Cap 6: Detección y características de exoplanetas

Transcripción

1 Cap 6: Detección y características de exoplanetas Detección de exoplanetas Primero a buscar y anunciar la descubierta de un exoplaneta fue el astrónomo Peter van de Kamp en 1937 Usando la técnica de astrometría Planeta en torno estrella de Barnar, a 5.9 anos luz del Sol Pero no se confirmo cambio de posición debido a cambio de telescopio La primera descubierta va a Alex Wolszcan y Dale Frial en 1992 Dos planetas un poco mas masivas que la Tierra orbitando en torno de un pulsar (estrella a neutrón = remanente de Super Novae) No esta claro como se formaran Primera descubierta de exoplanetas en torno de estrella con el Sol fue en 1995 por Michel Mayor y Didier Queloz Usando método de velocidad radial En planetas en torno de 91 estrellas En planetas En planetas (175 sistemas múltiple) Métodos de detección 1) Detección por reflexión (observación directa) consiste en observar directamente la luz reflejada por el planeta a. Principal problema es que la magnitud del planeta esta mucho por debajo del magnitud de la estrella: b. flujo ~10-10 que la estrella c. Solo 10-6 en el infrarrojo, pero resolución del telescopio es: (6.1) θ 1.22 λ D por lo que se necesita telescopio gigante D ~50 m para separar el planeta de la estrella 60

2 Misión Darwin (ESA): Interferómetro en el espacio NASA Terrestrial Planet Finder (TFP) En la Tierra: TMT = 30m telescopio OWL = Overwhelmingly large telescope (100m) 2) Transito El método consiste a medir el bajo de luminosidad de la estrella cuando pasa el planeta en frente de ella Para un planeta como Júpiter: m (6.2) f p = m = 0.01 esto es 1% bajo en brillo Solo funciona para orientación especial 1/10 de la estrellas con periodo corta, y mucho menos para aquellas con periodo largo Misión: MOST, COROT y Kepler (termino sus observaciones en 2013) 2 61

3 3) Velocidad radial La posición en el cielo de la estrellas varia debido a la interacción con un planeta La amplitud de variación media: 1 M (6.3) K = v sini = p GM * 1 e 2 M * a sini Donde e es la excentricidad del planeta y i el ángulo del plano en relación con la línea de visada El periodo esta igual a (ley de Kepler) (6.4) P = 2π a 3 GM * El método tiene un sesgo muy fuerte para planetas masivas muy cercana de su estrella 62

4 4) Astrométria Este método consiste a medir la variación en la posición de la estrella en torno de su centro de masa A la distancia de alfa Centaurus (6.5) β = a d α E = = mas no esta observable Se necesita medición muy precisa de la posición de la estrella Ej.Telescopio Hipparchos tiene precisión = 2mas confirmó planeta en torno de estrella HD GAIA precisión de 10μas par pelo menos 109 estrellas muy cercana Pero para planetas del tipo de la Tierra : No esta observable (6.6) a = M E a M E = m β = a = µas d α 63

5 5) Micro- lentes gravitacional Un objeto masivo deforma el espacio- tiempo de manera que la luz de estrella pasando atrás esta amplificada como efecto de una lente Se muestra ejemplo de amplificación de luz para un objeto MACHO (MAssive Compact Halo Objects) 64

6 Cuando la estrellas que pasa atrás de la lente tiene un planeta se debe ver un segundo pico El tiempo característico de la lente gravitacional: (6.7) t p = t M p M Júpiter: Tierra: 27 M J = kg t p = 1.33 dias 24 M E = kg t p = 1.8 horas Se necesita observar durante periodo largo se debe confirmar la descubierta por otro método Pero tiene potencial de descubrir planetas de tipo terrestre (ej. BBC news 7/4/ OGLE BLG- 109L: Jupiter + Saturn like planets) 65

7 Características de los exoplanetas La busca se limita en estrellas cercana de tipos solares Tipos espectrales F, G, K Ventaja del punto de la observación: tienen líneas espectral nítida + brillo estable y tiene mucho ejemplo suficiente luminosas Del punto de la probabilidad de vida son los mejores candidatos Para solo 8% de los candidatos se detecto planetas Tiene una relación con la metalicidad de la estrellas Fischer & Valenti 2005, ApJ, 622, 1102 la fracción de detección de planetas aumenta con la metalicidad de la estrella 66

8 La mayoría son = planetas con masa igual o mas alta que Júpiter esto es un efecto del sesgo de los métodos de detección Composición: no se sabe, pero grande probabilidad de ser gigante de gas Júpiter 73% H + 25% He + 2% metales (o 5% - 10% si rica en metal) Orbitas: limite en detección = línea en trazos Baja excentricidad = resultado de proximidad con la estrella (resonancia) En general excentricidad alta y distancia a la estrella muy chica mucho Júpiter caliente Estos planetas no son consistente con el modelo estándar para el sistema solar! 67

9 Busca de evidencia de vida en exoplanetas En 1995, la NASA mando una sonda a Júpiter que paso cerca de la Tierra 2 veces Evidencia de vida en la Tierra son: NIMS Near Infrared Spectrometer Substancia especifica al atmosfera O3(Ozono) and CH4 (Metano) O3 firma muy fuerte en IR O2 muy abundante CH4 firma más débiles pero como O2 es evidencia de vida = bacteria o Oxidado por O2 produciendo CO2+ H2O (1 mol/600000) o Si no ha fuente continua de CH4 sere imposible de detectar Observación de O2 + CH4 prueba irrefutable de presencia de vida Espectro en reflexión luz reflejada a diferente longitud de ondas Más grande que 0.8µm aumentación significativa en intensidad debido a vegetación o Clorofilo + y estructura que refleja radiación no usada por fotosíntesis o Indicador menos seguro de evidencia de vida Emisión en radio fuerte radiación limitada a banda estrecha en radio Intensidad variable = modulada o Modulación información radio + televisión Imagen directa no se ve luz de ciudad (durante la noche) o se distingue artefactos Observación similar de la Luna muestra ninguno señal 68

10 En 1970, el satélite NIMBUS-4 tomo espectro IR de la Tierra Entre 12 y 8 µm el continuo similar a un cuerpo negro a temperatura del orden 300K agua liquida puede existir Presencia de vapor de agua visible en términos de bandas de absorción típicas El continuo en el rango µm sugiere temperatura de 175K Cerca de 15 µm banda de CO 2 con temperatura de 220K Se ve también absorción debido a presencia de O 3 y CH 4 que son firma que tiene O 2 en el atmosfera Simulación para exoplanetas: tipo Tierra en HZ a 30 anos luz (tipo DARWIN en IR satélite: resolución Δλ 0.5µm y Δt = 40days Aunque la resolución es baja se podría detectar la presencia a H2O y O3 69

11 En el visible, la absorción de luz entre 0.38 μm 0.78μm podría ser detectada Absorción de luz por clorofilo Un telescopio con apertura muy grande podría detectar la variación de albedo 10% para océano, 60% para hielo y entre los dos para desierto Sonda directa no es posible A 10% de la velocidad del Sol 44 anos para llegar a alfa Centaurus Necesita alta fuente de energía Motor a iones usan un pequeña cantidad de gas pero debe acelerar sobre periodo de tiempo largo Voyager 1 (lanzado en 1977) tomara 10 4 anos para llegar cerca de otra estrella 70