Download Seminario de grado y postgrado: Introducción a la Astrobiolog´ıa

Seminario de grado y postgrado:
Introducción a la Astrobiologı́a
Los Sistemas planetarios extrasolares
R. P. Di Sisto
Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofı́sicas,
Universidad Nacional de La Plata and
Instituto de Astrofı́sica de La Plata, CCT La Plata-CONICET-UNLP
1
Introducción
El primer planeta extrasolar alrededor de una estrella fue descubierto por
Queloz (1995). Desde entonces se han descubierto nuevos planetas y actualmente hay más de 500. Aunque este número cambia dı́a a dı́a (ver
http://exoplanet.eu/). La dificultad básica para detectar planetas directamente (imagen) radica en el hecho de que el planeta brilla (reflejando la luz
estelar) mucho menos que la estrella. La gran mayorı́a de los planetas extrasolares han sido detectados por métodos indirectos que detectan o miden
de alguna manera el efecto que produce el planeta sobre la estrella. Estos
métodos son: el de velocidad radial, transitos, microlensing gravitacionales
y astrometrı́a.
2
2.1
Métodos de detección
Detección por velocidad radial o corrimiento Doppler
Este método es con el que se han descubierto más planetas hasta el momento.
Consideremos una estrella y un planeta, ambos cuerpos orbitan en torno al
centro de masa comun (problema de los 2 cuerpos). Esto se traduce en un
movimiento periódico de la estrella que desde la Tierra (o desde cualquier
punto en el espacio) puede observarse como un “bamboleo” de la estrella.
1
La técnica de la velocidad radial se basa en el movimiento periódico radial
(a lo largo de la linea de la visual) que se traduce en una perturbación
periódica en la velocidad radial de la estrella. La técnica con la que se
mide la velocidad radial de una estrella es la espectroscopı́a. Las estrellas,
como nuestro Sol tienen espectros bien conocidos, y entonces los corrimientos
pequeos en las longitudes de onda del espectro observado puede darnos el
corrimiento doppler, ∆λ de una linea en particular por ejemplo.
Figure 1:
La velocidad radial (vr ) está relacionada con este corimiento mediante:
vr =
∆λ
c
λ
(1)
donde c es la velocidad de la Luz y λ es la long. de onda caracterı́stica de
la linea. Dado que el movimiento de la estrella es periódico, también lo es el
corimiento doppler y por tanto se puede construir la “curva de vr ”, es decir vr
en función del tiempo. De esta curva se puede obtener la semiamplitud (K)
y el perı́odo P que están relacionados con la masa del planeta, la inclinación
2
del eje de la órbita respecto de la visual (i) y la excentricidad de la órbita
(e):
1
2πG 1/3 Mp seni
√
)
(2)
K=(
2/3
P
(Ms + Mp )
1 − e2
Para órbitas circulares se obtiene una expresión más simple de la cual se
puede obtener la masa del planeta por el seno de la inclinación
Figure 2:
La detección de exoplanetas con esta técnica depende de la precisión con
la que se pueda medir las variaciones de vr . Hasta el momento se han logrado
medir variaciones de hasta ∼ 1m/s, esto es suficiente para medir la influencia
que ejerce un Júpiter caliente sobre la estrella, pero no para detectar un
planeta como la Tierra a 150 millones de km de su estrella central. Por esto
esta técnica favorece la detección de planetas gigantes cercanos a su estrella.
2.2
Detección por tránsitos
Es el segundo método más exitoso en detectar planetas. Los tránsitos extrassolares ocurren cuando un planeta extrasolar pasa frente al disco de su
estrella. Lo que se observa entonces es una disminución periódica de la luz
de la estrella. El método para detectar la cantidad de luz que se recibe de
una estrella se llama fotometrı́a. Pero para detectar este efecto, la órbita
3
del planeta debe estar aprox. en el mismo plano que la visual al observador
(i ∼ 90◦ ), y esto tiene una probabilidad baja.
Figure 3: Curva de luz del exoplaneta WASP-4b, obtenida en CASLEO con
el telescopio de 2.15 m Jorge Sahade en marzo de 2009.
Mediante la observación de la estrella con el planeta durante un cierto
tiempo se puede construir su curva de luz. Cuando el planeta pase por delante
de la estrella la intensidad de luz recibida o el flujo (o la magnitud) bajará,
dependiendo de que fracción del disco estelar es oscurecida por el planeta. De
aquı́podemos medir la profundidad del tránsito, y si el radio de la estrella se
conoce entonces podemos estimar el radio del planeta. Si combinamos estas
observaciones con las espectroscópicas de la vr podemos obtener la masa del
planeta. Además de la curva de luz completa podemos obtener el perı́odo de
la órbita del planeta. La medición del tránsito da mucha información sobre
el planeta, incluso en algunos casos puede se puede medir la absorción de
luz estelar que está pasando a travez de la atmósfera del planeta durante el
tránsito, lo que nos da la composici’on y altura de la atmósfera. A veces
puede medirse también el tránsito secundario lo que da información sobre su
espectro. El exoplaneta de menor masa al que se le ha detectado un tránsito
tiene 4.8MT y se encuentra a 0.02 UA de su estrella. Por otro lado esta técnica
no favorece la detección de exoplanetas muy alejados de la estrella (debido
4
a su largo perı́odo). EL planeta más alejado que se detectó se encuentra a
solo 0.5 UA de su estrella central.
2.3
Astrometrı́a
El movimiento de la estrella alrededor del centro de masa del sistema estrella
- planeta puede medirse, a veces, con técnicas astrométricas. Esta técnica se
encuentra al lı́mite de la precisión y por tanto no se han descubierto muchos
planetas. Esta técnica no sufre de la ambiguedad de la inclinación y puede
determinarse fácilemnte la masa del planeta.
2.4
Lentes gravitacionales
Cuando una estrella relativamente cercana, pasa frente a otra estrella mucho
más lejana, la luz de esta última se curvará debido a la gravedad de la
primer estrella que actúa como lente. Como consecuencia de esto se puede
detectar un aumento temporario del brillo combinado de ambas estrellas
o un aamplificación. Cuando existe una planeta orbitando la estrella más
cercana, se modifica el patrón de amplificación que se esperarı́a encontrar
y de esta manera se infiere la presencia del mismo. La ventaja del método
es que pueden detectarse planetas más lejanos que con el método de veloc.
radial y tránsitos. Además es sensible a la detección de planetas de muy baja
masa, puede detectar planetas como Marte. Se detectaron solo 10 hasta el
momento, el más lejano a 5.1 UA de su estrella y el menos masivo de 3 MT .
2.5
Pulsar Timing
Se han detectado varios planetas alrededor de pulsares. Los Pulsares son
estrellas de neutrones, remanentes de la explosión de una supernova. Poseen
un intenso campo magnético que induce la emisión de pulsos de radiación a
intervalos extremadamente regulares relacionados con el perı́odo de rotación
del objeto. Cuando hay un planeta la interacción gravitatoria con el pulsar
hace que este se mueva en torno al CM del Sistema lo cual causará una
variación periódica del pulso que se detecta desde la Tierra. Asi se infiere la
presencia del planeta. Con esta técnica se pueden detectar planetas de masas
tan pequeñas como 0.01 MT . Hasta el momento hay 8 planetas detectados
con esta técnica.
5
2.6
Observación por imagen directa
Es muy complicado detectar un planeta por imagen directa ya que la luz
que refleja el mismo es mucho menor que la de la estrella. Esto requiere
de telescopios muy poderosos y de técnicas apropiadas (coronografı́a, óptica
adaptativa, etc.). Esta técnica favorece la detección de planeta lejanos y hay
hasta el momento 14 exoplanetas detectados.
3
3.1
Caracterı́sticas de la población de exoplanetas
Caracterı́sticas de las estrellas que albergan planetas
Dadas las dificultades observacionales la mayorı́a de los exoplanetas se detectaron en estrellas de la vecindad del Sol. La composición quı́mica de la
estrella está relacionada con la de la nube molecular primordial en la que se
formó. La mayorı́a de los planetas extrasolares se encontraron en estrellas de
tipo solar. Esto se debe a que estas estrellas son el ppal objetivo de búsqueda.
Algunos estudios sugieren que en los discos formados alrededor de estrellas
con mucha masa, la fotoevaporación podrı́a destruir el disco antes de que sea
capaz de formar planetas, pero no se sabe. Esto hace que se sigan buscando
planetas alrededor de estrellas de TE G, K y M. Otra caracterı́stica que llama
la atención de las estrellas con exoplanetas son sus metalicidades (F e/H).
Las estrellas que albergan planetas tienden a ser más metálicas que el resto
en la vecindad del Sol. Se piensa que el exceso de metalicidad en estrella con
planetas se debe a que una nube de alta metalicidad formará discos de alta
metalicidad y por tanto habrá más material sólido en el disco que favorecerá
la formación de embriones planetarios.
3.2
Caracterı́sticas de los exoplanetas conocidos
La mayorı́a de los planetas descubiertos a la fecha tienen masas similares a
la de Júpiter. Muchos de ellos están muy cerca de la estrella central (HotJupiters). Esto sorprendió a los astrónomos, ya que hizo replantear las teorı́as
sobre la formación planetaria.
6
Figure 4:
La distribución de semiejes mayores de los exoplanetas observados tiene
una distribución bimodal. Existe una población I de planetas muy cerca
de la estrella central (a > 1 UA) y otra población con a > 1 UA. La cantidad detectada en la población I se debe por un lado a que son favorecidos por las técnicas de observación. Pero esta forma bimodal no puede ser
únicamente por un bias observacional. Se piensa que una posibilidad es que
los de población I se formaron lejos y luego migraron a su posición actual
7
debido al intercambio de momento angular con el disco de gas remanente.
Figure 5:
El segundo planeta extrasolar detectado, 70 Vir b, tiene una órbita bastante excéntrica (e = 0.4) y esto fue de nuevo una sorpresa. Hasta el momento se esperaban planetas en órbitas ciculares ya que se forman en discos
cuyos efectos disipativos tienden a circularizar las órbitas. Sin embargo se
descubrieron más planetas con órbitas muy excéntricas (hasta 0.97). Esta
excentricidades podrı́an alcanzarse por la evolución dinámica de los planetas
8
que interactúan con otros embiones y el disco remanente.
Figure 6:
9