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Sistemas Planetários:
Solares y extrasolares
Carolina Chavero
[email protected]
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