Sistemas Planetários:

Sistemas Planetários: Solares y extrasolares Carolina Chavero carolina@oac.uncor.edu

1 Repaso de las Propiedades Básicas del Sistema Solar 2- Planetas extrasolares

Imagen de la Vía Láctea desde Paranal. Crédito:ESO

Mercurio Venus Tierra Marte Sol Planetas Júpiter Saturno Urano Neptuno Ceres Planetas Enanos Plutón Eris Makemake Asteroides Pequeños Cuerpos Objetos trasneptunianos (TNO) Cometas Polvo

Algunas definiciones... La unidad astronómica (UA) equivale aproximadamente a la distancia media entre el planeta Tierra y el Sol. 1UA~150 000 000 km

Configuración y Distancias Los planetas giran alrededor del Sol. No tienen luz propia, sino que reflejan la luz solar.

Distribución de masa Masa Total (%) Sol Júpiter 99.8 0.1 Cometas 0.05 Otros planetas 0.04 Satélites y anillos Asteroides Polvo cósmico 0.00005 0.000002 0.0000001

Distribución de tamaños 1 radio de Júpiter = 11 radios de la tierra 1 júpiter = 317 masas de la tierra

Movimiento de los Planetas : traslación

Sol Evolución dinámica Ley de gravitación universal Gm1m2 F= 2 R Leyes de Kepler (siglo XVII): descripción matemática del movimiento de los planetas en sus órbitas alrededor del Sol 2 elipse con el Sol en uno de los focos áreas iguales em tiempos iguales a (1 e ) r= 1 + e cos θ da 1 2 dθ h = r = dt 2 dt 2 3 Relación semieje - periodo a = const. 2 P

Distribución de propriedades físicas Terrestres Gigantes RT=6378 km MT=5.98 x 1024kg Radio (RT) Masa (MT) Dens. (g/cm3) Mercúrio 0,38 0,06 5,4 Venus 0,95 0,82 5,3 Tierra 1,00 1,00 5,5 Marte 0,53 0,11 3,9 Júpiter 11,2 318 1,3 Saturno 9,5 95 0,7 Urano 4,1 15 1,2 Neptuno 3,9 17 1,6

Mercúrio Júpiter Vênus Terra Saturno Marte Urano Netuno

Planetas Gigantes

El Nuevo Sistema Solar

Planetas Mercurio Venus Tierra Marte Júpiter Saturno 1781 - Urano (W. e C. Herschel) 1801 Ceres (G. Piazzi) (Considerados planetas hasta 1840) 1846 Neptuno (J.G. Galle) 1930 Plutón (C.W. Tombaugh) 67 años 2003 Eris (M. Brown)

Sistema Solar en 1975 9 planetas ~2000 asteroides 31 satélites planetários 1 sistema de anillos ~60 cometas 2 reservorios peq. cuerpos Sistema Solar (últimos años) 8 planetas ~300.000 asteroides 167 satélites planetarios 4 sistemas de anillos ~200 cometas 3 reservorios peq. cuerpos 293 Centauros 1175 TNOs decenas satélites asteroides decenas satélites TNOs 4 planetas enanos

Agosto 2006, Praga

Planeta: Un planeta es un cuerpo celeste que está en órbita alrededor del Sol, que tiene suficiente masa para tener gravedad propia para superar las fuerzas rígidas de un cuerpo de manera que asuma una forma equilibrada hidrostática, es decir, redonda, y que ha despejado las inmediaciones de su órbita. Planeta enano: Un planeta enano es un cuerpo celeste que está en órbita alrededor del Sol, que tiene suficiente masa para tener gravedad propia para superar las fuerzas rígidas de un cuerpo de manera que asuma una forma equilibrada hidrostática, es decir, redonda; que no ha despejado las inmediaciones de su órbita y que no es un satélite. Tercera categoría: Todos los demás objetos que orbitan alrededor del Sol son considerados colectivamente como "cuerpos pequeños del Sistema Solar".

planetas planetas enanos 1 Ceres 134340 Plutón 136199 Eris

Formación planetaria

Esquema Observaciones del Sistema Solar (SS) Teorias de Formación Planetaria Observaciones en otras estrellas: discos y planetas Nuevas Teorias de Formación Planetaria Astrobiologia/Exobiologia

Como se forman los planetas? Teoria vs observación Movimento orbitales. Edad Tamaño y densidad de los planetas Cinturón de Asteroides Cinturón de Kuiper Cometas Estructura de las superfícies (crateres, volcanes...) Momento angular...

Origen del Sistema Solar Teoría de la Nebulosa Solar Kant (1724-1804) Laplace (1749-1827) -Órbitas coplanares (<6º] -Traslación en el mismo sentido -Rotación en el mismo sentido (con excepción de Venus) -Planetas interiores: rocosos -Planetas exteriores: gaseosos

Teoria de la Nebulosa Solar ~1944, Carl Friedrich Freiherr von Weizäcker (1912-2007) Lynden-Bell & Pringle (1974) (evolución de discos acreción) La formación planetaria es un sub-producto de la formación estelar...

Formación

Formación planetaria La formación de planetas requiere un crecimiento de al menos 12 ordenes de magnitud (tamaño), desde partículas de hielo y polvo de tamaño micrométrico hasta cuerpos con radios de miles de km. Tres etapas: Formación de planetesimales Formación de planetas terrestres Formación de planetas gigantes

Formación de planetas terrestres Cuando T material gaseoso convierte en material sólido Las partículas crescen hasta llegar a alcanzar una gravedad importante planetesimales, los cuales continuan acretando material (micron-cm-m-km) -Procesos de cohesión fuerzas electrostaticas- e instabilidad gravitacional -Colisiones constructivas a baja velocidad. Dust coagulation las partículas se pegan

De polvo a planetas Observable in visual, infrared and (sub-)mm 1µm 1mm Observable with DARWIN TPF etc.? 1m 1km 1000km

Dos caminos para el protoplaneta: Permanece rocoso como el planeta tierra Acreta gás y se transforma en un planeta gaseoso como Júpiter. Los planetas terrestres se forman cerca del Sol, donde las temperaturas son bien adaptadas para las rocas y los metales se pueden condensar. Los planetas gigantes se formarian mas lejos, después de la llamada linea del hielo, donde las temperaturas son bajas lo suficiente como para dar lugar la formación del hielo. frost line o linea del hielo ~ 2.7 UA~150 ºK (entre Marte y Júpiter)

Formación de planetas gaseosos Disk Gravitational Instability Model (rápido) -discos protoplanetários masivos -favorece los grumos -los planetas pueden formarse por colapso gravitacional (estrellas) Core Instability Accretion Model (lento) Lento proceso via fuerzas gravitacionales: -colisión de granos de polvo => acreción de planetesimales => embriones protoplanetarios => 10 MTerra => Acretan gas (processo runaway )

Confirmando las teorías.. HST: Burrow 1999

Credit: J. Bally and H. Throop,WFPC2, Hubble 'proplyds' del ingles 'proto-planetary disks'

Estrellas con discos debris 1983- IRAS, 1ra detección de exceso IR : Vega β Pictoris, Fomalhaut e ε Eridanis Exceso IR Presencia de polvo Estrellas tipo Vega poseen discos tipo debris Estrellas tipo Vega

Polvo de segunda generación Presencia de cuerpos mayores (m, Km..)

Terrile 1984

0.5 1-2 10-20 850 µm

Discos observados... Diversas estructuras

OTROS MUNDOS... "Existen innumerables soles; hay innumerables tierras que dan vueltas alrededor de estos soles, de manera similar a la que nuestros siete planetas dan vueltas alrededor de nuestro sol. Hay seres vivientes que habitan estos mundos" - Giordano Bruno, astronomo-filosofo Italiano, século XVI

El 50 % de las estrellas tienen planetas Hay 100 billones de estrellas en nuestra Galaxia y 1-10 planetas por estrellas 50 billiones a 5 trillones de planetas solamente en nuestra galaxia Y hay un puñado (10) de estrellas formandose por año ~5 nuevos sistemas planetarios por año ~5-50 nuevos planetas

Planetas extrasolares o exoplanetas Descubrimiento 1995 MS :51 Peg planeta gigante 51 Peg b (Mayor & Queloz 1995) 2013 1822 planetas 467 sistemas multi-planetários (Efeito Doppler)

http://exoplanet.eu/

METODOS DE DETECCIÓN DE EXOPLANETAS VELOCIDAD RADIAL TRANSITO IMAGEN DIRECTA

METODO ESPECTROSCOPICO 1- Velocidade Radial => Efecto Doppler (513) Movimiento de la estrella en relación al centro de masa del sistema "bamboleo" de la estrella.

Radial velocity

Curva de velocidade radial Δλ

METODO FOTOMETRICO- TRANSITO : variación del brillo de la estrella debido al eclipse del planeta Tamaño relativo de los planetas en el Sistema Solar

tránsito

METODO DE TRÂNSITO => Eclipse (141) (Variación del brillo debido al eclipse del planeta) Kepler 62 sistemas planetários

http://www.iac.es/galeria/hdeeg/osnanimkurzloop.gi f

Curva de luz CoRoT 3-b Planet mass [M_Jup] 21.66 +/- 1.0 Planet radius [R_Jup] 1.01 +/- 0.07 Planet density [g cm^-3] 26.4 +/- 5.6 Planet surface gravity (log scale)[cgs] 4.72 +/- 0.07 Orbital inclination [deg] 85.9 +/- 0.8 http://obswww.unige.ch/exoplanets/corot3.htm l Curva devr

IMAGEN DIRECTA (24) (Imaging of Reflected/Reprocessed Starlight) Optical: star/planet = 109 Infrared: star/planet = 1 million = 106 Tenemos que buscar en el infrarrojo ya que necesitamos un poco de ayuda extra! Algo que bloquee la estrella!

IMAGING METHOD (Imaging of Reflected/Reprocessed Starlight) VISIBLE INFRARROJO

2M1207b: PRIMER PLANETA OBSERVADO DIRECTAMENTE Estrella TE= M8 M=0.025 Msol Planeta Mp= 4M Jup Rp=1.5 RJup a~50 AU El espectro IR del planeta indica la presencia de moléculas de agua en su atmósfera Image from ESO/VLT CHAUVIN et al. 2004

HD 69830: Exceso IR + 3 planetas (Lovis eta al, 2006 & Beichman et al. 2005).

Planeta orbitando estrellas binarias Kepler 16 ~ planeta de masa tipo saturno y distancia como venus

Un atardecer con tres soles... Vista de una hipotética luna que orbita alrededor de un planeta gigante ( HD 188753), que orbita alrededor de un sistema triple de estrellas

Tendencias de los métodos Las técnicas tienen facilidad en detectar grandes planetas en pequeñas órbitas Planetas pequeños y alejados son dificiles de detectar No es que no haya, solo es dificil encontrarlos. También debe ser dificil que nos encuentren...

Planetas extrasolares: características Júpiter calientes migración Altas inclinaciones Alto contenido metalico en las estrellas madres

Problema dos planetas tipo Jupiter quente (hot Jupiter) Es muy común encontrar planetas masivos cerca de sus estrellas madres. Planetas gigantes se forman a grandes distancias. Se necesita de um proceso de migración dinámico Superfícies calientes y atmosferas extendidas: problema de sobrevivencia

Abundancia química de estrellas com planetas Espectroscopia: a herramienta poderosa

Metalicidad Santos et al. (2005)

Formación Planetaria Abundancia Pregunta todavía abierta: alta metalicidad formación planetária (HJ) escenario primordial: nube primordial metálica formación planetaria alta metalicidad escenário de polución

Exobiologia - Astrobiologia Estudia el origen, evolución, distribución, y el futuro de la vida en el Universo. Tópicos : vida, medios habitábles, busqueda de planetas extra-solares... Ciencia interdisciplinar: Astronomia, Biologia, Química, Física, Geologia, ecologia, ciencias planetarias... Requerimientos para ser un ser vivo : Organizado,Homeostático Reproducción, Crescimiento / desarrollo, Toma energia del ambiente, Responde a estímulos, es adaptado al ambiente,

Zona de habitabilidad (ZH) => planetas habitables ni muy frio, ni muy caliente ZH al alrededor de estrellas y planetas Ex: Europa (luna de Júpiter)

Links http://exoplanet.eu/ (catálogo mas completo, permite hacer diagramas) http://exoplanets.astro.yale.edu/ http://www.exoplanets.ch/ http://kepler.nasa.gov/ http://smsc.cnes.fr/corot/ Modelo de Nice, explica las migraciones em nuestro sistema solar. Tres articulos en Nature, 2005. http://www.cyclopaedia.es/wiki/modelo-de-niza