempre periódico y constante. En la Figura 1.2 se muestra la variación de brillo que sufre la estrella debido al tránsito del planeta. Esta caída en el brillo depende, entre otros factores, del tamaño del planeta. Para que se produzca el tránsito, la inclinación de la órbita del planeta con respecto al plano de cielo deber ser de aproximadamente 90º. Si, por el contrario, la inclinación de la orbita del planeta con respecto al plano del cielo es de aproximadamente 0º, entonces el tránsito no se produce y el planeta no puede ser detectado (ver Figurar 1.3).

11 3 Figura 1.2: Variación de brillo que sufre una estrella debida al tránsito de un planeta. Imagen extraída del sitio web centauri-dreams.org. La probabilidad (%) de que una órbita esté adecuadamente alineada con el observador, es igual al diámetro de la estrella dividido por el diámetro de la orbita del planeta o lo que es mismo a %=De/2a, donde De es el diámetro de la estrella y a es el semieje mayor del planeta. Esta probabilidad es de 0.5% para un planeta como la Tierra, orbitando entorno a una estrella como el Sol a una distancia de 1 unidad astronómica (UA). Mientras que para los planetas gigantes descubiertos en órbitas de cuatro días, la probabilidad de la alineación es del orden del 10%. Figura 1.3: Panel superior: Inclinación del plano orbital perpendicular al plano del cielo (i 90 ). Panel inferior: Plano orbital coincidente con el plano del cielo (i 0 ). Imagen extraída de la página Web:

12 4 Como ya se mencionó, la misión Kepler midió el brillo de un gran número de estrellas simultáneamente. A modo de ejemplo, se muestra en la parte superior de la Figura 1.4 la caída de brillo sin procesar de la estrella Kepler 4. Borucki et al. (2010) ajustaron una curva de luz sintética usando el modelo analítico de Mandel & Agol (2002). Éste es un modelo que depende de distintos parámetros físicos como el parámetro de impacto b (b=[a/r*]cos i; donde a es el semieje mayor, R* es el radio de estrella, i la inclinación de la órbita del planeta con respecto al plano del cielo), la relación entre radios (RP/R*, donde RP es el radio del planeta), el tiempo central de caída de brillo Φ=0, el tiempo de duración del tránsito, el oscurecimiento hacia el limbo estelar, entre otros. Para obtener la curva que mejor ajusta los datos, Borucki et al. (2010) variaron los distintos parámetros mencionados hasta encontrar la curva de mejor ajuste. Ésta se determina realizando un análisis de residuos entre la curva de luz sintética y los brillos estelares medidos que conforman la curva de luz observada. A modo de ejemplo, en la parte inferior de la Figura 1.4, se muestra la curva de luz sintética (línea roja) ajustada a las mediciones de brillo expresadas en fase de la estrella Kepler 4. La línea verde corresponde al análisis de residuos. Éste es un sistema planetario confirmado por la misión. Posee un planeta de radio RP = 4RT, donde RT es el radio terrestre y se encuentra orbitando alrededor de una estrella de tipo espectral G, con una temperatura efectiva (Teff) de 5857 K : Variación de Tiempo de Tránsito (TTV) Una de las técnicas secundarias utilizadas por la misión Kepler fue la Variación de Tiempo de Tránsito ó TTV por sus siglas en inglés (Transit Time Variation). Ésta consiste en medir la variación en el tiempo de tránsito debido a la presencia de más de un planeta orbitando alrededor de su estrella. El tránsito producido por un único planeta orbitando alrededor de su estrella es estrictamente periódico y constante, mientras que si existe más de un planeta orbitando entorno a la estrella, el intervalo de tiempo entre tránsito sucesivos ya no es constante. La interacción gravitatoria entre los cuerpos produce una variación en el tiempo del tránsito de los planetas que orbitan en torno a una dada estrella. La variación en el tiempo del tránsito se puede medir empleando, por ejemplo, el modelo de Mandel & Agol (2002) para producir curvas de luz sintéticas que ajusten las variaciones de brillo observadas, a lo largo de un ciclo orbital. A modo de ejemplo, en la Figura 1.5 se muestra la variación del tiempo de tránsito de dos de los tres planetas que conforman el sistema Kepler 9 (Holman et al. 2010). En la parte superior de la Figura 1.5 se muestra las observaciones en crudo, sin procesar, de la caída de brillo, durante varios ciclos orbitales. Los autores mencionados ajustaron una curva de luz sintética para cada una de las caídas de brillo. En la parte inferior de la Figura 1.5 se observan las variaciones en el tiempo que presentan las curvas de luz observadas (puntos) y sintéticas (línea continua de distintos colores) de los planetas Kepler 9-b y 9-c debido a la interacción gravitatoria entre ellos.

13 5 Figura 1.4: Panel Superior: Observaciones sin procesar de la caída de brillo de la estrella Kepler 4. Panel inferior: Ajuste de una curva de luz sintética (línea roja) y correspondiente análisis de residuos (línea verde) de los datos observacionales expresados en fase. Imagen extraída del trabajo de Borucki et al. (2010). a b c Figura 1.5: a) Caídas de brillos de Kepler 9 observadas por la misión Kepler. b) Variación en el tiempo de tránsito del planeta Kepler- 9b. c) Variación en el tiempo de tránsito del planeta Kepler- 9c. Gráficos extraídos del trabajo de Holman et al. (2010). 1.4: Técnicas de validación y confirmación La misión Kepler utilizó dos técnicas secundarias para la validación y la confirmación del planeta alrededor de la estrella. La técnica Blender, que sirve para poder descartar o confirmar estrellas

14 eclipsantes de fondo que pueden simular la misma caída en el brillo que producen los tránsitos planetarios. Por último, la técnica de velocidades radiales con instrumentos en Tierra, que permite confirmar a los planetas. Éstas técnicas serán descriptas a continuación : Técnica Blender Las caídas de brillos determinadas por la misión pueden deberse al tránsito de un planeta ó a un par binario eclipsante de fondo que no puede ser resuelto por Kepler. La Figura 1.6 en el panel izquierdo muestra un planeta transitante real en tanto que el panel derecho esquematiza la presencia de una binaria de fondo cercana a la posición de la estrella, erróneamente asociada a un planeta. En este caso la luz de la propia estrella actúa como una tercera componente que diluye la profundidad de los mínimos de la binaria eclipsante, simulando la caída de brillo producida por un planeta. Este efecto se conoce en la literatura como un falso positivo. Por este motivo la misión Kepler implementó una nueva técnica que permite, en conjunto con imágenes de alta resolución, poder confirmar o descartar la presencia de estrellas binarias eclipsantes de fondo (Torres et al. 2004; 2005; 2011). La técnica Blender es un programa computacional que modela curvas de luz sintéticas, suponiendo que los causantes de la caída del brillo son binarias eclipsantes de fondo. Los resultados Blender muestran que sólo una pequeña fracción de escenarios (pares binarios) reproducen o simulan exactamente la misma forma del tránsito. En otras palabras, de la comparación de las curvas de luz observada y sintética se obtiene la probabilidad de cada escenario. Muy pocos escenarios estelares reproducen exactamente el tránsito observado. Utilizando imágenes de altas resolución se buscan aquellas estrellas binarias de fondo predichas por el modelo. Estas observaciones permiten confirmar o descartar la presencia de éstas como las causantes de la caída de brillo de las estrellas monitoreadas por la misión. 6 A b Figura 1.6: a) Tránsito planetario. b) Estrellas eclipsantes de fondo. Imágenes extraídas de la pagina Web: El planeta Kepler 10-c fue confirmado por esta técnica. El sistema Kepler 10 presentaba caídas en el brillo que podían ser atribuidas a la presencia de al menos dos planetas (ver Figura 2.5 panel a). Mediante la técnica de velocidades radiales se pudo confirmar la presencia de Kepler 10-b (ver Figura 2.5 panel b), no así la de Kepler 10-c. Además, ninguno de los dos planetas pudo ser confirmado mediante la técnica de TTV. Sin embargo, a través del método de blender fue posible validar la presencia del segundo planeta, denominado Kepler 10-c (ver Figura 1.7). Fressin et al. (2011) utilizaron esta técnica para simular distintos escenarios o configuraciones de pares binarios que podían reproducir la misma caída brillo que la observada. Imágenes de alta resolución

15 obtenidas por Batalha et al. (2011) permitieron descartar la presencia de pares binarios dentro del campo de objeto (ver Figura 1.8) y por lo tanto validar la presencia del planeta Kepler 10-c. 7 a b Figura 1.7: a) Con línea continua negra se indica la curva de luz sintéticas ajustada a la caída de brillo de Kepler 10 producida por el planeta Kepler 10-c. En el panel superior, con línea de trazos rojo, se indica la curva producida por un par de estrellas eclipsantes de fondo que mejor ajusta la caída de brillo observada. En el panel inferior la línea de trazos rojo corresponde a otro escenario binario viable. Estos gráficos han sido extraídos del trabajo de Fressin et al. (2011). b) Imagen de Kepler 10 en la banda J, tomada con óptica adaptativa en el observatorio de Monte Palomar (California, Estados Unidos). El campo es de Puede notarse que no existen estrellas eclipsantes de fondo dentro del campo. Imagen extraída del trabajo de Batalha et al. (2011) : Técnica de velocidades radiales Otra técnica auxiliar usada por la Misión Kepler para confirmar a los candidatos planetarios es la de velocidades radiales. Ésta se realiza desde Tierra, con observatorios ubicados en el hemisferio Norte. Consiste en medir el corrimiento Doppler de las líneas estelares mediante espectroscopía de alta resolución. Es decir, el desplazamiento que experimentan las líneas del espectro de la estrella hacia el rojo o hacia el azul debido al movimiento orbital alrededor del centro de masa del sistema estrella + planeta (ver Figura 1.8). La velocidad radial de la estrella viene dada por la siguiente expresión; V r c = Δλ λ, (1.1) donde: Vr es la velocidad radial de la estrella, c la velocidad de la luz, λ es el corrimiento en longitud de onda por efecto Doppler y λ es la longitud de onda en reposo de la línea espectral considerada. En la Figura 1.9 se muestran, a modo de ejemplo, las curvas de velocidades radiales ajustadas a los datos obtenidos para los sistemas planetarios Kepler 5 y Kepler 9. La Figura 1.9 a) corresponde a la curva de velocidades radiales del sistema Kepler 5 (Koch et al. 2010) que contiene un sólo planeta. La Figura 1.9 b) corresponde al sistema Kepler 9 descubierto por Holman et al. (2010) que contiene 3 planetas.

16 8 Figura 1.8: Representación esquemática del efecto Doppler que experimenta la radiación estelar debido al movimiento orbital de la estrella alrededor de centro de masa estrella + planeta (no visible). La longitud de onda de la radiación se desplaza hacia el rojo o hacia el azul según la estrellas se aleje o se aproxime al observador en un dado instante de tiempo. Imagen extraída del sitio web a b Figura 1.9: Velocidades radiales observadas y ajuste de la correspondiente curva de velocidad radial realizadas por a): Koch et al. (2010) para la estrella Kepler 5 y b): Holman et al. (2010) en la estrella Kepler 9; en la parte inferior de esta última se muestran los residuos del ajuste obtenido. La técnica de la de las velocidades radiales o del efecto Doppler y la de los tránsitos, son complementarias, ya que permiten obtener parámetros absolutos del planeta tales como, el radio y la masa, además de parámetros orbitales tales como: el semieje mayor, la excentricidad, el período y la inclinación orbital, etc. Cabe mencionar que las observaciones espectroscópicas permiten determinar, además, parámetros físicos estelares como la temperatura efectiva (Teff), la gravedad superficial (g), la metalicidad (Fe/H); los cuales, en combinación con modelos o tracks evolutivos, pueden usarse para determinar la masa y el radio estelar. Esto es de relevancia ya que es necesario determinar primero los parámetros absolutos estelares para luego poder derivar los planetarios.

17 1.5: Comentarios Finales 9 En el presente capítulo se han descripto las características principales de la Misión Kepler, así como también la técnica de tránsitos planetarios. Además se han mencionado otras dos técnicas auxiliares: la de Variación de Tiempo de Tránsito (TTV) y la técnica de Blender, también usadas por esta misión. La primera es empleada en sistemas planetarios múltiples, en tanto que la segunda sirve para descartar posibles escenarios o configuraciones binarias de fondo que producen caídas de brillo similares a la de los tránsitos planetarios. Finalmente, se mencionó que la técnica de velocidades radiales, llevada a cabo con observaciones realizadas desde Tierra, ha permitido confirmar varios de los planetas detectados por Kepler mediante la técnica de tránsitos. En el próximo capítulo se analizarán los resultados más importantes obtenidos por la Misión Kepler y se describirán alguno de los sistemas planetarios más interesantes conocidos al presente. En los capítulos siguientes se determinarán propiedades físicas de algunos de estos planetas, tales como temperatura y presión atmosférica, a fin de compararlas con aquéllas que pueden tolerar microorganismos que habitan en ambientes extremos en la Tierra.

18 Capítulo 2: Resultados de la Misión Kepler : Introducción Al presente, las observaciones realizadas por la Misión Kepler han dejado como resultado 3538 planetas candidatos identificados, de los cuales solamente se han confirmaron 167. Esta cantidad corresponde aproximadamente al 50% del total de planetas detectados por la técnica de tránsitos planetarios, ya sea desde Tierra como desde el espacio. Estos planetas se encuentran en configuraciones orbitales muy distintas en comparación con la del Sistema Solar. Algunas de las estrellas en torno a las cuales orbitan poseen, además, tipos espectrales y características físicas diferentes a la solar; si bien la mayoría de las estrellas con planetas identificadas al día de la fecha son de tipo solar. En general, los planetas descubiertos evidencian una amplia variedad de tamaños, masas y densidades, en comparación con las de los planetas del Sistema Solar. La Misión Kepler, hasta el momento, ha identificado 56 sistemas planetarios múltiples, 5 de los cuales se encuentran orbitando alrededor de estrellas binarias. Otro resultado colateral de esa misión ha sido la identificación, mediante la técnica Blender e imágenes de alta resolución, de 2165 estrellas binarias eclipsantes de fondo que producen una caída de brillo de profundidad y características similares a las producidas por cuerpos de masas planetarias. En el presente capítulo se describirán algunos de los planetas o sistemas planetarios más interesantes detectados por la Misión Kepler. El objetivo principal es conocer las propiedades y características de estos sistemas. 2.2: Características físicas de los Planetas Confirmados 2.2.1: Clasificación por tamaño o radio En la Figura 2.1 se muestra la distribución en tamaño de los 167 planetas confirmados y por la Misión Kepler. Se los clasifica según el radio: 16 son de Tipo-Tierra con RP 1.25RT, 26 Súper- Tierra con 1.25RT< RP 2RT, 67 Pequeño-Neptuno con 2RT< RP 4RT, 15 Tipo-Neptuno con 4RT< RP 6RT y por último 43 Gigantes o Tipo-Júpiter con RP >6RT. Se observa que la mayoría de estos planetas son del tipo Pequeño-Neptuno : Distribución en semieje mayor Con las observaciones realizadas por Kepler fue posible determinar el semieje mayor de 116 de los planetas confirmados. La distribución de éstos se presenta en la Figura 2.2. El máximo de ésta se encuentra alrededor de 0.1 unidades astronómicas (UA). Si se compara con la distancia a la que se encuentra Mercurio del Sol (a=0.39ua), se puede decir que la mayoría de éstos están muy cercanos de las estrellas en torno a la cual orbitan. Cabe destacar que existen 9 planetas que yacen a una distancia comparable con la distancia Tierra-Sol.

19 11 Cantidad de Planetas Kepler descubiertos Planetas confirmados=167 Gigantes 43 Tamaño-Neptuno 15 Pequeño-Neptuno 67 Super-Tierra 26 Tamaño-Tierra Cantidad de Planetas Kepler Figura 2.1: Clasificación de planetas confirmados según el tamaño o radio. N de Planetas Kepler Histograma de semieje-mayor (a) N=116 a T =1.00 UA. a M =0.39 UA a [UA] Figura 2.2: Distribución de semieje mayor de 116 de los planetas confirmados por la misión Kepler. A modo de comparación, se indican en color magenta las distancias con respecto al Sol del planeta Tierra y Mercurio.

20 : Distribución en densidades De los 156 planetas confirmados, Kepler pudo determinar la densidad media de 44 de ellos. En la Figura 2.3 se presenta la distribución de densidades de éstos. La mayoría posee una densidad media comparable con las de Júpiter (1.33 g/cm 3 ) y Saturno (0.70 g/cm 3 ). Se detectaron, además, 12 planetas que tienen densidades del orden o mayores que la que tiene la Tierra (5.51 g/cm 3 ). En la Figura 2.4 se grafica el radio planetario vs la densidad. Puede observase que los planetas confirmados por la Misión Kepler presentan una amplia variación tanto en radio como en densidad en comparación con los planetas del Sistema Solar: Júpiter, Saturno y la Tierra. En la Figura 2.4 la línea vertical de trazos (de color azul) separa los planetas con densidad menor a 2 g/cm 3 (a la izquierda de la línea de trazos azul) de aquéllos que poseen una densidad mayor a 2 g/cm 3 (a la derecha de la línea de trazos azul). La mayoría de los planetas del primer grupo tienen una densidad comparable con la de Júpiter y Saturno y que poseen una amplia variedad en sus tamaños (3RT < RP <19RT). La mayoría de los del segundo grupo presenta un tamaño comparable al de la Tierra (1RT < RP < 3RT) pero tienen una amplia variación en densidad, exceptuando los cuatro planetas que se encuentran en la parte superior derecha de la Fig Éstos son del tamaño de Júpiter o Saturno pero con una densidad media mayor a la del planeta Tierra y se corresponden con planetas grandes y densos. N de Planetas Kepler Histograma de Densidades N=44 ρ J =1,33 g/cm 3 ρ S =0,70 g/cm 3 ρ T =5,51 g/cm Densidad [g/cm 3 ] Figura 2.3: Distribución de densidades de 44 planetas confirmados. A modo de referencia se indican las densidades medias de tres planetas del Sistema Sola: Júpiter, Saturo y Tierra.

21 13 Radio Planetario [R T ] S J Radio Planetario vs. Densidad ρ T =5,51 g/cm 3 ; R T =1,00 ρ J =1,33 g/cm 3 ; R J =11,21R T ρ S =0,70 g/cm 3 ; R S =9,54R T T Densidad [g/cm 3 ] Figura 2.4: Radio planetario vs densidad media. Los puntos verdes corresponden a los planetas del Sistema Solar, Júpiter (J), Saturno (S) y Tierra (T). A modo de comparación se indican en color magenta la densidad y el radio de los planetas del Sistema Solar. La línea de trazo azul corresponde a una densidad de 2 g/cm : Kepler 10-b: El primer planeta rocoso Como se mencionó en el capítulo anterior (Sección 1.4.1), el sistema planetario asociado a la estrella Kepler 10, posee al menos dos planetas detectados: Kepler 10-b y Kepler 10-c; éste último confirmado mediante la técnica de Blender. Kepler 10-b fue detectado por la técnica de tránsito planetario y confirmado por la de velocidades radiales. En la Figura 2.5 se muestra la curva de luz y la curva de velocidades radiales determinadas a partir de los datos obtenidos por Kepler (curva de luz) y desde Tierra (espectroscopía de alta resolución), respectivamente. En la Tabla 2.1, se listan algunas características físicas relevantes del planeta. Es del tipo Súper-Tierra con un tamaño Rp=1.416RT, una Mp=4.56MT y una densidad de 8.8 g/cm 3, es decir, es mucho mas denso que la Tierra (ρt=5.51 g/cm 3 ). Se encuentra orbitando a una distancia de UA alrededor de una estrella del tipo espectral G (Teff=5627 K). Su temperatura de equilibrio (Teq) es de 1833 K. Tabla 2.1: Parámetros físicos de Kepler 10-b M P [M T] 4.56 R P [R T] ρ P [g/cm 3 ] 8.8 Log (g) [m/s 2 ] 3.35 a (UA) T eq [K] 1833 Nota: Parámetros extraídos del trabajo de Batalha et al. (2011).

22 14 a b Figura 2.5: Kepler 10 b: a) Curva de luz sintética que reproduce la caída de brillo observada indicada en fase, en línea continúa roja. Con línea de color verde, se muestran los residuos de la curva ajustada. b) Curva de velocidades radiales ajustada a las observaciones determinas mediante efecto Doppler. Gráficos obtenidos del trabajo de Batalha et al. (2011). Valencia et al. (2007) desarrollaron modelos de la estructura interior planetaria. Estos modelos dependen de distintos parámetros físicos tales como: la masa del interior planetario (m), el radio en función de la masa, r(m), la densidad en función de la temperatura y la presión, ρ(t,p), la presión en función del radio, p(r) y de los elementos químicos que componen el interior planetario. Resolviendo las ecuaciones diferenciales de estado (dr/dm=1/4πρtpr 2 y dp/dm=-gm/4πr 4 ) para diferentes composiciones química, estos autores obtuvieron distintos modelos teóricos de interiores planetarios. En la Figura 2.6, se muestra los modelos teóricos de interior planetario obtenidos. El modelo superior hace referencia a un planeta gigante formado por hielo con una envoltura de gas (10% H/He). El modelo siguiente corresponde a una composición de 50 % de agua; mientras que el siguiente es un modelo con la misma composición química que la Tierra. Finalmente el último modelo mostrado en la Figura 2.6 representa un interior planetario formado puramente de hierro. Para confirmar a Kepler 10-b como un planeta rocoso, Batalha et al. (2011) se basaron en los cálculos teóricos del modelo de estructura interior planetaria, mencionado anteriormente. Estos autores confirmaron a Kepler 10-b como un planeta rocoso ya que, como se puede apreciar en la Figura 2.6, éste presenta una relación entre el radio y la masa que lo ubican entre un modelo con composición química similar a la de una planeta formado por hierro y uno con un interior planetario similar a Martes, Venus y la Tierra (tres de los cuatro planetas rocosos del Sistema Solar). A modo de ejemplo y comparación, estos autores también incluyen en este diagrama a los planetas GJ b y CoRot 7-b, previamente detectados.

23 15 Figura 2.6: Modelos teóricos de estructuras de interior planetaria. A modo de ilustración se indican las posiciones de los planetas Kepler 10-b, CoRot 7-b y GJ1214-b. Imagen extraída de: 2.3: Planetas en la Zona de Habitabilidad Estelar Como se mencionó en el capítulo anterior, encontrar planetas dentro de la Zona de Habitabilidad Estelar fue uno de los objetivos científicos que tuvo la misión Kepler. Hasta el momento ha confirmado 5 planetas dentro de esta zona. La Zona de Habitabilidad Estelar se define como el rango de distancias, alrededor de la estrella, en el cual puede existir agua líquida en la superficie del planeta. La presencia de agua en estado líquido debe asegurarse por tiempo mínimo de algunos miles de millones de años para que la estrella tenga interés desde el punto de vista biológico (Porto de Mello et al. 2006). En la Figura 2.7 se muestra la localización de la zona de habitabilidad para estrellas de diferentes temperaturas en relación al Sol, el cual se ubica en el centro del esquema. Se observa que para estrellas más tardías que el Sol, es decir, que tienen una menor temperatura, la zona de habitabilidad se desplaza hacia la región más interna. Mientras que para estrellas más tempranas que el Sol (temperaturas más elevadas que la solar), dicha zona se desplaza a regiones más externas. El primer planeta confirmado por la misión dentro de la Zona de Habitabilidad Estelar fue Kepler 22-b. Es un planeta que se encuentra orbitando a una distancia a=0.849ua, alrededor de una estrella del tipo espectral G5 (Teff=5518K) con un periodo P= días. Este planeta, del tipo Pequeño-Neptuno con un radio RP=2.38RT, posee una Teq=262 K. En la Tabla 2.2 se listan algunas características físicas de Kepler 22-b y en la Tabla 2.3 algunas propiedades la estrella Kepler 22.

24 16 Tabla 2.2: Parámetros físicos de Kepler 22-b R P [R T] 2.38 i [deg] a [UA] P [días] T eq [K] 262 M P [M T] (1σ,2σ, 3σ) 36, 82, 124 Tabla 2.3: Parámetros físicos de Kepler 22 R * [R ] M * [M ] T eff [K] 5518 L * [L ] 0.79 Metalicidad [Fe/H] d [pc] 190 Nota: Parámetros extraídos del trabajo de Borucki et al. (2012). Figura 2.7: Representación esquemática de la localización de la Zona de Habitabilidad Estelar, dependiendo del tipo espectral y la luminosidad de las estrellas. El Sistema Solar se encuentra en el centro de la imagen. Imagen extraída del sitio Web En la Figura 2.8 se esquematiza la Zona de Habitabilidad Estelar del sistema Kepler 22 y, como referencia, la del Sistema Solar. El tamaño y las órbitas de los planetas están presentados a escala. Kepler 22-b se encuentra cerca del límite interior de la zona de habitabilidad. Comparando con las distancias a las que las orbitan los planetas del Sistema Solar, Kepler 22-b se encuentra entre las órbitas de Venus de la Tierra.

25 17 Figura 2.8: a) Representación esquemática del Sistema Kepler 22. Imagen extraída de la Web La misión Kepler detectó otros cuatro planetas dentro de la Zona de Habitabilidad de sus respectivas estrellas. En la Figura 2.9 se muestran tres de los cuatro planetas confirmados dentro de dicha zona y la relación de tamaños entre estos planetas y la Tierra. En el panel a) se muestra el sistema Kepler 62 (Borucki et al. 2013), formado por cinco planetas orbitando alrededor de una estrella del tipo espectral K2V (Teff=4925K). Dos de estos planetas, se encuentran dentro de la Zona de Habitabilidad Estelar. Kepler 62-e cerca del borde interior a una distancia de UA. Este planeta tiene un tamaño de 1.61 RT y una temperatura de equilibrio Teq=270K. Kepler 62-f yace a una distancia a=0.718, de la estrella central, también dentro de la Zona de Habitabilidad Estelar. Este planeta tiene un tamaño de 1.41RT y una temperatura de equilibrio Teq=208K. El panel b) de la Figura 2.9 corresponde al sistema Kepler 69 (Barclay et al. 2013), el cual posee dos planetas orbitando alrededor de una estrella del tipo espectral G4V (Teff=5638K). Kepler 69-c se encuentra en el límite interior de la Zona de Habitabilidad a una distancia a=0.64 UA. Posee un radio de 1.71 RT y una temperatura de equilibro Teq=299K. En el panel c) de la Figura 2.9 se esquematizan a escala los planetas Kepler 22-b, Kepler 69-c, Kepler 62-e y Kepler 62-f, en comparación con la Tierra. Los tres últimos son del tipo Súper-Tierra, en tanto que Kepler 22-b es un Pequeño-Neptuno. a b

26 18 c Figura 2.9: a) y b) Representación esquemática del sistema Kepler 62 y del sistema Kepler 69 respectivamente. c) Representación esquemática del tamaños de los planetas Kepler 22-b, Kepler 69-c, Kepler 62-e y Kepler 62-f, que yacen en la Zona de Habitabilidad de la estrella, en torno a la cual orbitan, en comparación con el tamaño de la Tierra. Imágenes extraídas de la pagina Web Planetas en sistemas binarios La Misión Kepler también investigó la posible presencia de planetas en estrellas binarias o dobles. Existen dos configuraciones de sistemas binarios con planetas, los planetas circunbinarios y los circunestelares. En el primer caso el o los planetas orbitan en torno al par binario (ver Figura 2.10a), mientras que en el segundo, el o los planetas se encuentran orbitando alrededor de una de las estrellas que forman el sistema estelar doble (ver Figura 2.10b). Al presente, la misión Kepler confirmó la presencia de 6 planetas en 5 sistemas circunbinarios. Éstos son: Kepler 16-b, Kepler 42b, Kepler 42-c, Kepler 34-b, Kepler 35-b y Kepler 38-b. Ningún planeta circunestelar en un sistema binario ha sido confirmado hasta la fecha. A B B b A A A B b Figura 2.10: Representación de: a) un sistema circunbinario y b) un sistema circunestelar. En ambos casos las letras mayúsculas indican las componentes del par estelar. La letra minúscula b representa al planeta. El primer planeta confirmado en un sistema estelar doble fue Kepler 16-b (Doyle et al. 2011). La binaria eclipsante Kepler 16 está formada por una componente principal (A) que posee una Teff =4450K, y una secundaria (B) más fría. Se encuentran separadas por una distancia a= ua y

27 poseen un periodo de días. Kepler 16-b orbita alrededor del par binario a una distancia a=0.7048ua, con un periodo de días. Es un planeta gigante o tipo-júpiter con un tamaño de 8.449RT. Posee una masa de MT y una densidad media de g/cm 3. En las Tablas 2.4 y 2.5, se listan algunas características físicas del par binario y el planeta, respectivamente. 19 Tabla 2.4: Características físicas del par binario M A [M ] R A [R ] T A,eff [K] 4450 M B [M ] R B[R ] P [días] a [UA] E i [deg] Tabla 2.5: Características físicas de Kepler 16-b M P [M J] R P [R J] ρ P [g/cm 3 ] g P [m/s 2 ] P [días] a [UA] E i [deg] Nota: Parámetros del par binario y del planeta circunbinario Kepler 16-b. Datos tomados del trabajo de Doyle et al. (2011). En la Figura 2.11 se muestra una representación esquemática del sistema Kepler 16. A modo de comparación en el extremo inferior derecho de la figura se incluye una representación a escala del tamaño del Sol, Júpiter y Saturno. Las estrellas del par binario son más pequeñas y más tardías que el Sol. Mientras que Kepler 16-b también presenta un tamaño menor a Júpiter y Saturno. Figura 2.11: Representación esquemática del sistema Kepler 16. Como comparación en el extremo inferior derecho se incluye al Sol, Júpiter y Saturno, graficados a escala. Figura extraída del trabajo de Doyle et al. (2011). Otro sistema circunbinario detectado por Kepler es Kepler 42, el cual posee dos planetas (Orosz et al. 2012). Uno de estos planetas, Kepler 42-c, se encuentra en la Zona de Habitabilidad de las estrellas. El par binario Kepler 42 está formado por una componente principal del tipo solar (TA,eff=5636K) y una secundaria es más tardía (TB,eff =3357K); las cuales orbitan a una distancia a= UA, con un periodo de 7.44 días. Los planetas asociados son Kepler 42-b y Kepler 42-c, de tipo Pequeño-Neptuno y Neptuno, con un tamaño de 2.98RT y 4.61RT respectivamente. Estos

28 planetas se encuentran orbitando a una distancia de UA y UA del par binario, con periodos de días y días, respectivamente. 20 Tabla 2.6: Características físicas del par binario M A [M ] R A [R ] T A,eff [K] 5636 M B [M ] R B[R ] T B,eff [K] 3357 P [días] a [UA] E i [deg] Tabla 2.7: Características físicas de los planetas R b [R T] 2.98 P b [días] a b [UA] e b <0.035 i b [deg] R c [R T] 4.61 P c [días] a c [UA] e c <0.411 i c [deg] Nota: Parámetros del par binario y del planeta circunbinario Kepler 22-b y Kepler 22-c. Datos tomados del trabajo de Orosz et al. (2012). En la Figura 2.12 se muestra una representación esquemática de la Zona de Habitabilidad del par binario, Kepler 47. A modo de comparación se muestra el Sistema Solar, así como también las órbitas de los planetas interiores. En la figura también puede apreciarse el tamaño relativo de los distintos planetas. Figura 2.12: Representación esquemática del sistema circunbinario Kepler 47. Se incluyen los planetas interiores del Sistema Solar para comparación. Imágenes extraídas de la pagina Web

29 2.4: Sistemas multiplanetarios o sistemas planetarios múltiples 21 Un sistema multiplanetario, o planetario múltiple, está formado por dos o más planetas orbitando alrededor de una o más estrellas, se define de manera independiente a la cantidad de estrellas entorno a las cuales orbitan. Cuanto mayor es el número de planetas, mayor es el interés que despierta un dado sistema. En particular, es de relevancia determinar la configuración planetaria de cada sistema múltiple para compararla con la del Sistema Solar. Uno de los objetivos científicos que se pretende abordar es determinar cuán común es el Sistema Solar en la Galaxia. Hasta la fecha, la Misión Kepler ha confirmado 53 sistemas planetarios múltiples, de los cuales 36 están constituidos por 2 planetas; los restantes contienen de 3 a 7 planetas. A modo de ejemplo, se muestra en la Figura 2.13 una representación esquemática del sistema multiplanetario Kepler 11 confirmado por Lissauer et al. (2011). Éste está formado por 6 planetas, los cuales orbitan alrededor de una estrella de tipo espectral G (Teff =5680K). Comparando el sistema planetario asociado con Kepler 11 con el Sistema Solar, se puede ver que los planetas Kepler 11-b, 11-c, 11-d, 11-e y 11-f se encuentran a distancias orbitales menores que la distancia a la que se encuentra Mercurio del Sol. Kepler 11-g se encuentra orbitando a una distancia entre las órbitas de Mercurio y Venus. Es decir que se trata de una configuración planetaria muy compacta en comparación con la del Sistema Solar. Los 6 planetas de Kepler 11 son del tipo Súper- Tierra, Pequeño-Neptuno y Neptuno. En la Tabla 2.8 se listan algunas características de estos planetas. Tabla 2.8: Características del sistema planetario Kepler 11 Planeta Tipo de planeta Radio planetario Semieje mayor (UA) (RT) Kepler 11-b Súper-Tierra Kepler 11-c Pequeño-Neptuno Kepler 11-d Pequeño-Neptuno Kepler 11-e Tipo-Neptuno Kepler 11-f Pequeño-Neptuno Kepler 11-g Pequeño-Neptuno NOTA: Datos extraídos del trabajo de Lissauer et al. (2011). Otro sistema planetario múltiple confirmado por la Misión Kepler fue el sistema Kepler 20 (Gautier III et al. 2012). Éste está constituido por 5 planetas que se encuentran orbitando alrededor de una estrella de tipo espectral G (Teff =5466K). En la Figura 2.14 se observa la configuración que posee el sistema. Todos los planetas se encuentran muy cercanos a la estrella, en relación a la distancia Mercurio-Sol. Sin embargo los planetas de Kepler 20 son de tamaños mayores que Mercurio. Son del tipo Tierra, Súper-Tierra y Pequeño-Neptuno. En la Tabla 2.9 se listan algunas características de estos planetas. Tabla 2.9: Características del sistema planetario Kepler 20 Planeta Tipo de planeta Radio planetario (RT) Semieje mayor (UA) Kepler 20-b Súper-Tierra Kepler 20-e Tierra Kepler 20-c Pequeño-Neptuno Kepler 20-f Tierra Kepler 20-d Pequeño-Neptuno NOTA: Datos extraídos del trabajo de Gautier III et al. (2012).

30 22 Figura 2.13: Representación esquemática del sistema Kepler 11 en comparación con el Sistema Solar. Imagen extraída de la página Web: Figura 2.14: Representación esquemática del sistema Kepler 20 en comparación con la distancia a la que se encuentra Mercurio del Sol. Imagen extraída de la página Web: Kepler 37 es otro sistema planetario múltiple confirmado por Kepler, formado por 3 planetas (Barclay et al. 2013). Uno de estos planetas, Kepler 37-b, es el más pequeño conocido al presente, con un tamaño intermedio entre la Luna (RL=0.272RT) y Mercurio (RMe=0.382RT). Los otros dos planetas son de tipo Tierra y Súper-Tierra. Kepler 37-c tiene un radio intermedio entre el de Marte (RMa=0.532RT) y la Tierra. Mientras que Kepler 37-d tiene un tamaño de casi el doble de la Tierra. Kepler 37 es una estrella de tipo espectral G (Teff =5417K). En la Figura 2.15 se compara el tamaño de los planetas de Kepler 37 con los de la Tierra, Martes, Mercurio y la Luna.

31 23 Figura 2.15: Representación esquemática del Sistema Kepler 37. A modo de comparación se indica a escala el tamaño de la Luna, Mercurio y la Tierra. Imagen extraída de la página Web: En la Figura 2.16 se esquematiza la configuración planetaria del sistema múltiple Kepler 37. Todos los planetas se encuentran orbitando muy cercanos a la estrella, en relación a la distancia Mercurio- Sol. En la Tabla 2.10 se listan algunas propiedades de los tres planetas de este sistema. Figura 2.17: Representación esquemática de la configuración planetaria del Sistema Kepler 37. Imagen extraída de la página Web: Tabla 2.10: Características del sistema planetario del sistema Kepler 37 Planeta Tipo de planeta Radio planetario (RT) Semieje mayor (UA) Kepler 37-b Tierra Kepler 37-c Tierra Kepler 37-d Súper-Tierra Nota: Datos extraídos de trabajo de Barclay et al. (2013). En esta sección se describieron 3 de los 53 sistemas planetarios múltiples confirmados por la Misión Kepler hasta el momento. En la Figura 2.18 se muestra la configuración de 17 de estos

32 sistemas en relación al Sistema Solar. En la Figura 2.19 se esquematizan otros 20 sistemas planetarios múltiples. Los trabajos más relevantes en este aspecto son los de Xie et al. (2012) y los de Steffen et al. (2013). Estos autores detectaron 24 planetas orbitando alrededor de 12 estrellas y 27 planetas orbitando a 13 estrellas, respectivamente. De las Figuras 2.17 y 2.18 se puede observar que los sistemas planetarios extrasolares encontrados por Kepler poseen una amplia variedad de tamaños y configuraciones. Ninguno de ellos puede considerarse similar al Sistema Solar. 24 Figura 2.17: Representación esquemática de 17 sistemas planetarios múltiples confirmados por Kepler en relación al Sistema Solar. Imagen extraída de la página Web: Figura 2.18: Representación esquemática de 20 sistemas planetarios múltiples detectados por Kepler. Imagen extraída de la pagina Web:

33 25 2.5: Comentarios finales del Capítulo 2 En el presente capítulo se comentaron algunos de los resultados más importantes obtenidos por la Misión Kepler. En particular se analizó la distribución en tamaños, en semieje mayor y en densidad de los planetas confirmados. La mayoría de estos planetas son del tipo Pequeño-Neptuno. Sin embargo, se han encontrado alrededor de 15 planetas del tamaño de la Tierra. De igual manera, la mayoría de estos planetas orbitan a distancias < 0.1 UA. Un número relativamente pequeño de ellos (alrededor de 10) lo hacen a una distancia de 1 UA. Asimismo, la mayoría de estos planetas posee densidades similares a las de los planetas gaseosos del Sistema Solar. Una análisis del radio vs la densidad permitió identificar una sub-muestra de alrededor de 12 planetas de tamaños comparables a la Tierra y densidad > 2 g/cm 3. Uno de estos planetas es Kepler 10-b, el primer planeta rocoso confirmado por la Misión Kepler. Se analizaron los planetas detectados por la Misión Kepler en la Zona de Habitabilidad Estelar, los planetas y sistemas planetarios en estrellas dobles y los sistemas planetarios múltiples. Se compararon los tamaños de los planetas y sus distancias orbitales con aquéllas de los planetas del Sistema Solar. Ninguno de estos sistemas planetarios extrasolares resulta similar al Sistema Solar. Sin embargo, los resultados obtenidos por Kepler al presente muestran una amplia variedad de sistemas planetarios. Adicionalmente el análisis de los datos proporcionados por esta misión ha permitido derivar parámetros físicos y orbitales de un número importante de planetas extrasolares. En los próximos capítulos presentaremos determinaciones de temperatura, densidad, entre otros parámetros, de estos planetas, y abordaremos la posibilidad de la existencia de microorganismos que puedan sobrevivir en condiciones extremas, como las encontradas en estos planetas.

34 Capítulo 3: La Muestra Seleccionada : Introducción En los capítulos anteriores se describieron algunos de los resultados más importantes que obtuvo la Misión Kepler. Estos resultados son muy significativos no sólo por el número de planetas confirmados ( 150) y candidatos detectados ( 3000), sino porque el análisis de estas observaciones ha permitido derivar parámetros orbitales y físicos de un importante número de planetas extrasolares ( 80). Sin embargo, Kepler no es el único proyecto que ha detectado planetas. Observaciones realizadas desde Tierra han identificado planetas mediante la técnica Doppler. También se ha empleado la técnica de tránsitos, tanto desde Tierra como con otras Misiones espaciales tales como CoRoT (COnvection, ROtation & planetary Transits, ver por ejemplo, Al presente, la cantidad de planetas confirmados por las distintas técnicas es de aproximadamente En la Tabla 3.1 se indica el número de planetas confirmados por las distintas técnicas (ver La Enciclopedia de Exoplanetas, Tabla 3.1: Planetas confirmados por distintas técnicas Técnica de detección Cantidad de planetas detectados Velocidad radial 534 Tránsitos planetario 425 Imagen directa 42 Lentes gravitacionales 24 Timing 15 Nota: Datos extraídos de la página Web: La técnica de velocidades radiales es la que, hasta el momento, ha aportado la mayor cantidad de planetas. Aproximadamente el 40% del total han sido detectados por la técnica de tránsitos planetarios. Las otras técnicas: imagen directa, lentes gravitacionales y timing son las que menor número de planetas han encontrado, al presente. 3.2: Criterios de selección de la muestra Para este trabajo se construyó una muestra de exoplanetas tomados de la literatura, es decir tanto de la Misión Kepler como los detectados por otras técnicas (ver Tabla 3.1). El criterio de selección que se tuvo en cuenta fue que estos planetas tuvieran la mayor cantidad de parámetros físicos determinados. Se consideraron parámetros planetarios como: RP, MP, a, e, P, ρ, Teq, y estelares tales como: Teff, el radio y la masa de la estrella (R*, M*). Se seleccionaron 94 planetas. La Tabla 3.2 lista los planetas seleccionados con algunas de sus propiedades. Además, se indican algunas características de las estrellas en torno a las cuales orbitan. Tabla 3.2: Características físicas de los planetas y las estrellas que lo albergan Planetas RP [RT] A [UA] P [días] e Estrella Teff [K] R* [R ] d [pc] V Kepler 20-e < 0.28 Kepler Kepler 20-f < 0.32 Kepler Kepler 42-b Kepler Kepler 42-c Kepler Kepler 42-d Kepler

35 Planetas RP [RT] a [UA] P [días] e Estrella Teff [K] R* [R ] d [pc] V Kepler 54-c Kepler Kepler 59-b Kepler Kepler 37-b Kepler Kepler 37-c Kepler Kepler 68-c Kepler Kepler 32-f Kepler Kepler 61-b <0.25 Kepler Kepler 62-c Kepler Kepler 11-b Kepler Kepler 20-b < 0.32 Kepler Kepler 23-b Kepler Kepler 32-c Kepler Kepler 32-e Kepler Kepler 33-b Kepler Kepler 36-b <0.04 Kepler Kepler 37-d Kepler Kepler 62-b Kepler Kepler 62-d Kepler Kepler 62-e Kepler Kepler 62-f Kepler Kepler 65-d Kepler Kepler 10-c Kepler Kepler 11-c Kepler Kepler 11-d Kepler Kepler 11-f Kepler Kepler 11-g < 0.15 Kepler Kepler 19-b Kepler Kepler 20-c < 0.40 Kepler Kepler 20-d < 0.60 Kepler Kepler 22-b Kepler Kepler 23-c Kepler Kepler 24-b Kepler Kepler 24-c Kepler Kepler 25-b Kepler Kepler 26-b Kepler Kepler 26-c Kepler Kepler 27-b Kepler Kepler 28-b Kepler Kepler 28-c Kepler Kepler 29-b Kepler Kepler 29-c Kepler Kepler 30-b Kepler Kepler 32-b Kepler Kepler 32-d Kepler Kepler 33-c Kepler Kepler 36-c <0.04 Kepler Kepler 47-b <0.035 Kepler (A) (A) 3357 (B) (B) Kepler 48-b Kepler Kepler 48-c Kepler Kepler 49-b Kepler Kepler 49-c Kepler Kepler 52-b Kepler Kepler 53-b Kepler Kepler 53-c Kepler Kepler 54-b Kepler Kepler 55-b Kepler Kepler 55-c Kepler Kepler 57-b Kepler

36 Planetas RP [RT] a [UA] P [días] e Estrella Teff [K] R* [R ] d [pc] V Kepler 58-b Kepler Kepler 58-c Kepler Kepler 60-c Kepler Kepler 60-d Kepler Kepler 3-b Kepler Kepler 11-e Kepler Kepler 18-c Kepler Kepler 25-c Kepler Kepler 27-c Kepler Kepler 31-b Kepler Kepler 31-c Kepler Kepler 33-d Kepler Kepler 33-e Kepler Kepler 33-f Kepler Kepler 38-b Kepler (A) (A) (A) Kepler 1-b Kepler Kepler 9-b Kepler Kepler 9-c Kepler Kepler 16-b Kepler (A) (A) 3800 (B) (B) (A) Kepler 18-d Kepler Kepler 30-c Kepler Kepler 30-d Kepler Kepler 39-b Kepler Kepler 45-b Kepler Kepler 46-b <0.02 Kepler Kepler 51-b Kepler HD b HD Kepler 64-b Kepler (A) 1.734(A) HD b HD CoRot 9-b CoRot CoRot 10-b CoRot Nota: (A), (B) Componente principal y secundaria respectivamente del par binario : Características físicas de la muestra seleccionada En la presente sección se analizan algunas de las propiedades de la muestra seleccionada, tanto de los planetas como de las estrellas asociadas : Distribución de semiejes mayores La Figura 3.1 se presenta la distribución de semiejes mayores de los planetas de la muestra seleccionada. Se observa que el pico de la distribución se encuentra alrededor de 0.1 UA. El planeta más cercano se encuentra a UA y el más lejano a UA.

37 29 Exoplanetas de la muestra Distribución de semieje mayor (a) de la muestra N=94 0,0 0,1 0,2 0,3 0,4 0,5 0,6 0,7 0,8 0,9 1,0 1,1 a [UA] Figura 3.1: Distribución de semiejes mayores de los planetas seleccionados : Distribución de radios planetarios En la Figura 3.2 se observa la distribución de los radios planetarios. El máximo se encuentra en alrededor de 3RT y el rango de tamaños va entre 0.303RT y 14.4RT. Donde 13 son Tipo-Tierra, 13 Súper-Tierra, 41 Pequeño-Neptuno, 11 Tipo-Neptuno y 18 Gigantes o Tipo-Júpiter 45 Distribución de tamaños de los planetas de la muestra N=94 40 Exoplanetas de la muestra R P [R T ] Figura 3.2: Distribución de radios planetarios de los exoplanetas de la muestra.

38 3.3.3: Distribución de temperaturas efectivas estelares 30 Los 98 planetas de la muestra seleccionada orbitan un total de 70 estrellas de diferentes tipos espectrales. La Figura 3.3 muestra la distribución de las temperaturas efectivas estelares. Se observa que el pico de la distribución se encuentra alrededor de 5750 K, es decir, coincidente con la temperatura solar. Sin embargo la muestra incluye estrellas de tipos espectrales: M, K y F. La temperatura efectiva mínima es de 3068 K mientras que la máxima es de 6407 K. Figura 3.3: Distribución de temperaturas efectivas estelares : Distribución de distancias De las 70 estrellas de la muestra 61 poseen determinación de distancia. En la Figura 3.4 se presenta la distribución de distancias. El máximo se encuentra alrededor de 300 pc. La estrella más cercana se encuentra a una distancia de 38 pc mientras que la más lejana a 2119 pc : Distribución de magnitudes aparentes visuales En la Figura 3.5 se muestra la distribución de la magnitud aparente visual de 47 estrellas. El pico de la distribucion está alrededor de 15.5 magnitudes. La mayoría de estos objetos son muy débiles. Sin embargo, el rango de magnitudes visuales es desde 8.17 a