Exoplanetas
Astrobiología
Lic. Ciencias de la Tierra
Antígona Segura Peralta
Detección de exoplanetas
2
Datos obtenidos el 27 de agosto de 2019 de: http://exoplanet.eu y
https://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu/docs/counts_detail.html
(candidatos de Kepler + K2).
Método
Planetas
Estrellas con
planetas
Sistemas múltiples
(+ de un planeta)
Velocidad
radial
856
637
149
Tránsito
2955
(+2,420+531)
2220
481
Microlente
gravitacional
99
93
4
Imagen
directa
132
101
3
Total
4107
2057
667
Método de velocidad radial
• Consiste en detectar el “bamboleo” causado en una estrella
por un planeta que gira a su alrededor.
Velocidad radial
• Inicialmente fue elmás exitoso
de los métodos para
encontrar planetas
• La detección se hace con
telescopios en la Tierra
• Hay más de una docena de
proyectos dedicados a la
detección de planetas
extrasolares por este método.
• El método está sesgado hacia
planetas masivos y cercanos a
su estrella.
• Las campañas de búsqueda de
exoplanetas pueden verse en:
http://exoplanet.eu/research/
Telescopio de la ESO en La Silla, Chile
Observatorio Keck, Hawai, EU.
Telescopio Hobby-Eberly, Texas, EU
Velocidad radial
• Par un sistema planeta-estrella girando en órbita circular, la
velocidad de la estrella alrededor del centro de masa es:
• Donde a es el semieje mayor de la órbita del planeta, M* es la masa de la estrella y Mp es la masa del
planeta.
• Si observamos al sistema con un ángulo de inclinación i, la
semiamplitud de la variación en la velocidad radial será:
• Las observaciones nos dan un límite mínimo para la masa del planeta.
Límites de detección con el método de
velocidad radial
• Suponiendo un muestreo ideal donde el error en cada observación tiene un valor constante, entonces el límite de selección está definido por:
siendo C una constante.
• Planetas con masas menores a este límite no podrían ser detectados. • Tampoco aquellos cuyos periodos
orbitales excedan el tiempo de observación
• Las mejores observaciones tienen una dispersión de 1m/s y su semiamplitud es de K=2.2 m/s, en comparación, en el Sistema Solar:
– v*(Júpiter) ~ 12 m/s
– v*(Tierra) ~ 0.01 m/s En estrellas de baja masa (como enanas M) se pueden detectar planetas con masas similares a la de la Tierra.
51 Pegasi
• Primer planeta
descubierto
alrededor de una
estrella semejante
al Sol. (Mayor and
Queloz, Nature
1995)
GJ 876
• 3 planetas, 2
descubiertos en el
2002 y uno más en
el 2005.
• Masas: 1.9, 0.56 y
0.018 M
J• Semieje mayor:
0.21, 0.13, 0.021
UA
Tránsito (fotometría)
• Detección de la disminución de brillo de una
estrella debida al paso de un planeta.
• Mide la masa el radio del planeta (R
P) y el periodo
orbital (P). A partir del periodo se puede obtener el
semieje mayor de la órbita planeta (a):
• La probabilidad de detección es proporcional a R
*/a
(radio de la estrella entre semieje mayor del planeta).
• La duración del tránsito depende del periodo del planeta
y la amplitud del eclipse del radio del planeta.
Falsos positivos
Los cuerpos detectados
por este método se llaman
“candidatos a planetas”
esto se debe a que existen
varios casos que producen
falsos positivos.
La existencia del planeta
queda confirmada cuando
se detecta por velocidad
radial.
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Binaria eclipsante
Compañera estelar poco masiva
Binaria iluminada por una estrella más brillante
Tránsito
El primer eclipse se denomina tránsito. La luz observada es la suma de la contribución de la estrella y el planeta. Cuando el planeta se oculta tras la estrella ocurre el eclipse secundario
Tránsito secundario Tránsito primario Tránsito secundario
Tránsito
Durante el tránsito se puede medir el espectro de trasmisión de la atmósfera del planeta. Espectros en tránsito de han obtenido con una veintena de planetas gigantes gaseosos cercanos a su estella utilizando los telescopios espaciales Spitzer y Hubble
Misión Kepler
• Fotómetro con un espejo de 0.9 m de diámetro.
• Fue lanzado en marzo del 2009 y se encuentra en
órbita alrededor del Sol.
• Fue renombrada misión K2 después de un desperfecto.
• La misión finalizó en octubre de 2018.
Astrometría
• Detección de los cambios de posición de la
estrella debidos a la presencia de un planeta
Desplazamiento del Sol debida a Júpiter observada a 1 pc de distancia
Misión Kepler
• Fotómetro con un espejo de 0.9 m de diámetro.
• Fue lanzado en marzo del 2009 y se encuentra en
órbita alrededor del Sol.
Lentes gravitacionales
Lentes gravitacionales
La luz se “dobla” por la
gravedad de las
estrellas produciendo
un efecto de “lente”
Microlentes gravitacionales
Detección de la
desviación de la
luz de la estrella
provocada por un
planeta a su
alrededor
El sistema
planetario sólo se
detecta una vez,
no puede ser
estudiado
posteriormente.
OGLE-235
• Estrella:
5200 pc, 0.63
M
• Planeta:
2.6±0.8M
J
,
5.1±1.6UA
• Benett et al.
ApJ 2006.
TTV: Transit Timing Variations
(Variaciones temporales de tránsitos)
Kepler permite la
medición temporal
precisa de los tránsitos,
lo que resulta en la
posibilidad de detectar
planetas con masas del
orden de 1 M
a lo largo
de algunos años de
observación.
Detección directa
Problema: El planeta es diez mil veces menos brillante que la estrella en el visible y 10 millones de veces menos brillante en el IR
La figura muestra el flujo (escala logartítmica, unidades de 10-26
W m-2 Hz-1 ) de varios planetas
del Sistema Solar vistos a 10 pc de distancia. El Sol está
representado como un cuerpo negro a 5750 K
Vis-cercano IR: Radiación de la estrella reflejada y dispersada por el planeta
IR medio: Emisión térmica del planeta, cuerpo negro
Detección directa
La separación angular entre la estrella y el planeta es muy pequeña.
El instrumento debe resolver espacialmente dos objetos (la estrella y el planeta). Aún no hay instrumentos que hagan esto. Figura: Separación en
milisegundos de arco entre un planeta en la zona habitable y su estrella (Kaltenegger et al . Direct
Imaging of Exoplanets: Science & Techniques Proceedings IAU
Detección directa
– Coronografía: Tapar la luz de la estrella usando
difracción para poder ver el planeta.
Detección directa
Imagen en el visible tomada por el telescopio espacial Hubble. La estrella está bloqueada por el coronógrafo.
La distancia entre el límite interno del anillo de polvo y la estrella es de 133 UA. El anillo tiene un ancho de 25 UA.
La distancia entre el planeta y la estrella es de 115 UA. La masa del planeta es menor a 3 MJúpiter. La masa del planeta se calculó a partir de modelar la interacción gravitacional entre el planeta y el anillo de polvo.
Detección directa
• Interferometría:
– Anular la luz de la estrella para ver al planeta. Provee muy
buena resolución angular.
– La luz de una misma fuente se recombina para aumentar la
señal o anularla.
Interferometría monocromática
Resultado de interferometría de luz blanca
Sistema planetario de HR 8799
Detectado por interferometría usando los telescopios Keck y Gemini.
Observaciones en distintas épocas
permitieron determinar la velocidad orbital de los planetas. Las masas planetarias se determinaron a partir de la velocidad
orbital y la distancia de cada planeta a su estrella. Marois et al. 2008 Marois et al. 2010 Nombre HR 8799b HR 8799c HR 8799d HR 8799e Masa (MJ) 7 10 10 9 Radio (RJ) 1.1 1.3 1.2 Distancia (UA) 68 38 24 14.5
Detección directa
Está sesgada hacia planetas masivos lejanos a su estrella Puede determinarse la distancia a la estrella y, dependiendo de las onbservaciones, masa y radio del planeta.
Para el caso de los métodos de velocidad radial y tránsito las observaciones son mejores si vemos al sistema en el plano de la órbita del planeta.
En el caso de la detección
directa es mejor ver al sistema a 90º del plano de la órbita.
