Astrofísica - II Planetas. 9 - Planetas Extrasolares

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1 Astrofísica - II Planetas 9 - Planetas Extrasolares

2 Astrofísica - II Planetas 9 - Planetas Extrasolares Introducción Métodos de detección Velocidad radial Tránsitos Imagen directa Microlentes gravitacionales Timing Astrometría Estadísticas de los planetas descubiertos Júpiters calientes El modelo de formación de sistemas planetarios La zona de habitabilidad Resultados de diferentes misiones y exploraciones

3 Introducción Hay incontables soles e incontables tierras, todas ellas girando alrededor de sus soles exactamente de la misma manera que los siete planetas de nuestro sistema... Los incontables mundos en el Universo no son peores ni están menos habitados que nuestra Tierra Giordano Bruno (De L infinito Universo e Mondi, 1584)

4 Introducción Hay incontables soles e incontables tierras, todas ellas girando alrededor de sus soles exactamente de la misma manera que los siete planetas de nuestro sistema... Los incontables mundos en el Universo no son peores ni están menos habitados que nuestra Tierra Giordano Bruno (De L infinito Universo e Mondi, 1584) 1992: primer descubrimiento de un planeta alrededor de un púlsar (PSR ) 1995: primer descubrimiento de un planeta alrededor de una estrella normal (51 Pegasi) por M. Mayor y D. Queloz Hasta la fecha (26/10/2016) 3533 planetas descubiertos (fuente:

5 Introducción 1992: primer descubrimiento de un planeta alrededor de un púlsar (PSR ) 1995: primer descubrimiento de un planeta alrededor de una estrella normal (51 Pegasi) por M. Mayor y D. Queloz Hasta la fecha (26/10/2016) 3533 planetas descubiertos (fuente:

6 Introducción 1992: primer descubrimiento de un planeta alrededor de un púlsar (PSR ) 1995: primer descubrimiento de un planeta alrededor de una estrella normal (51 Pegasi) por M. Mayor y D. Queloz Hasta la fecha (26/10/2016) 3533 planetas descubiertos (fuente:

7 Introducción 1992: primer descubrimiento de un planeta alrededor de un púlsar (PSR ) 1995: primer descubrimiento de un planeta alrededor de una estrella normal (51 Pegasi) por M. Mayor y D. Queloz Hasta la fecha (26/10/2016) 3533 planetas descubiertos (fuente:

8 Objetivos: Introducción Estudiar la naturaleza de la población de planetas ( la mayoría son terrestres o jovianos?) Es la disposición del Sistema Solar común o especial? modelo de formación de los sistemas planetarios Hay alguien ahí fuera?

9 Objetivos: Introducción Estudiar la naturaleza de la población de planetas ( la mayoría son terrestres o jovianos?) Es la disposición del Sistema Solar común o especial? modelo de formación de los sistemas planetarios Hay alguien ahí fuera? Qué es un planeta? (Definición de trabajo de la IAU 2001, 2003) Objetos con masas por debajo del límite para la fusión del deuterio (13 MJúpiter para composición química solar) que orbitan una estrella (o remanente estelar). Para el límite inferior de masa se debería seguir el criterio adoptado para el Sistema Solar Objetos subestelares: 13 MJúpiter < M < 80 MJúpiter deberían llamarse enanas marrones Objetos que no orbitan una estrella pero tienen masas M < 13 MJúpiter deberían llamarse sub-enanas marrones (sub-brown dwarfs, free-floating planets, ) Nomenclatura Nombre de la estrella seguido de las letras b, c, d,... en orden de descubrimiento (ej. 51 Pegasi b)

10 Método Velocidad radial Planetas Métodos de detección Sistemas planetarios Sistemas múltiples Tránsitos Imagen directa Microlente gravitacional Timing (púlsar) Otros métodos TOTAL planetas dudosos Se muestran los planetas descubiertos con cada método Datos a 26 de octubre de 2016 Fuente: The Extrasolar Planets Encyclopaedia Se indica el método con el que fueron descubiertos. Nótese que un exoplaneta puede ser detectado posteriormente por otros métodos.

11 Métodos de detección

12 Método Velocidad radial Planetas Métodos de detección Sistemas planetarios Sistemas múltiples Tránsitos Imagen directa Microlente gravitacional Timing (púlsar) Otros métodos TOTAL planetas dudosos Se muestran los planetas descubiertos con cada método Datos a 26 de octubre de 2016 Fuente: The Extrasolar Planets Encyclopaedia Otros métodos potenciales: Astrometría ( ya hay 1 descubierto!) Timing en binarias eclipsantes Perturbaciones gravitacionales en discos de polvo Cambios en la luz reflejada con la fase orbital Polarimetría,

13 Método: velocidad radial Si una estrella tiene un planeta, ambos se mueven alrededor de su centro de gravedad. La medida del desplazamiento Doppler de las líneas espectrales de la estrella permiten ajustar su curva de velocidad radial De la curva de velocidad radial se puede medir: masa aproximada, semieje mayor, periodo y excentricidad de la órbita movimiento de la estrella órbita del planeta a P = GM 4π T /3 T M P sen i = V r,max M 2πG Se desconoce la inclinación i : solo se mide un límite inferior a la masa (MP sen i ) Curva de velocidad radial usando espectroscopía Doppler periodo T corrimiento al rojo corrimiento al azul animación Vr,max órbita circular

14 Método: velocidad radial Si una estrella tiene un planeta, ambos se mueven alrededor de su centro de gravedad. La medida del desplazamiento Doppler de las líneas espectrales de la estrella permiten ajustar su curva de velocidad radial De la curva de velocidad radial se puede medir: masa aproximada, semieje mayor, periodo y excentricidad de la órbita movimiento de la estrella órbita del planeta a P = GM 4π T /3 T M P sen i = V r,max M 2πG Se desconoce la inclinación i : solo se mide un límite inferior a la masa (MP sen i ) Curva de velocidad radial usando espectroscopía Doppler periodo T corrimiento al rojo corrimiento al azul animación Vr,max órbita circular

15 Método: velocidad radial Si una estrella tiene un planeta, ambos se mueven alrededor de su centro de gravedad. La medida del desplazamiento Doppler de las líneas espectrales de la estrella permiten ajustar su curva de velocidad radial De la curva de velocidad radial se puede medir: masa aproximada, semieje mayor, periodo y excentricidad de la órbita movimiento de la estrella órbita del planeta a P = GM 4π T /3 T M P sen i = V r,max M 2πG Se desconoce la inclinación i : solo se mide un límite inferior a la masa (MP sen i ) Curva de velocidad radial usando espectroscopía Doppler periodo T corrimiento al rojo corrimiento al azul animación Vr,max órbita circular i = 90º i = 0º

16 Método: velocidad radial Ejemplo: 51 Peg b - Primer planeta descubierto alrededor de una estrella normal M sen i = 0.468M J a P = UA (semieje mayor) T = 4.23 días e = 0 V r,max = 54.9 m/s M = 1.11M d = 14.7 pc Δλ λ = v = c

17 Método: velocidad radial Ejemplo: 51 Peg b - Primer planeta descubierto alrededor de una estrella normal M sen i = 0.468M J a P = UA (semieje mayor) T = 4.23 días e = 0 V r,max = 54.9 m/s M = 1.11M d = 14.7 pc Δλ λ = v = c Si la órbita no es circular (excentricidad e): 1 3 2/3 T M P sen i = V r,max M 2πG 1 e 2 La forma de la curva de velocidad radial permite calcular la excentricidad de la órbita

18 Método: velocidad radial Si la órbita no es circular (excentricidad e): 1 3 2/3 T M P sen i = V r,max M 2πG 1 e 2 La forma de la órbita permite calcular su excentricidad 16 Cyg B b 600 HD b Radial Velocity (m/s) Radial Velocity (m/s) exoplanets.org 200 exoplanets.org Year Year M sen i = 1.6M J a P = 1.66 UA M sen i = 7.6M J a P = 1.34 UA e = 0.68 e = 0.73

19 Método: velocidad radial También permite detectar sistemas múltiples: b c d e Gliese 581: un sistema de al menos 4 planetas (en 2013) M (MT) a (UA) e 1.9 0,03 b 20 0,04 c 5.4 0,07 d ,22

20 Método: velocidad radial También permite detectar sistemas múltiples: b c d Producida por actividad estelar e Gliese 581: un sistema de al menos 3 planetas M (MT) a (UA) e 1.9 0,03 b 20 0,04 c 5.4 0,07 d ,22

21 Método: velocidad radial Hasta hace poco era el método más efectivo. En total 686 planetas descubiertos (19% del total) y sigue siendo un método muy importante. La mayoría de los planetas detectados por este método son de alta masa y con órbitas pequeñas ( Júpiters calientes ) Efecto observacional (más sensible para altas masas y órbitas próximas) Ventajas del método: Se hace una estimación de la masa. Permite detectar sistemas múltiples

22 Método: velocidad radial Hasta hace poco era el método más efectivo. En total 686 planetas descubiertos (19% del total) y sigue siendo un método muy importante. La mayoría de los planetas detectados por este método son de alta masa y con órbitas pequeñas ( Júpiters calientes ) Efecto observacional (más sensible para altas masas y órbitas próximas) Ventajas del método: Se hace una estimación de la masa. Permite detectar sistemas múltiples Problemas del método: Sólo se determina un límite inferior de la masa Pero, estadísticamente, M < 2 M sen i en el 85% de los casos, M < 10 M sen i en el 99.5% Hacen falta medidas de alta precisión (largos tiempos en telescopios grandes). Actualmente se alcanza una precisión de 1 m/s Δλ/λ = 3 x 10 9 Sólo aplicable a estrellas cercanas (la mayoría con d < 100 pc) Difícil de aplicar para órbitas grandes. Hace falta un seguimiento muy largo para obtener un ciclo de la curva de velocidad radial (ej. 12 años para la órbita de Júpiter) Sólo aplicable a estrellas con masas < 1.4 M. No aplicable a estrellas con gran actividad cromosférica o rotación rápida

23 f = π R2 P π R 2 * Método: tránsitos El planeta pasa entre el observador y la estrella, causando un pequeña disminución del brillo Del tiempo entre tránsitos (T) se puede determinar el tamaño de la órbita La curva de luz permite calcular el radio de la órbita y el radio del planeta: fracción de luz bloqueada en el tránsito: R P = R * f Para evitar variaciones intrínsecas en el brillo de la estrella hace falta múltiples observaciones repetidas Curva de luz de Kepler 6b R P = 1.32R J a P = 0.05 UA i = 87º disminución de intensidad en el mínimo = 1% En el caso del Sol: f (Tierra) =0.0084%, f (Júpiter) = 1.01% Si además hay medidas de la curva de velocidad radial: i 90º M = M sen i RP, M densidad del planeta

24 f = π R2 P π R 2 * Método: tránsitos El planeta pasa entre el observador y la estrella, causando un pequeña disminución del brillo Del tiempo entre tránsitos (T) se puede determinar el tamaño de la órbita La curva de luz permite calcular el radio de la órbita y el radio del planeta: fracción de luz bloqueada en el tránsito: R P = R * f Para evitar variaciones intrínsecas en el brillo de la estrella hace falta múltiples observaciones repetidas Curva de luz de Kepler 6b R P = 1.32R J a P = 0.05 UA i = 87º disminución de intensidad en el mínimo = 1% En el caso del Sol: f (Tierra) =0.0084%, f (Júpiter) = 1.01% Si además hay medidas de la curva de velocidad radial: i 90º M = M sen i RP, M densidad del planeta

25 Método: tránsitos HD b: Primer planeta detectado con este método (1999) R P = 1.36R J T = 3.5 días a P = UA M P = 0.689M J e = 0.07 i = 87º ρ = 340 kg/m 3 Diminución del brillo en el tránsito del 1.7% Además existe curva de velocidad radial, lo que permite calcular la densidad (baja)

26 Método: tránsitos HD b: Primer planeta detectado con este método (1999) R P = 1.36R J T = 3.5 días a P = UA M P = 0.689M J e = 0.07 i = 87º ρ = 340 kg/m 3 Diminución del brillo en el tránsito del 1.7% Además existe curva de velocidad radial, lo que permite calcular la densidad (baja)

27 Método: tránsitos Los planetas que presentan tránsitos son interesantes porque sus atmósferas, de existir, son susceptibles de ser estudiadas En el eclipse (planeta detrás de la estrella) se puede detectar un mínimo secundario (observaciones en el IR). Durante el tránsito (mínimo primario) a veces se puede estudiar la atmósfera del planeta. eclipse: disminución del 0.25% eclipse mínimo secundario tránsito mínimo primario tránsito: disminución del 1.7%

28 Método: tránsitos Los planetas que presentan tránsitos son interesantes porque sus atmósferas, de existir, son susceptibles de ser estudiadas En el eclipse (planeta detrás de la estrella) se puede detectar un mínimo secundario (observaciones en el IR). Durante el tránsito (mínimo primario) a veces se puede estudiar la atmósfera del planeta. eclipse: disminución del 0.25% eclipse mínimo secundario tránsito mínimo primario tránsito: disminución del 1.7%

29 Método: tránsitos Los planetas que presentan tránsitos son interesantes porque sus atmósferas, de existir, son susceptibles de ser estudiadas En el eclipse (planeta detrás de la estrella) se puede detectar un mínimo secundario (observaciones en el IR). Durante el tránsito (mínimo primario) a veces se puede estudiar la atmósfera del planeta. eclipse: espectroscopía de la emisión del planeta eclipse: disminución del 0.25% eclipse mínimo secundario tránsito: absorción de la atmósfera del planeta tránsito mínimo primario tránsito: disminución del 1.7%

30 Método: tránsitos Los planetas que presentan tránsitos son interesantes porque sus atmósferas, de existir, son susceptibles de ser estudiadas Espectroscopía de emisión (eclipse del planeta): Restando el espectro en el eclipse del espectro de la estrella se puede determinar la emisión térmica del planeta, una estimación de su temperatura y obtener un espectro del planeta composición química y condiciones de la atmósfera HD189733b Detección de H20, CH4, CO2 y CO en la atmósfera de un Júpiter caliente. Estudio de sus propiedades físicas. Swain et al. (2010, Nature, 463, 637)

31 Método: tránsitos Los planetas que presentan tránsitos son interesantes porque sus atmósferas, de existir, son susceptibles de ser estudiadas Espectroscopía de emisión (eclipse del planeta): Restando el espectro en el eclipse del espectro de la estrella se puede determinar la emisión térmica del planeta, una estimación de su temperatura y obtener un espectro del planeta composición química y condiciones de la atmósfera HD189733b Detección de H20, CH4, CO2 y CO en la atmósfera de un Júpiter caliente. Estudio de sus propiedades físicas. Swain et al. (2010, Nature, 463, 637)

32 Método: tránsitos Los planetas que presentan tránsitos son interesantes porque sus atmósferas, de existir, son susceptibles de ser estudiadas Espectroscopía de emisión (eclipse del planeta): Restando el espectro en el eclipse del espectro de la estrella se puede determinar la emisión térmica del planeta, una estimación de su temperatura y obtener un espectro del planeta composición química y condiciones de la atmósfera HD189733b Detección de H20, CH4, CO2 y CO en la atmósfera de un Júpiter caliente. Estudio de sus propiedades físicas. Swain et al. (2010, Nature, 463, 637)

33 Espectroscopía de transmisión (durante el tránsito del planeta): Método: tránsitos Los planetas que presentan tránsitos son interesantes porque sus atmósferas, de existir, son susceptibles de ser estudiadas Al atravesar la atmósfera del planeta, la luz de la estrella es afectada (absorbida en ciertas longitudes de onda, bloqueada o dispersada por las nubes, etc). Fundamental para estudiar abundancias, condiciones atmosféricas y procesos químicos y dinámicos en las atmósferas. HD189733b Detección de una atmósfera rica en H20 y CH4 Swain et al. (2008, Nature, 452, 329)

34 Espectroscopía de transmisión (durante el tránsito del planeta): Método: tránsitos Los planetas que presentan tránsitos son interesantes porque sus atmósferas, de existir, son susceptibles de ser estudiadas Al atravesar la atmósfera del planeta, la luz de la estrella es afectada (absorbida en ciertas longitudes de onda, bloqueada o dispersada por las nubes, etc). Fundamental para estudiar abundancias, condiciones atmosféricas y procesos químicos y dinámicos en las atmósferas. HD189733b Detección de una atmósfera rica en H20 y CH4 Swain et al. (2008, Nature, 452, 329)

35 Método: tránsitos Ahora es el método más exitoso. Hasta la fecha 2697 planetas descubiertos (76%), con 453 sistemas múltiples. Casi todos los planetas detectados por este método hasta ahora son de alta masa y con órbitas pequeñas Problemas del método: Inclinación próxima a 90º Necesarios periodos orbitales cortos (tránsitos más frecuentes) Probabilidad de un tránsito es proporcional a (radio estrella)/(radio órbita). P(Tierra) = 0.46%; P(Júpiter) = 0.09 % Alta frecuencia de detecciones falsas (actividad estelar, confusión con otras estrellas, estrellas binarias, etc). Es necesario un seguimiento posterior o una confirmación por otro método (velocidad radial).

36 Método: tránsitos Ahora es el método más exitoso. Hasta la fecha 2697 planetas descubiertos (76%), con 453 sistemas múltiples. Casi todos los planetas detectados por este método hasta ahora son de alta masa y con órbitas pequeñas Problemas del método: Inclinación próxima a 90º Necesarios periodos orbitales cortos (tránsitos más frecuentes) Probabilidad de un tránsito es proporcional a (radio estrella)/(radio órbita). P(Tierra) = 0.46%; P(Júpiter) = 0.09 % Alta frecuencia de detecciones falsas (actividad estelar, confusión con otras estrellas, estrellas binarias, etc). Es necesario un seguimiento posterior o una confirmación por otro método (velocidad radial). Ventajas del método: Permite detectar planetas menores ( Tierras?) que con el método de la velocidad radial Eficiente para detectar sistemas múltiples Medida del radio del planeta Se puede hacer con telescopios pequeños Se pueden hacer grandes exploraciones del cielo (ej. misión Kepler)

37 Método: imagen directa Deseable para estudiar el planeta con detalles pero muy difícil. Ejemplo: desde 10 pc de distancia la Tierra está a 0.1 del Sol y es un factor menos luminosa (10 6 en el infrarrojo) Por ahora la detección, en el infrarrojo, sólo es posible para planetas muy masivos y a grandes distancias orbitales. Hay que bloquear la luz de la estrella. 51 planetas descubiertos hasta la fecha, con masas de 0.7 MT a 47 MJ y con órbitas de a 3000 UA (49 con órbitas mayores de ~3 UA) (el planeta a UA (Kepler 70b) no es realmente imagen directa, sino detección directa a partir de luz reflejada procedente de la estrella subenana azul)

38 Método: imagen directa Deseable para estudiar el planeta con detalles pero muy difícil. Ejemplo: desde 10 pc de distancia la Tierra está a 0.1 del Sol y es un factor menos luminosa (10 6 en el infrarrojo) Por ahora la detección, en el infrarrojo, sólo es posible para planetas muy masivos y a grandes distancias orbitales. Hay que bloquear la luz de la estrella. 51 planetas descubiertos hasta la fecha, con masas de 0.7 MT a 47 MJ y con órbitas de a 3000 UA (49 con órbitas mayores de ~3 UA) (el planeta a UA (Kepler 70b) no es realmente imagen directa, sino detección directa a partir de luz reflejada procedente de la estrella subenana azul) 2M1207 b: primer planeta descubierto por este método (2004) Alrededor de una enana marrón (M = M ) MP 4 MJ, a = 46 UA Los espectros infrarrojos indican la presencia de agua

39 Fomalhaut b Método: imagen directa

40 Fomalhaut b Método: imagen directa

41 M 3 MJ, a = 115 UA (T = 875 años) Fomalhaut b

42 M 3 MJ, a = 115 UA (T = 875 años) Fomalhaut b

43 Método: imagen directa Beta Pictoris b Gran disco de polvo circumestelar M 7 MJ, a = 9 UA Con radio de la órbita relativamente pequeño

44 Método: imagen directa Beta Pictoris b Gran disco de polvo circumestelar M 7 MJ, a = 9 UA Con radio de la órbita relativamente pequeño

45 Método: imagen directa Beta Pictoris b Gran disco de polvo circumestelar M 7 MJ, a = 9 UA Con radio de la órbita relativamente pequeño HR 8799 bcde Sistema múltiple (4 planetas) M 7, 7, 9 y 10 MJ, a = de 15 a 68 UA Usando nuevas técnicas coronográficas

46 Método: imagen directa Beta Pictoris b Gran disco de polvo circumestelar M 7 MJ, a = 9 UA Con radio de la órbita relativamente pequeño HR 8799 bcde Sistema múltiple (4 planetas) M 7, 7, 9 y 10 MJ, a = de 15 a 68 UA Usando nuevas técnicas coronográficas

47 Método: imagen directa Beta Pictoris b Gran disco de polvo circumestelar M 7 MJ, a = 9 UA Con radio de la órbita relativamente pequeño HR 8799 bcde Sistema múltiple (4 planetas) M 7, 7, 9 y 10 MJ, a = de 15 a 68 UA Usando nuevas técnicas coronográficas

48 Método: microlentes gravitacionales Microlente gravitacional: Alineación casi exacta de dos estrellas. La luz de la estrella más distante es desviada por el campo gravitacional de la más cercana (lente), siendo amplificada Un planeta orbitando la estrella lente puede causar anomalías detectables en la curva de magnificación frente al tiempo. De la curva de luz se puede medir la razón MP/M* y la distancia angular entre ellos. Hasta la fecha: 51 planetas detectados en 49 sistemas MP de 3 MTierra a 9 MJupiter Radios orbitales de 0.2 a 8 UA A distancias de 400 a 8000 pc

49 Ventajas del método: Casi completamente aleatorio (sin efectos de selección) Método: microlentes gravitacionales Microlente gravitacional: Alineación casi exacta de dos estrellas. La luz de la estrella más distante es desviada por el campo gravitacional de la más cercana (lente), siendo amplificada Un planeta orbitando la estrella lente puede causar anomalías detectables en la curva de magnificación frente al tiempo. Pueden detectarse Tierras en un gran rango de distancias orbitales alrededor de cualquier estrella De la curva de luz se puede medir la razón MP/M* y la distancia angular entre ellos. Hasta la fecha: 51 planetas detectados en 49 sistemas MP de 3 MTierra a 9 MJupiter Radios orbitales de 0.2 a 8 UA A distancias de 400 a 8000 pc

50 Ventajas del método: Casi completamente aleatorio (sin efectos de selección) Método: microlentes gravitacionales Microlente gravitacional: Alineación casi exacta de dos estrellas. La luz de la estrella más distante es desviada por el campo gravitacional de la más cercana (lente), siendo amplificada Un planeta orbitando la estrella lente puede causar anomalías detectables en la curva de magnificación frente al tiempo. Pueden detectarse Tierras en un gran rango de distancias orbitales alrededor de cualquier estrella Problemas del método: Baja probabilidad de que ocurra el efecto Gran dificultad en el seguimiento posterior Con un seguimiento a gran escala de muchas estrellas continuamente monitorizadas se podrían conseguir valiosos resultados estadísticos. De la curva de luz se puede medir la razón MP/M* y la distancia angular entre ellos. Hasta la fecha: 51 planetas detectados en 49 sistemas MP de 3 MTierra a 9 MJupiter Radios orbitales de 0.2 a 8 UA A distancias de 400 a 8000 pc

51 Método: timing Púlsar: emisión en radio de un estrella de neutrones en rápida rotación. Remanente de la explosión de una supernova La emisión en radio se produce en pulsos extremadamente regulares. Pequeñas variaciones en los tiempos de los pulsos pequeños movimientos de la estrella de neutrones presencia de planetas PSR : Primeros planetas descubiertos (1992) 3 planetas de 0.02, 3.8 y 4.1 MTierra a 0.19, 0.36 y 0.46 UA Hasta la fecha 23 planetas descubiertos en 18 sistemas. Son los núcleos rocosos de planetas gigantes que han sobrevivido a la explosión? o son el resultado de un segundo episodio de formación planetaria tras la explosión?

52 Método: timing Púlsar: emisión en radio de un estrella de neutrones en rápida rotación. Remanente de la explosión de una supernova La emisión en radio se produce en pulsos extremadamente regulares. Pequeñas variaciones en los tiempos de los pulsos pequeños movimientos de la estrella de neutrones presencia de planetas PSR : Primeros planetas descubiertos (1992) 3 planetas de 0.02, 3.8 y 4.1 MTierra a 0.19, 0.36 y 0.46 UA Hasta la fecha 23 planetas descubiertos en 18 sistemas. Son los núcleos rocosos de planetas gigantes que han sobrevivido a la explosión? o son el resultado de un segundo episodio de formación planetaria tras la explosión?

53 Método: timing Púlsar: emisión en radio de un estrella de neutrones en rápida rotación. Remanente de la explosión de una supernova La emisión en radio se produce en pulsos extremadamente regulares. Pequeñas variaciones en los tiempos de los pulsos pequeños movimientos de la estrella de neutrones presencia de planetas PSR : Primeros planetas descubiertos (1992) 3 planetas de 0.02, 3.8 y 4.1 MTierra a 0.19, 0.36 y 0.46 UA Hasta la fecha 23 planetas descubiertos en 18 sistemas. Son los núcleos rocosos de planetas gigantes que han sobrevivido a la explosión? o son el resultado de un segundo episodio de formación planetaria tras la explosión? Ventajas del método: Muy sensible. Permite detectar planetas muy pequeños (< 0.1 MTierra) y sistemas múltiples. Aplicable a grandes distancias

54 Método: timing Púlsar: emisión en radio de un estrella de neutrones en rápida rotación. Remanente de la explosión de una supernova La emisión en radio se produce en pulsos extremadamente regulares. Pequeñas variaciones en los tiempos de los pulsos pequeños movimientos de la estrella de neutrones presencia de planetas PSR : Primeros planetas descubiertos (1992) 3 planetas de 0.02, 3.8 y 4.1 MTierra a 0.19, 0.36 y 0.46 UA Hasta la fecha 23 planetas descubiertos en 18 sistemas. Son los núcleos rocosos de planetas gigantes que han sobrevivido a la explosión? o son el resultado de un segundo episodio de formación planetaria tras la explosión? Ventajas del método: Muy sensible. Permite detectar planetas muy pequeños (< 0.1 MTierra) y sistemas múltiples. Aplicable a grandes distancias Problemas del método: Los púlsares son escasos (~1000 en la Galaxia) Muy difícil que exista vida en estos planetas

55 Método: astrometría Medida de los pequeños cambios en la posición de la estrella alrededor del centro de masa del sistema debido a la influencia gravitacional de los planetas El método más antiguo de todos, pero sin éxito El efecto es muy pequeño (Ej. visto desde 10 pc el Sol se desplaza menos de ) En 2002 el HST observó el efecto en Gliese 876 (previamente descubierto). También efecto detectable en HD176051b (astrometría de estrella binaria; 1.5 MJ a 1.8 UA) Es más sensible para planetas con grandes radios orbitales pero hace falta un seguimiento muy largo. Previsiblemente, Gaia detectará planetas por este método 0,001

56 Método: astrometría Medida de los pequeños cambios en la posición de la estrella alrededor del centro de masa del sistema debido a la influencia gravitacional de los planetas El método más antiguo de todos, pero sin éxito El efecto es muy pequeño (Ej. visto desde 10 pc el Sol se desplaza menos de ) En 2002 el HST observó el efecto en Gliese 876 (previamente descubierto). También efecto detectable en HD176051b (astrometría de estrella binaria; 1.5 MJ a 1.8 UA) Es más sensible para planetas con grandes radios orbitales pero hace falta un seguimiento muy largo. Previsiblemente, Gaia detectará planetas por este método 0,001

57 Estadísticas de los planetas descubiertos La gran mayoría en órbitas cercanas a la estrella Un 22% de sistemas múltiples, muchos de ellos con resonancias orbitales

58 Estadísticas de los planetas descubiertos Las órbitas muy cercanas (< 0.1 UA) suelen ser muy circulares. Pero para órbitas mayores hay muchos planetas en órbitas excéntricas. No parece un efecto observacional: recientemente, las simulaciones han mostrado que algunos podrían ser un sistema de dos planetas en órbitas circulares, especialmente si están en resonancia 2:1

59 Estadísticas de los planetas descubiertos Hasta la fecha, 22 planetas con masas entre 0.3 y 2 veces la masa de la Tierra, casi todos ellos muy cerca de su estrella Datos: 1407 planetas con masas determinadas hasta la fecha En general, muy masivos

60 Estadísticas de los planetas descubiertos log10 M/MJ 1 0 Júpiter Tierra Tránsitos Velocidad radial Imagen directa Microlentes Timing log10 a (UA) (datos de septiembre 2014) 3

61 log10 M/MJ Estadísticas de los planetas descubiertos Júpiter La mayoría son planetas masivos en órbitas cercanas a la estrella ( Júpiters calientes ) Claramente son efectos de selección. Cada método favorece la detección en una parte del espacio de parámetros. Hemos estado cazando planetas con trampas para elefantes y hemos capturado elefantes Los planetas de nuestro Sistema Solar no tienen porqué ser excepcionales Tierra Tránsitos Velocidad radial Imagen directa Microlentes Timing log10 a (UA) (datos de septiembre 2014) 3

62 log10 M/MJ Estadísticas de los planetas descubiertos P = 5% P = 0.1% Júpiter Δv = 5 m/s Δv = 1 m/s La mayoría son planetas masivos en órbitas cercanas a la estrella ( Júpiters calientes ) Claramente son efectos de selección. Cada método favorece la detección en una parte del espacio de parámetros. Hemos estado cazando planetas con trampas para elefantes y hemos capturado elefantes Los planetas de nuestro Sistema Solar no tienen porqué ser excepcionales Tierra Tránsitos Velocidad radial Imagen directa Microlentes Timing log10 a (UA) (datos de septiembre 2014) 3

63 Planeta detectado con microlensing, M = 2 MT, a 0.8 UA de su estrella (enana roja). Demasiado frío (T~ 60K). OGLE-2013-BLG-0341Lb Kepler-70c Kepler-42d α Cen B b

64 R R J 2,25 2,00 1,75 1,50 1,25 1,00 Estadísticas de los planetas descubiertos ρ Saturno = 690 kg/m 3 ρ Júpiter = 1325 kg/m ,75 0,50 0,25 ρ Tierra = 5500 kg/m 3 0,00-2,0-1,5-1,0-0,5 0,0 0,5 1,0 1,5 log(m M J ) (Datos sobre los 113 planetas descubiertos a fecha de 15/11/10 con estimaciones de radios y masas (tránsitos + velocidad radial) densidad (kg/m 3 ) La mayoría tienen densidades como la de Júpiter o menor (consistente con que sean planetas de tipo joviano) Pero hay muchos con densidades muy bajas (< 500 kg/m 3 ). Los modelos indican que si Júpiter estuviese a 0.05 UA del Sol, el calor adicional le haría un 50% mayor en radio y, por lo tanto, su densidad sería del 30% de la actual ( 400 kg/m 3 )

65 Estadísticas de los planetas descubiertos Fe : planetas constituidos básicamente por hierro H20 : planetas constituidos básicamente por agua R/RT 67% Fe ~Tierra Datos a fecha 19/04/2014 log M/MT Planetas por encima de la línea H2O: tendrán una importante envoluta de H y He Planetas por debajo de la línea Fe: núcleos desnudos de Júpiters calientes o de planetas rocosos que perdieron las capas exteriores Planetas intermedios: transición rocosos - fluidos (gaseosos)

66 Fracción de estrellas con planetas Difícil de estimar debido a los efectos de selección: Del 1 al 1.5% de las estrellas similares al Sol tienen Júpiters calientes Del 3 al 4.5% de las estrellas similares al Sol tienen un planeta gigante (> 30 MT) con T < 100 días La extrapolación de los resultados de las búsquedas sugiere que los planetas poco masivos en órbitas grandes son más abundantes que los gigantes Quizás, alrededor de un 20% de las estrellas similares al Sol tienen al menos un planeta gigante, y alrededor de un 40% tienen planetas menores (estimación muy imprecisa) Estimaciones de Kepler: 11 x 10 9 exoplanetas con tamaño similar a la Tierra y en las zonas habitables de estrellas de tipo solar en la Vía Láctea

67 Fracción de estrellas con planetas Difícil de estimar debido a los efectos de selección: Del 1 al 1.5% de las estrellas similares al Sol tienen Júpiters calientes Del 3 al 4.5% de las estrellas similares al Sol tienen un planeta gigante (> 30 MT) con T < 100 días La extrapolación de los resultados de las búsquedas sugiere que los planetas poco masivos en órbitas grandes son más abundantes que los gigantes Quizás, alrededor de un 20% de las estrellas similares al Sol tienen al menos un planeta gigante, y alrededor de un 40% tienen planetas menores (estimación muy imprecisa) Estimaciones de Kepler: 11 x 10 9 exoplanetas con tamaño similar a la Tierra y en las zonas habitables de estrellas de tipo solar en la Vía Láctea Tipos de estrellas: Las estrellas muy calientes y masivas probablemente inhiben la formación de planetas Las estrellas frías y poco masivas parecen tener menos planetas, o los tienen menos masivos. Las estrellas con mayor cantidad de elementos pesados (metalicidad) tienen mayor probabilidad de tener planetas y éstos son más masivos

68 Júpiters calientes Bajas densidades La temperatura en la atmósfera debe ser del orden de K Demasiado alta para que haya condensación (y nubes) de H2O, NH3 o CH4 Pero, probablemente, hay nubes de polvo rocoso Rápida rotación (probablemente sincronizada con la órbita) Grandes diferencias de T entre uno y otro lado intensa circulación atmosférica existencia de bandas

69 El modelo de formación de sistemas planetarios Sigue siendo válido el modelo de la hipótesis nebular para la formación de sistemas planetarios? A favor: la propia existencia y abundancia de otros sistemas la relación entre la presencia de planetas y la metalicidad En contra: en la hipótesis nebular los planetas jovianos se forman a grandes distancias de la estrella y en órbitas casi circulares (en contra de las observaciones)

70 El modelo de formación de sistemas planetarios Sigue siendo válido el modelo de la hipótesis nebular para la formación de sistemas planetarios? A favor: la propia existencia y abundancia de otros sistemas la relación entre la presencia de planetas y la metalicidad En contra: en la hipótesis nebular los planetas jovianos se forman a grandes distancias de la estrella y en órbitas casi circulares (en contra de las observaciones) Posibles soluciones: Migración planetaria: los júpiters calientes se formaron a grandes distancias y luego migraron a órbitas pequeñas (por interacción con el disco de polvo). Las órbitas excéntricas podrían producirse por encuentros cercanos entre planetas masivos y resonancias La hipótesis nebular puede ser correcta pero es, probablemente, incompleta

71 La zona de habitabilidad Región alrededor de una estrella donde la temperatura está en el intervalo necesario para que un planeta terrestre pueda mantener agua líquida en su superficie (posibilidad de vida) Depende de la luminosidad de la estrella T también depende de otros efectos (albedo, composición de la atmósfera + actividad geológica, efecto invernadero) ZONA DE HABITABILIDAD Demasiado caliente Lo justo! Demasiado frío nuestra Tierra

72 La zona de habitabilidad Región alrededor de una estrella donde la temperatura está en el intervalo necesario para que un planeta terrestre pueda mantener agua líquida en su superficie (posibilidad de vida) Depende de la luminosidad de la estrella T también depende de otros efectos (albedo, composición de la atmósfera + actividad geológica, efecto invernadero) Casi todos los planetas detectados en las zonas de habitabilidad son de tipo joviano (podría haber vida en sus lunas) Actualmente un método prometedor es buscar signos de vida en los espectros de planetas en tránsitos. Masa de la estrella relativa al Sol Zona habitable Marte Tierra Venus Radio de la órbita (UA)

73 La zona de habitabilidad Región alrededor de una estrella donde la temperatura está en el intervalo necesario para que un planeta terrestre pueda mantener agua líquida en su superficie (posibilidad de vida) Depende de la luminosidad de la estrella T también depende de otros efectos (albedo, composición de la atmósfera + actividad geológica, efecto invernadero) Casi todos los planetas detectados en las zonas de habitabilidad son de tipo joviano (podría haber vida en sus lunas) Actualmente un método prometedor es buscar signos de vida en los espectros de planetas en tránsitos. Masa de la estrella relativa al Sol Zona habitable Marte Tierra Venus Radio de la órbita (UA) Estimaciones de Kepler: 40 x 10 9 exoplanetas en sus zonas de habitabilidad en la Vía Láctea

74 La zona de habitabilidad Actualmente 15 tierras (R ~ RT) y 29 supertierras en sus ZHs ver

75 La zona de habitabilidad Proxima Centauri b Enana roja, L* = L /1000, a 4 años-luz M 1.3 MT, T = 11.2 días, a = 0.05 UA G. Anglada Escudé, P. Amado et al (Nature, agosto 2016)

76 La zona de habitabilidad Proxima Centauri b Enana roja, L* = L /1000, a 4 años-luz M 1.3 MT, T = 11.2 días, a = 0.05 UA G. Anglada Escudé, P. Amado et al (Nature, agosto 2016)

77 La zona de habitabilidad Proxima Centauri b Enana roja, L* = L /1000, a 4 años-luz M 1.3 MT, T = 11.2 días, a = 0.05 UA G. Anglada Escudé, P. Amado et al (Nature, agosto 2016)

78 La zona de habitabilidad Proxima Centauri b Enana roja, L* = L /1000, a 4 años-luz M 1.3 MT, T = 11.2 días, a = 0.05 UA G. Anglada Escudé, P. Amado et al (Nature, agosto 2016)

79 HARPS Más de 150 planetas ya descubiertos por HARPS (velocidades radiales con el telescopio de 3.6 m de La Silla), incluyendo un buen número de super-tierras HD b: 3.6 MT y en el borde de la zona habitable

80 HARPS Más de 150 planetas ya descubiertos por HARPS (velocidades radiales con el telescopio de 3.6 m de La Silla), incluyendo un buen número de super-tierras HD b: 3.6 MT y en el borde de la zona habitable HD Sistema con 6 planetas 6 super-tierras HD 40307g, con masa de 7 MTierra, en la zona habitable

81 HARPS Más de 150 planetas ya descubiertos por HARPS (velocidades radiales con el telescopio de 3.6 m de La Silla), incluyendo un buen número de super-tierras HD b: 3.6 MT y en el borde de la zona habitable HD Sistema con 6 planetas 6 super-tierras HD 40307g, con masa de 7 MTierra, en la zona habitable

82 Misiones: Kepler Lanzado en marzo Misión inicial terminada por problemas de apuntado en Reiniciada en julio 2014 como misión K2. Objetivo: monitorizar el brillo de ~ estrellas Suficientemente sensible para detectar Tierras Hasta la fecha (29/10/2016) más de 2500 planetas confirmados (de 5100 candidatos).

83 Un sistema con 6 planetas Kepler 11: 5 de ellos con masas entre 1.9 MT (Kepler-11b) y 8 MT (con órbitas menores que la de Mercurio) Alrededor de una estrella similar al Sol

84 Kepler 16 AB - b: Un planeta (0.33 MJ) orbitando un sistema binario Estrellas de 0.20 y 0.69 M Los tres en el mismo plano (eclipses entre estrellas y con el planeta): formación in situ

85 Kepler 16 AB - b: Un planeta (0.33 MJ) orbitando un sistema binario Estrellas de 0.20 y 0.69 M Los tres en el mismo plano (eclipses entre estrellas y con el planeta): formación in situ

86 Kepler 16 AB - b: Un planeta (0.33 MJ) orbitando un sistema binario Estrellas de 0.20 y 0.69 M Los tres en el mismo plano (eclipses entre estrellas y con el planeta): formación in situ Son comunes los sistemas planetarios en sistemas estelares múltiples Kepler 47: Dos planetas alrededor de una estrella binaria

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88 Un sistema con 5 planetas, estrella más roja Kepler 186: Kepler 186-f tiene R = 1.11 RT. (sin estimación de la masa). Situado a 0.36 UA de su estrella (enana roja): En la zona de habitabilidad (primer planeta del tamaño de la Tierra en la zona de habitabilidad)

89 Un sistema con 5 planetas, estrella más roja Kepler 186: Kepler 186-f tiene R = 1.11 RT. (sin estimación de la masa). Situado a 0.36 UA de su estrella (enana roja): En la zona de habitabilidad (primer planeta del tamaño de la Tierra en la zona de habitabilidad)

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91 Kepler 452b El primer planeta de un tamaño similar a la Tierra en la zona de habitabilidad alrededor de una estrella similar al Sol Kepler 452-b tiene R = 1.6 RT. Situado a 1.05 UA de su estrella (órbita de 385 días)

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94 3 planetas alrededor de la estrella enana ultrafría TRAPPIST-1 Con tamaños de 1.1 a 1.2 RT, orbitando a distancias de ~0.01 UA de su estrella (T =1.5, 2.4 y 4.5-7,3 días). Cerca, pero no exactamente, en su zona de habitabilidad Primer descubrimiento de exoplanetas alrededor de estrellas enanas ultrafrías. Grandes expectativas para medir la composición química de sus atmósferas en un futuro cercano.

95 Nuevas misiones Gaia:(astrometría): Lanzado en noviembre Observando desde L2 Objetivo: observar 10 9 estrellas con precisión astrométrica (~20 microarcosegundos) Posiciones, distancias, movimientos propios, etc. La previsión es que podría detectar decenas de miles de planetas extrasolares Espectrógrafo para el telescopio de 3.5m de Calar Alto Tomando datos desde enero 2016

96 Nuevas misiones Gaia:(astrometría): Lanzado en noviembre Observando desde L2 Objetivo: observar 10 9 estrellas con precisión astrométrica (~20 microarcosegundos) Posiciones, distancias, movimientos propios, etc. La previsión es que podría detectar decenas de miles de planetas extrasolares Espectrógrafo para el telescopio de 3.5m de Calar Alto Tomando datos desde enero 2016 Espresso: Nuevo espectrógrafo para VLT Actualmente en integración. Se espera que entre en operación científica en Precisión: < 10 cm/s en velocidad radial Suficiente para detectar planetas de masa de la Tierra en la zona habitable

97 Nuevas misiones

98 Nuevas misiones PLATO (PLAnetary Transits and Oscillations of stars): Misión seleccionada por la ESA en febrero 2014 Lanzamiento previsto para 2024 Usará 34 diferentes telescopios y cámaras para buscar pequeñas variaciones de brillo (tránsitos) en alrededor de 10 6 estrellas + asterosismología El objetivo es detectar Tierras en zonas de habitabilidad

99 Nuevas misiones: imagen directa Interferometría desde el espacio: varias misiones pensadas (ESA: Darwin) (NASA: TFP) De momento pospuestas indefinidamente por motivos técnicos y presupuestarios

100 Referencias y enlaces Textos: Universe, de R.A. Freedman, R.M. Geller & W.J. Kauffmann III, ed. W.H. Freeman & Co. Strange New Worlds, de Jay Jayawardhana, Princeton University Press. Extrasolar Planets, de H. Deeg et al., XVI Canary Islands Winter School of Astrophysics, Cambridge University Press New Worlds in the Cosmos - The Discovery of Extrasolar Planets, de M. Mayor y P-Y Fey, Cambridge University Press The Exoplanet Handbook, de M. Perryman, Cambridge University Press Enlaces: (aplicación para iphone/ipad: Simulaciones: ca_extrasolarplanets_starwobble.html Vídeos:

101 Simulaciones: ca_extrasolarplanets_starwobble.html Vídeos:

102 Aplicaciones para tablets y móviles: Exoplanet