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III Taller de Astronomía – SAA
Pablo Cuartas Restrepo
EXOPLANETAS Sesión 1:


Métodos de Detección
Tipos de Exoplanetas
¿Por qué buscamos?
Buscamos nuestro lugar en el universo desde hace miles de años.
Por primera vez en la historia tenemos la capacidad tecnológica de
responder a preguntas como:

¿Existen otras “Tierras”?

¿Son comunes?

¿Están habitadas?
Encontrar otras Tierras...
La búsqeda de lugares para la vida
implica la búsqueda de planetas
parecidos al nuestro alrededor de
otras estrellas de la galaxia.
Planetas rocosos ricos
en agua, o lunas tan
grandes como planetas
alrededor de gigantes
en la ZH.
Que es lo que buscamos
Los planetas son extremadamente difíciles de hallar.
Su baja luminosidad y su baja masa los hacen casi imperceptibles...
Estrella enana marrón: 13 MJ < MBD < 80 MJ
Objetos débiles
Estrella: Luminosidad 1026 W
En Infrarrojo 1023 W
Planeta: Luminosidad 1017 W
Sky Beam del Luxor: 105 W
LED Común: 10-1 W
En comparación, un LED es
1000 veces más luminoso
que un planeta!!!
1RXS J160929.1-210524
Cambios en la estrella...
Cambios en su velocidad Radial...
http://www.eso.org/public/videos/eso1035g/
Cambios en su brillo...
Que usamos para encontrarlos
Kepler
SETI Array
HARPS
JWST
Principales
métodos
• Astrometría
• Efecto Doppler
• Tránsitos planetarios
• Observación directa
• Anomalías en el período
de púlsares
• Microlentes
Astrometría
Se basa en las perturbaciones gravitacionales causadas por los planetas sobre su
estrella.
Cualquier objeto con masa ejerce, según la ley de la gravitación, una fuerza de
atracción sobre otros cuerpos con masa.
Si no existen perturbaciones sobre
la estrella, ésta describirá en el
cielo una línea recta. Es decir, el
movimiento propio observado será
una línea recta.
Por el contrario, si existe algún planeta
que perturbe el movimiento de la
estrella, ésta oscilará periódicamente
alrededor de una línea recta.
Velocidad radial,
Efecto Doppler
Por la tercera Ley de Newton:
El planeta y la estrella se mueven
Sus órbitas los llevan en torno al centro
de masa común.
El período de la estrella es igual al del
planeta.
El movimiento de la estrella es
demasiado pequeño para ser
detectado. Se mueve en pequeños
círculos cerrados.
Se percibe un cambio de velocidad.
• La estrella también siente fuerza del
planeta!!…
Centro de masa  centro estrella
Velocidad  f(masa, distancia)
12
V = +40 m/s
4000
5000
6000
7000
V = 0 m/s
4000
5000
6000
7000
V = -40 m/s
4000
5000
6000
7000
El efecto Doppler en el espectro de
la estrella permite cuantificar su
velocidad radial.
Como los desplazamientos son
muy pequeños, los detectores
deben ser muy precisos. El efecto
depende de la masa y la distancia
a la estrella.
Si las variaciones en la velocidad radial de la
estrella tienen forma sinusoidal, entonces puede
deducirse que la órbita del planeta es circular.
A partir de estas mediciones se
puede deducir la masa del planeta,
el período de traslación, su
distancia media a la estrella y la
excentricidad de la órbita.
Si la forma de la gráfica no es sinusoidal, entonces
la órbita no es circular. A partir de la forma de la
gráfica puede deducirse, por tanto, la excentricidad
de la órbita.
• Curvas de velocidad:
Órbita Circular
Órbitas excéntricas
• Curvas de velocidad:
Múltiples planetas
Órbitas excéntricas
Tránsitos Planetarios
No se observará nunca
una disminución en el
brillo de la estrella
Se basa en la observación de la
disminución del brillo de la estrella
cuando un cuerpo más oscuro (por
ejemplo, un planeta) pasa en frente,
visto desde la Tierra.
La disminución de brillo debe ser
periódica y coincide con el período de
traslación del planeta.
Disminuye la superficie
de estrella que podemos
ver y disminuye el brillo
de la estrella
El tamaño del planeta. Un planeta
mayor «quita» más luz que uno
pequeño.
La velocidad del planeta. Mayor
velocidad orbital, menos tiempo
durará la disminución en el brillo de la
estrella.
Una vez conocida la masa del
planeta y su radio, se puede
calcular su densidad.
1
5
2
Curva de luz correspondiente a
un tránsito planetario.
4
3
1. El brillo de la estrella es constante (no siempre!!!).
2. El planeta pasa por delante de la estrella, recibimos menos luz. Durante cierto
tiempo el
brillo (su magnitud aparente), disminuye.
3. Mientras el planeta se encuentra por delante del disco estelar, el brillo permanece de nuevo
aproximadamente constante, hasta que el planeta llega de nuevo al limbo.
4. Después el brillo vuelve a aumentar paulatinamente hasta que finaliza el tránsito.
5. Entonces, el brillo se estabiliza de nuevo. Al final del tránsito, la estrella vuelve a mostrar el
mismo brillo que tenía antes de comenzar el tránsito del planeta.
Medición de luz
Fotometría: Medidas exactas en la variación de la luz proveniente de la
estrella mientras un planeta atraviesa frente a la supeficie  Cálculo exacto
de la Masa, determinación del tamaño.
Espectroscopía: Variación en las líneas de absorción en el espectro de la
estrellas debido a los gases en la atmósfera del planeta. Se ha detectado
agua en planetas extrasolares.
Observación de
Tránsitos
Los tránsitos han
permitido confirmar 28
exoplanetas. Muchos de
ellos habían sido
descubiertos por velocidad
radial primero. Masas
entre 1 MSat a más de 1
MJup.
Observación Directa
Imágenes de exoplanetas
 Detectar de forma directa la luz del planeta
Imagen de HR8799, Nov. 2008
Keck
Imagen de 2M1207, Sep. 2004,
ESO.
Fomalhaut b
Es muy difícil debido al poco brillo del
planeta y al efecto cegador de la
estrella.
El primer planeta extrasolar observado
directamente a través
de una imagen
de infrarrojo orbita alrededor de la enana
marrón 2M1207 en Centauro a 53 pc.
Tiene 5 masas de Júpiter
Distancia a la estrella: >55 AU
Periodo orbital:
2450 años
El espectro infrarrojo del planeta muestra
la presencia de moléculas de agua en su
atmósfera.
Fotografías…
La detección directa de planetas
cercanos a estrellas se hace en
el infrarrojo, donde el contraste
del brillo estelar puede
disminuirse hasta en un factor de
1000, comparado con el óptico.
Cuatro planetas alrededor de
estrellas, un planeta solitario y
muchas enanas marrón se han
fotografiado.
CQ Lupi b: 140 pc, 103 UA.
AB Pictoris b: 46 pc, 275 UA.
Pulsares con Planetas
En 1992 Alexander Wolszczan, de Penn State
University observó anomalías en el período del
púlsar PSR 1257+12, a unos 980 años luz en
Virgo . Propuso que había dos o tres planetas
girando alrededor del púlsar.
El período de un púlsar es extremadamente
preciso, debido a los tirones gravitatorios de los
planetas, el púlsar parecerá oscilar
ligeramente, lo que repercute en el período.
Permite detectar planetas del tamaño y masa
de la Tierra.
http://ciencia.nasa.gov/headlines/y2006/05apr_pulsarplanets.htm
La masa del Pulsar PSR 1257+12 es 0.3 Msun,
y los tres planetas tienen masas de ~ 4 MT (los
dos exteriores) y 0.02 MT (el interior).
Se cree que se formaron del material
expulsado por la Supernova que formó el
Pulsar.
El Pulsar PSR 1620-26 en el cúmulo M4 es un
componente de un sistema binario con una
enana blanca; el sistema es orbitado por un
planeta.
Tiene el tamaño de Júpiter y se formó
alrededor de la estrella de tipo solar que teminó
siendo enana blanca.
Microlentes
Cuando la luz pasa por las
inmediaciones de un objeto con
masa, se desvía.
Se aprecia un desvío en la curva de luz debido a la
presencia de un cuerpo orbitando la estrella que actúa
como lente.
Las observaciones se iniciaron para descubrir enanas
marrones y otros objetos que puedan constituir la materia
oscura.
Sólo se detectarán planetas situados en la zona de
«microlente», que corresponde a distancias de 1 a 4 UA
aproximadamente.
Microlensing
Fotometría: incremento del brillo de
un estrella distante debido al lensado
gravitacional.
Pequeñas variaciones en el débil
lensamiento se deben a la presencia
de planetas.
Miles de estrellas han sido
monitoreadas en las Nubes de
Magallanes y el bulbo galáctico.
Es el mejor método para encontrar
planetas con masas como la de la
Tierra.
Se han detectado 10 planetas con
Lentes Gravitacionales
¿Qué hemos encontrado?
Hay gigantes jovianos...
GJ 504 b
Frios...
Y calientes!!!
HD 189733 b
Y otros pequeños rocosos
Tan cerca que se derriten...
Corot 7 b
O mundos de agua...
GJ 1214 b
Tipos de Exoplanetas

Gigantes Jovianos: H, He, Júpiter - Saturno

SuperJúpiters: Hasta 80 Mj!!!

Gigantes hinchados (Puffy): Baja densidad, tamaño Júpiter.

Gigantes Helados: Hielos, H, He, Neptuno - Urano

SuperNeptunos: Hasta 50 M terrestres!

MiniNeptunos y Enanos gaseosos

SuperTierras: Hasta 10 M terrestres.

MegaTierras: Masas de Neptuno, densidades terrestres.
http://en.wikipedia.org/wiki/List_of_planet_types
Jovianos y Super Jupiters
HD 20587 b, 55 Masas de Júpiter.
Puffy Planets
Kepler7 b: 0,433 Mj, 1,48 Rj.
Super Neptunos
Kepler 101 b: 52 Masas terrestres, 5.7 Re.
Mini Neptuno – Enano Gaseoso
Kepler 11 f: 2.3 M terrestres, 2.61 Re.
Super Tierras
GJ 667C c: 3.8 M terrestres, 1.54 Re.
Mega Tierras
Kepler 10 c: 17.2 M terrestres, 2.35 Re.
El que está más lejos
OGLE-2005-BLG-390L b
A 21500 años luz de distancia
Cerca del centro de la galaxia.
Hay evidencias que sugieren
un planeta en Andrómeda:
Evento PA-99-N2
Otro en un lensamiento
galáctico: Q0957+561 a
3700 millones de a.l.!!!
El más cercano
Alrededor de la segunda componente de alpha centauro hay un planeta
como la Tierra...
Alpha Centauri B b
Distancia 4,37 a.l.
1.1 Masas terrestres
Planetas en estrellas visibles
Alrededor de Pollux (Gigante Naranja a 33,7 a.l.) se encuentra un
planeta gigante de 2,7 MJ, a una distancia de apenas 1,64 AU.
El más grande...
CT Chamaleontis b, 2,2 RJ.
El más pequeño...
Kepler 37 b, 0,33 Re.
Algunas cosas raras
Los planetas del sistema Kepler 51 son tan
densos como la espuma de poliuretano!!! 30 kg/m3
Kepler 70 b tiene una temperatura de 7280 K!!!
orbita cada 6h.
¿Cuantos hay?
http://exoplanet.eu
- 1919 planetas
- 1212 Sistemas Planetarios
- 482 Sistemas Múltiples
En realidad hay ¡billones!
El 96% de las estrellas se encuentra entre 0.1 y 1.3 Masas Solares
Probabilísticamente cada estrella pequeña de la galaxia debe tener
entre 1 y 2 planetas ¡mínimo!
La galaxia contiene entre 200 y 400 mil millones de estrellas