III. Planetas extrasolares

1. III. Planetas extrasolares http://www.obspm.fr/encycl/encycl.html

2. Contenido: • Métodos de detección: • Astrometría (van de Kampy la estrella de Barnard’s ) • Método fotométrico (no es sencillo detectar un tránsito) • método espectroscópico (el mas exitoso hasta la fecha) • Semieje mayor vs. excentricidad • ¿cómo los exoplanetas descubiertos desafían nuestras teorías de formación planetaria • El modelo estándar de formación de nuestro Sistema Solar • ¿Enanas marrones o planetas? • Modelos dinámicos • El problema de la metalicidad de estrellas con planetas • La relación [Fe/H], 6 Li • Requerimientos de altas metalicidades para la formación de planetas gigantes (Boss 2002), Santos et al. (2001) • Colapso de uno (o más) planetas gigantes con la estrella central (Sandquist et al. 2002), Israelian et al. 2001) • Proyectos a futuro (GAIA, TPF, Darwin)

3. Los exoplanetas • Mas de 100 descubiertos hasta el momento (la mayoría alrededor de estrellas de la SP) • 88 sistemas con un planeta • 11 sistemas múltiples • Primer reporte: Un planeta de la masa de Jupiter en 51-Peg (Mayor y Queloz, 1995) • (planetas orbitando púlsars) • Descubrimientos inesperados (Wolsczan and Frail 1992) • PSR 1257+12 y PSR B 1620-26 • Planetas fugitivos • Masas (M . sin i) entre 12 and 15 MJ, el límite convencional entre un planeta y una enana marrón • Debido al mecanismo de formación, por acreción de planetesimales en núcleos sólidos que cuando son suficientemente masivos disparan el colapso gravitacional del gas en la nebulosa. • Desde el punto de vista astrofísico, una estrella es capaz de ‘quemar’ deuterio por encima de ese límite. • ( ¿hay un continuo en la distribución de masas?, Boss 2001)

4. Métodos de búsqueda • Métodos directos: buscan detectar fotones provenientes directamente del exoplaneta preferentemente en el IR relación de intensidad estrella/planeta es de 109 en V y 105 en IR para un planeta del tamaño de Júpiter). Desde Tierrra esto está mas alla de nuestra tecnología. • Métodos indirectos: • Método astrométrico: • Trata de detectar la oscilación de la estrella en torno al centro de masas por la perturbación gravitatoria del planeta. • Método fotométrico: • Es mas adecuado para detectar tránsitos de planetas gigantes cerca de la estrella central. En este caso es mas sencillo obtener menores P y mayores caídas en la luminosidad de la estrella En HD209458 a a=0.046 AU se reportó una caída de 1.6% (Henry et al. 2000). • Método espectroscópico: • Trata de detectar la oscilación de la estrella por el corrimiento Doppler de las líneas espectrales.

5. Eficiencia comparativa en el planoM_P/M_Solvs.a Para pequeños a, la espectroscopía Doppler es la mas eficiente, mientras que la fotometría no es práctica para distancias mayores que 1-2 AU porque requiere mucho tiempo de observación. La astrometría es mas adecuada para planetas masivos a grandes distancias de la estrella.

6. Características generales Planetas masivos (sesgo observacional) Excentricidad vs Msin i (MJ) Altas excentricidades

7. Semieje mayor vs. excentricidad Similitudes entre (a) distribución de exoplanetas (b) Estrellas binarias de tipo F, G y K en el plano paramétrico (a,e). Ambas tienen altas excentricidades, salvo las mas cercanas a la estrella cuyas órbitas fueron circularizadas por fuerzas de marea ¿Pueden haberse ambas por inestabilidad dinámica?(Boss 1997)

8. El desafío al modelo estándar: posibles explicaciones • Mecanismos de transporte que expiquen los exoplanetas observados con las hipótesis del modelo estándar : • La fragmentaciónde un sistema mas antiguo con varios planetas gigantes que por encuentros gravitatorios eyectaron uno o mas planetas y solo dejaron algunos en órbitas muy excéntricas. (Weidenschilling and Marzari 1996, Marzari and Weidenschilling 2000) • Migración desde regiones próximas a las 5 UA hacia el interior por interacción con el disco. (Lin et al. 1996, Murray et al. 1998). ¿Cómo se detiene? ¿Choque con la estrella? • Por otra parte un segundo planeta alrededor de 47 UMa fue descubierto, y junto con el planeta conocido anteriormente conforman un sistema estable cercano a la resonancia 5:2 (Fischer et al. 2001). • Es importante destacar que varios sistema múltiples están en resonancias de movimiento medio 2:1 • HD82943 (1.05 M_S) M1=0.88 MJ M2=1.63 MJ a1=0.73 AU a2=1.16 AU • Gl876 (0.32 M_S) M1=1.98 MJ M2=0.56 MJ a1=0.21 AU a2=0.13 AU

11. ¿Un encuentro cercano ?

12. Una eyección

13. ¿La eyección como resultado del encuentro ?

14. Modelos dinámicos(Fernández y Sánchez 2002) Exploramos la estabilidad dinámica de dos sistemas múltiples En ambos, los dos planetas están en resonancia 2:1. Los datos fueron tomados de la Enciclopedia de Exoplanetas ( M, a y e) para los planetas y además la masa de la estrella central). Estudiamos la estabilidad dinámica en el plano paramétrico (e1,e2) donde e1 y e2 son las excentricidades de los dos planetas, para diferentes distancias a la estrella central. La integración numérica se hizo por 105 revoluciones del planeta mas interno.

15. Evolución dinámica y tiempo de vida de los planetas Eje y: creece la masa del mas externo. Eje x: crece la excentricidad del mas externo El negro indica inestabilidad, sobreviven por 10 revoluciones Para el blanco sobreviven todo el período de integración.

16. Conclusión de este trabajo • Cuanto menos masivo es el planeta interior respecto al exterior hay mas estabilidad. • Cuanto menos excéntrico es el planeta exterior también hay mas estabilidad. • Coincidencia con otros autores. • No se descarta la posibilidad de un tercer planeta mucho mas externo que estabilice el sistema.

17. Metalicidad de estrellas con planetas • La formación de planetas parece requerir una alta metalicidad para • Formar núcleos sólidos que luego acreten gas. • b) Explicación: la estrella ‘se tragó uno o mas planetas (Israelian 2001) Distribución de estrellas con planetas Tomada del relevamiento CORALIE ( histograma sombreado), comparado con distribución de estrellas de campo No coinciden los histogramas en la relaciónFe/H. La metalicidad es primordial (Santos et al. 2002) Consecuencias de esto!

18. Proyectos futuros • Darwin Project: • Programa pensado para 10 años. • Observación en el IR. • Colocado en órbita solar a 3.5 AU • En el IR H2O,O3,CO2 son detectados • GAIA (Global Asrometric Interferometer for Astrophysics) • Relevará cientos de miles de estrellas con alta precisón astrométrica. • Podrá detectar planetas tipo Júpiter entre 50-200 pc y planetas tipo Tierra a varios pc’s. (2010-2012 ).

19. Terrestrial Planet Finder • El nuevo edsafío es encontrar planetas tipo Tierra con detectores en el espacio • Terrestrial Planet Finder (TPF) es un interferómetro que reducirá el brillo de la estrella en un factor de 100000 y podrá ver planetas hasta 50 años luz de distancia • Podrá medir abundancias relativas de gases como CO2, vapor de agua , O3 y CH4 para investigar que planetas estarían en condiciones de ser habitables. Concepción artística del array TPF

20. Nuestros modestos proyectos futuros • La tecnología actual permite detectar planetas jovianos. • No es descartable la posibilidad de satélites de los mismos, sobre todo en los mas lejanos a la estrella. • Similitudes con Europa? (tesis de doctorado con J. Fernández y C. Martínez).

21. Objetivos de la tercera parte • Entender las técnicas de detección de exoplanetas • Relacionar las observaciones con el modelo estandar para nuestro sistema solar. • Preguntas tipo: • ¿En que tipo de estrellas buscaría exoplanetas? Justificar • ¿Por qué los exoplanetas observados no concuerdan con el modelo estándar para nuestro S.S.? • ¿Existen explicaciones al respecto?