Download Discos de Debris

Características
Neptune
- Discos de polvo que se encuentra alrededor de estrellas
maduras (con masas entre 0.5 Msol y 3 Msol).
- Edad de la estrella: 107-1010 años (el gas y el polvo
primordial ya se han disipado).
- Tamaño del disco: 10s-100s AU (1 AU = distancia del la Tierra al Sol)
- Masa en polvo ~ alrededor de la masa de la Luna.
- Muy pobres en material gaseoso.
- Discos detectados en:
Discos de Debris:
Análogos Extrasolares del Cinturón
de Kuiper y de la Luz Zodiacal
- emisión térmica (del infrarrojo al milimétrico)
- luz dispersa (óptico y cercano infrarrojo)
- En general no están espacialmente resueltos y se detectan
por un exceso en la Distribución Espectral de Energía.
- Morfología compleja que cambia con la longitud de onda.
Amaya Moro-Martín
(Princeton University)
Detectados como Excesos en la
Distribución Espectral de Energía Neptune
Detectados como Excesos en la
Distribución Espectral de Energía Neptune
Aprox. unos 300 discos has sido detectados de esta manera
HD 105
IRAS
ISO
Spitzer
Estrella
Disco
(Meyer et al. 2004)
Minor Planet Center
Minor Planet Center
Discos de Debris con Spitzer
Los discos en general no están
espacialmente resueltos. La localización del
polvo se hace por medio del estudio de la
Distribución Espectral de Energía (DEE).
Cer
Discos de Debris con Spitzer
Diferentes corresponden a diferentes Tpolvo y por lo tanto a
diferentes distancias de éste con respecto a la estrella central
Med
Lej
su
o IR iano I ano IR b mm
R
can
Distance (AU)
0.1
1
10
100
Los discos en general no están
espacialmente resueltos. La localización del
polvo se hace por medio del estudio de la
Distribución Espectral de Energía (DEE).
Diferentes corresponden a diferentes Tpolvo y por lo tanto a
diferentes distancias de éste con respecto a la estrella central
24m 33m 70m
Distribución
Espectral de
Energía
Log[(m)]
Distance (AU)
10
100
Disk SED
(Moro-Martin, Wolf & Malhotra 2005)
Log[F(mJy)]
Log[F(mJy)]
Disk SED
Lej
ano sub m
m
IR
24m 33m 70m
Distribución
Espectral de
Energía
Log[(m)]
(Moro-Martin, Wolf & Malhotra 2005)
Discos de Debris Espacialmente Resueltos
Discos de Debris Espacialmente Resueltos
Neptune
Neptune
Los más cercanos se pueden resolver espacialmente
1-2 m
10-20 m
70-450 m
850 m
1-3 mm
0.5 m
1-2 m
10-20 m
70-450 m
850 m
HD 207129
eps Eri
HD 10647
Fomalhaut
Vega
Minor Planet Center
(Minor Planet Center)
Minor Planet Center
(Minor Planet Center)
Ver referencias individuales en http://astro.berkeley.edu/~kalas/disksite/pages/gallery.html#
Ver referencias individuales en http://astro.berkeley.edu/~kalas/disksite/pages/gallery.html#
Discos de Debris Espacialmente Resueltos
Discos de Debris Espacialmente Resueltos
Neptune
1-2 m
10-20 m
70-450 m
850 m
1-2 m
10-20 m
70-450 m
850 m
1-3 mm
beta Pic
0.5 m
HD 107146
HD 92945
HD 109085
HD 53143
Neptune
1-3 mm
HD 139664
0.5 m
Minor Planet Center
(Minor Planet Center)
Minor Planet Center
(Minor Planet Center)
Ver referencias individuales en http://astro.berkeley.edu/~kalas/disksite/pages/gallery.html#
Ver referencias individuales en http://astro.berkeley.edu/~kalas/disksite/pages/gallery.html#
Discos de Debris Espacialmente Resueltos
Discos de Debris Espacialmente Resueltos
Neptune
1-2 m
10-20 m
70-450 m
850 m
Neptune
1-3 mm
0.5 m
1-2 m
10-20 m
70-450 m
850 m
(Minor Planet Center)
Minor Planet Center
Ver referencias individuales en http://astro.berkeley.edu/~kalas/disksite/pages/gallery.html#
HD 15745
49 Cet
HD 15115
HD 61005
HD 181327
0.5 m
HD 202917
1-3 mm
AU Mic
0.5 m
(Minor Planet Center)
Minor Planet Center
Ver referencias individuales en http://astro.berkeley.edu/~kalas/disksite/pages/gallery.html#
1-3 mm
Discos de Debris Espacialmente Resueltos
Preguntas
Neptune
1-2 m
10-20 m
70-450 m
850 m
1-3 mm
HD 32297
HD 141569
HR 4796A
0.5 m
Neptune
l#
Page 2 of
Minor Planet Center
(Minor Planet Center)
- ¿Por qué a estos discos de polvo se les llama discos de
debris?
- ¿De dónde viene el polvo?
- ¿Qué tienen que ver estos discos de debris con el Cinturón
de Kuiper y la Luz Zodiacal del Sistema Solar?
- ¿Todas las estrellas están rodeadas de discos de debris?
- ¿Qué procesos son responsables de la estructura compleja
de los discos? (asimetrías, huecos, espirales)
- ¿Por qué los discos son tan diferentes a diferentes
longitudes de onda?
- ¿Por qué es importante estudiar estos discos de polvo?
Ver referencias individuales en http://astro.berkeley.edu/~kalas/disksite/pages/gallery.html#
Breve Tour sobre Formación de
Estrellas y Planetas
Neptune
- Suficientemente lejos de
la estrella los planetesimales
más grandes empiezan a
acumular gas del disco
formando planetas gigantes
como Júpiter y Saturno.
Breve Tour sobre Formación de
Estrellas y Planetas
- Con el tiempo el gas y el polvo del disco protoplanetario se
disipan.
- Tiempo de disipación del polvo < 10
Minor Planet Center
Evidencia de la presencia de planetesimales
El polvo en estos discos no es primordial.
Es generado por planetesimales (como los asteroides, los objetos
del cinturón de Kupiper y cometas del Sistema solar).
- Tiempo de disipación del gas ~ 107 años
-106
Neptune
- El disco es muy denso. Los granos de polvo están sometidos
a muchas fuerzas y chocan entre ellos con frecuencia.
Algunos empiezan a pegarse unos con otros formando granos
cada vez más grandes hasta formar
Polvo
interplanetario
planetesimales (del tamaño de asteroides); unos
(15 μm)
pocos crecen hasta formar planetas
terrestres.
- Las estrellas se forman en nubes de
gas y polvo (Mgas/Mpolvo ~ 100) .
- En una región de la nube se produce
un incremento de densidad (choques);
esta parte de la nube se contrae por
su propio peso formando una
protoestrella (sin fusion de H).
- Por conservación del momento
angular, lo que queda de la nube forma
un disco protoplanetario.
- Parte de la masa en este disco se
agrega a la estrella (viscosidad, campos mag.).
4
Breve Tour sobre Formación de
Estrellas y Planetas
años
Poynting-Robertson:
Choques entre granos:
Presión Radiativa:
¡Sin embargo, hay discos de polvo en
estrellas maduras de 107-1010 años!
Debris = Escombro
Sistema Solar
Exterior del Sistema Solar
Interior del Sistema Solar
Neptune
Alligators are cold-blooded. They cannot generate their own heat. Instead, they take on the temperature of their environment. Notice in the
infrared images, how the alligator is cool compared to the warm-blooded human holding it. The alligator's temperature is close to room
temperature. Notice also how cold the alligator's eyes are. In the wild, alligators will adjust their body temperature by entering water to cool off, or
by basking in sunlight to warm up.
Cinturón de
Asteroides
Cinturón
de Kuiper
Jupiter
Earth
Saturn
Mars
Alligators are cold-blooded. They cannot generate their own heat. Instead, they take on the temperature of their environment. Notice in the
infrared images, how the alligator is cool compared to the warm-blooded human holding it. The alligator's temperature is close to room
Uranus
temperature. Notice also how cold
the alligator's eyes are. In the wild, alligators will adjust their body temperature by entering water to cool off, or
by basking in sunlight to warm up.
Neptune
Cinturón de Kuiper
Jupiter
Cinturón de Asteroides
Mercury
Disco de debris del Sistema Solar
Cinturón de Kuiper
70 μm
(Minor Planet Center)
Los discos de debris
extrasolares son mas
masivos que el disco
de debris del Sistema
Solar (10-4 MLuna)
Alligators are cold-blooded. They cannot generate their own heat. Instead, they take on the temperature of their environment. Notice in the
infrared images, how the alligator is cool compared to the warm-blooded human holding it. The alligator's temperature is close to room
temperature. Notice also how cold the alligator's eyes are. In the wild, alligators will adjust their body temperature by entering water to cool off, or
by basking in sunlight to warm up.
Podemos atrapar
las partículas de
polvo en la
estratosfera o en
el espacio exterior
(Kalas)
Cinturón de Asteroides Disco de polvo caliente
(Moro-Martin & Malhotra, 2002)
Neptune
Disco de polvo frío
partícula atrapada
Paul Kalas
Minor
(desde
Planet
Calar
Center
Alto)
Las partículas de polvo son
muy pequeñas pero muy
numerosas. Colectivamente
tienen una área superficial
muy grande que dispersa la
luz del Sol dando lugar a la
Luz Zodiacal
Alligators are cold-blooded. They cannot generate their own heat. Instead, they take on the temperature of their environment. Notice in the
infrared images, how the alligator is cool compared to the warm-blooded human holding it. The alligator's temperature is close to room
temperature. Notice also how cold the alligator's eyes are. In the wild, alligators will adjust their body temperature by entering water to cool off, or
by basking in sunlight to warm up.
0.00001 m
Alligators are cold-blooded. They cannot generate their own heat. Instead, they take on the temperature of their environment. Notice in the
infrared images, how the alligator is cool compared to the warm-blooded human holding it. The alligator's temperature is close to room
temperature. Notice also how cold the alligator's eyes are. In the wild, alligators will adjust their body temperature by entering water to cool off, or
by basking in sunlight to warm up.
Discos de
debris
40
AU
29
71
.1
μm
32
HD
Otros discos de
debris en luz
dispersa
AU Mic 1.63 μm
size of the solar system
20 AU
La estrella está
bloqueada para
que veamos el
polvo mejor
70
AU
Alligators are cold-blooded. They cannot generate their own heat. Instead, they take on the temperature of their environment. Notice in the
infrared images, how the alligator is cool compared to the warm-blooded human holding it. The alligator's temperature is close to room
temperature. Notice also how cold the alligator's eyes are. In the wild, alligators will adjust their body temperature by entering water to cool off, or
by basking in sunlight to warm up.
(Liu 2004)
Alligators are cold-blooded. They cannot generate their own heat. Instead, they take on the temperature of their environment. Notice
infrared images, how the alligator is cool compared to the warm-blooded human holding it. The alligator's temperature is close to roo
temperature. Notice also how cold the alligator's eyes are. In the wild, alligators will adjust their body temperature by entering water
by basking in sunlight to warm up.
-Pic 0.2-1 μm
size of the solar system
(Heap et al. 2000)
100 AU
El disco de debris del Sistema Solar
era mucho más masivo en el pasado
Otros discos de
debris en luz
dispersa
Fomalhaut 0.8 μm
Alligators are cold-blooded. They cannot generate their own heat. Instead, they take on the temperature of their environment. Notice in the
infrared images, how the alligator is cool compared to the warm-blooded human holding it. The alligator's temperature is close to room
temperature. Notice also how cold the alligator's eyes are. In the wild, alligators will adjust their body temperature by entering water to cool off, or
by basking in sunlight to warm up.
50 AU
size of the solar system
¿Qué procesos fueron responsables de la pérdida de
masa en los Cinturones de Asteroides y de Kuiper?
(Kalas et al. 2005)
La nebulosa proto-Solar:
proto-Solar: Los primeros 5 millones de años
Procesos de Erosión
Evidencia: La distribución de tamaños de los objetos en los Cinturones
indica que existió un importante
"pseudo-tiempo" (~grado de evolución erosiva)
observada
proceso erosivo.
Cumulative Number
Sabemos ésto porque hay evidencia de que en el pasado el
Cinturón de Asteroides y el Cinturón de Kuiper contenían
muchos mas cuerpos. Y ésto a su vez se deduce de que...
Cinturón de Asteroides: el disco protoplanetario de masa
mínima que se precisaría para formar el Sistema Solar actual
mostraría una marcada deficiencia en la zona del Cinturón de
Asteroides (sin embargo uno esperaría un perfil uniforme).
Cinturón de Kuiper: la presente tasa de colisiones en el Cinturón
de Kuiper es demasiado pequeña para haber podido formar
objetos de mas de 200 km en unos 4x109 años (la edad del
Sistema Solar). La presencia de estos objetos indica la
existencia de un Cinturón de Kuiper más masivo en el pasado.
0 Gyr
C. de Kuiper: la pendiente de la
distribución de tamaños cambia
población ini
cial
bruscamente para objetos <100 km
(susceptibles de ser destruidos por
colisiones). .
Diámetro (km)
C. de Asteroides: la distribución de
(Bottke et al. 2005)
tamaños presenta ondas características de
procesos erosivos. Los modelos requieren un
9.52
Gyr
pseudo-tiempo = 9.5 Gyr > Edad del Sistema Solar
Tasa de colisión más alta en el pasado
Cinturón primordial muy
masivo, tanto que los procesos erosivos por si solos no pueden explicar
la pérdida de toda esa masa primordial.
La nebulosa proto-Solar:
proto-Solar: Los primeros 5 millones de años
Procesos de Eyección Dinámica
Evidencia
Cataclismo Lunar (CL) o
Bombardeo Pesado Tardío
- Corto periodo de tiempo (3.8-4.1 Ga)
- Gran número de cráteres de impacto
creados en la Luna y en los planetas
terrestres (Dcrater ~ 100 km, Dproyectil ~
10 km).
- Después de ése periodo la tasa de
impactos decreció exponencialmente
(e-t/, con ~ 10-100 Ma - Chyba, 1990).
El estudio de los cráteres indica que:
- El Cataclismo Lunar duró 20-200 Ma.
- Los proyectiles responsables de
los cráteres procedían del
Cinturón Principal de Asteroides.
- El mecanismo de eyección no
dependía del tamaño de los objetos.
- La eyección fue provocada por la
migración de los planetas gigantes y el
barrido de las resonancias seculares a
través del Cinturón de Asteroides.
Dist. de tamaños de Asteroides y Cráteres
(Strom et al. 2005)
Evolución del Polvo en el Sistema Solar
Decrecimiento general paulatino Modelos de producción de polvo en la zona de
Planetesimales de 1000 km excitan los planetas terrestres (Kenyon & Bromley 2005)
la ecc. de planetesimales de 1-10 km
incremento de colisiones cambio de la
Picos producidos
distribución de tamaños y producción de
~ 1/t
por colisiones
polvo erosión de planetesimales la
individuales de
producción de polvo disminuya como 1/t
(en el CA, el área superficial del polvo disminuye
un factor 10 - Grogan et al. 2001)
Picos por colisiones estocásticas
log (Fpolvo/Festrella)(a 24 m)
Procesos de Eyección Dinámica
grandes asteroides
log Tiempo (años)
(en el CA, las colisiones producen un incremento del
área superficial del polvo en un factor 10, ~ unos pocos Ma - Grogan et al. 2001).
- Fue un evento único en la historia del Sistema Solar.
- Alta tasa de colisión de asteroides con la consiguiente producción de
polvo y un gran incremento en la luminosidad infrarroja del Sistema Solar.
Evidencia de colisiones estocásticas recientes:
- Familias de asteroides (e.g. Veritas, 8.3 Ma, su formación es
reponsable del 25% del polvo zodiacal actual - Dermott et al., 2002).
- Bandas de polvo observadas por IRAS (Sykes and Greenberg, 1986).
El estudio de los discos de debris nos permite entender
al Sistema Solar dentro de un contexto más amplio
Partícula de polvo
interplaentario
(15 μm)
Disco de debris
del Sistema Solar
(componente
caliente)
(Kalas - desde Calar Alto)
¿Cúando y con qué
frequencia tiene lugar
la formación de
planetas terrestres
alrededor de otras
estrellas? (del estudio del
polvo caliente)
¿Son procesos como el
Bombardeo Pesado Tardío
comunes en otras estrellas?
(del estudio de la producción de polvo
como función de la edad de la estrella).
¿Existen cinturones de planetesimales
que producen polvo alrededor de otras
estrellas? ¿Dónde están localizados?
(de los modelos dinámicos junto a observaciones
espacialmente resueltas o bien de las DEE).
¿Existen planetas masivos
lejos de la estrella? (de
modelos dinámicos que estudian
cómo los planetas afectan la
estructura del disco).
¿Cúando y con qué
frequencia tiene lugar
la formación de
planetas terrestres
alrededor de otras
estrellas? (del estudio del
polvo caliente)
Frecuencia del polvo entre 4 y 6 AU
0.1
0.2
Meyer et al. (2008)
Aviso: las observaciones
están limitadas por la
sensibilidad del instrumento.
0
Frecuencia de discos emitiendo a 24 m
Censo FEPS: observaciones espectro-fotométricas de 5 a
70 m de 328 estrellas tipo FGK (0.7--1.4MSol) con edades
de > 3 Ma. Frecuencia de detección de discos de debris:
15% a 24 m (<300 Ma)
(Hillenbrand et al. 2008
Carpenter et al. 2008)
3% a 24 m (>300 Ma)
IRAC 3,4,5,8μm
7% a 70 m
IRS 5-37μm
Censo de estrellas FGK: 150 esrellas tipo FGK observadas con
MIPS 24,70,160μm
MIPS a 24 m y a 70 m y con IRS a 8-40 m (más viajas y
cercanas que las del censo FEPS). Frecuencia de detección de
discos de debris: 13+/-3% a 70 m (Bryden et al. 2006, Beichman et al. 2006, 2007)
Censo de estrellas binarias: 69 estrellas binarias tipo A3-F8. Frecuencia de
detección de discos: 9+/-4% a 24 m y 40+/-7% a 70m (1/2 circumbinarias y
1/3 circumestellar). (Trilling et al. 2007).
Censo de estrellas A: 160 estrellas tipo A, 5-850 Myr. Frecuencia de detección
de discos: 32+/-5% a 24 m y 33+/-5% a 70m; más alta que alrededor de
estrellas tipo solar (Rieke et al. 2005, Su et al. 2006).
Censos en cúmulos abiertos.
0.3
Censos de discos de debris con Spitzer
Mpolvo ~ 10-5 M⊕ ~ x MLuna
6
7
8
Edad de la estrella (Mya)
9
La máxima producción de polvo tiene lugar cuando los planetesimales más
grandes alcanzan los 2000 km. Esto ocurre en una escala de tiempo de
a1.5disco-1 con disco ∝ a-p (0<p<1) (donde “a” es la distancia a la estrella).
Un factor de 2 en “a” corresponde a un factor de 3-6 en tiempo.
}
Frecuencia de planetas
gigantes: 6.6-12% a 5-20 AU
(Marcy et al. 2005)
Discos de debris como los del
Sistema Solar pueden ser muy
comunes (Bryden et al. 2006)
¿Son procesos como el
Bombardeo Pesado Tardío
comunes en otras estrellas?
- Si la época en que se produce el
exceso a 24 m dura menos de un
factor 10 en tiempo (con respecto
a la edad de la estrella), al menos
un 32% de las estrellas
presentarían evidencia de la
formación de planetas terrestres.
- Si la época dura menos que los
segmentos de edad, todas las
frecuencias habrían que sumarse
resultando en más de un 60%.
(del estudio de la producción de polvo
como función de la edad de la estrella).
Meyer et al. (2008)
HD 69830: ¿análogo extrasolar
del Bombardeo Pesado Tardío?
Evolución del polvo en estrellas de tipo solar
El contenido en polvo decrece
con el tiempo (1/t) a medida que
los planetesimales se erosionan.
Flujopolvo/Flujoestrella - a 24μm)
HD69830: sistema inusual por su
alto contenido en polvo dada su
edad: fuerte linea en emisión de
silicatos grandes cantidades
de granos pequeños
la
producción de polvo inferida no
podría ser mantenida durante la
edad de la estrella
ha de ser
un evento transitorio (Wyatt et
al. 2006). Lo mismo pasa con BD
+20307, HD 72905, eta-Corvi.
(Siegler et al. 2006)
Age (Myr)
Evidencia de procesos de eyección
dinámica en HD 69830:
- El polvo observado ha de ser
transitorio (la producción de polvo no
podría mantenerse a ese nivel durante
la edad de la estrella sin erosionar por
completo los planetesimales).
- Fuertes lineas de emisión de silicatos
HD 69830
Spitzer/IRS
(Beichman et
al. 2005)
(crystalline olivine + un poco de crystalline
Comet Hale Bopp
granos pequeños vida
corta producción reciente de polvo.
- Tres planetas detectados < 2AU.
pyroxene)
- Observaciones de Spitzer:
- Fuerte exceso a 24 μm
(presencia de polvo caliente)
- Sin exceso a 70 μm excess
(no hay polvo frío).
K0V (0.8Msun, 0.45Lsun), 2 Gyr
Podría tratarse de un proceso
similar al Bombardeo Pesado
Tardío (Wyatt et al. 2006).
Ejemplo: HD 38529
1
La estrella: G8 III/IV, 3.5 Ga, 1.45 MSol, 6.31 LSol
El polvo:
Análisis
Exceso a 70 μm (SNR = 4.7)
de la DEE
Pequeño exceso a 33 μm
identificación de las
Sin exceso a< 30 μm
regiones estables que
F (mJy)
3m m
5
pueden contener polvo
8m
Modelos dinámicos de
perturbaciones seculares
0.6
0.4
0.2
0
0
1
2
3
1
0.8
0.6
0.4
0.2
0
0
20
40
a(AU)
60
80
semi-eje mayor (AU)
m
13
Conclusión:
m
24 m
(AU) 0 5
m
33
70
HD 38529
Distribución
Espectral de
Energía (Spitzer)
(m)
bc
Solar System
20
50 60
planetesimals
Ju
p
Sa
t
Ur
a
Ne
p
¿Existen cinturones de planetesimales
que producen polvo alrededor de otras
estrellas? ¿Dónde están localizados?
(de los modelos dinámicos junto a observaciones
espacialmente resueltas o bien de las DEE).
Posible localización de
Análisis
e dinámico planetesimales:
0.4-0.8 AU
0.25
20-50 AU
0.35
> 60 AU
ecc. max de planetesimales
(media de la órbita) einitial = 0
Los planetas:
M sin(i)
a
0.8 MJup 0.13 AU
12.2 MJup 3.74 AU
0.8
Classical
Kuiper Belt
El polvo observado por
Spizer puede ser el
resultado de una erosión
paulatina de planetesimales
situados en un cinturon de
20 AU a 50 AU.
Perturbaciones seculares de los planetas sobre partículas en órbitas circulares
eccentricidad máxima de los planetoides (media de la órbita)
En esta zona los
planetoides cruzan la
órbita del planeta
resultando en órbitas
fuertemente caóticas.
Resultado de los
modelos dinámicos:
¿Existen planetas masivos
lejos de la estrella? (de
modelos dinámicos que estudian
cómo los planetas afectan la
estructura del disco).
semi-eje mayor de los planetoides (AU)
Los planetas masivos pueden afectar
la estructura del disco de debris
Los planetas masivos pueden afectar
la estructura del disco de debris
Observaciones de alta resolución espacial muestran discos de estructura
compleja que puede ser resultado de las siguientes perturbaciones
gravitacional con planetas masivos:
- Eyección gravitacional
Observaciones de alta resolución espacial muestran discos de estructura
compleja que puede ser resultado de las siguientes perturbaciones
gravitacional con planetas masivos:
- Eyección gravitacional
-Eri
Descentrado
HR4796
Asimetrías
en el brillo
HD 32297
Fomalhaut
Trayectorias de polvo del citurón de Kuiper
después de su último encuentro con Jupiter.
AU-Mic
Vega
Anillos
irregulares
-Eri
Fomalhaut
Kuiper Belt
-Pic
Espirales
El grado en que se
vacía la cavidad central
depende de la masa (y
la órbita) del planeta
Fomalhaut
TW Hydra
-Eri
Descentrado
HR4796
Asimetrías
en el brillo
HD 32297
Fomalhaut
0.03 0.1 0.3 1
AU-Mic
Vega
Anillos
irregulares
-Eri
Fomalhaut
3
Planet mass (MJup)
10
(Moro-Martin & Malhotra 2005)
Espirales
HD 141569
- Perturbaciones de resonancia
- Perturbaciones seculares
AU-Mic
-Pic
TW Hydra
HD 141569
Fomalhaut
Curvaturas
% of ejected particles
- Perturbaciones de resonancia
- Perturbaciones seculares
AU-Mic
-Pic
(Moro-Martin & Malhotra 2005)
Curvaturas
Kuiper Belt
-Pic
Los planetas masivos pueden afectar
la estructura del disco de debris
Los planetas masivos pueden afectar
la estructura del disco de debris
Observaciones de alta resolución espacial muestran discos de estructura
compleja que puede ser resultado de las siguientes perturbaciones
gravitacional con planetas masivos:
- Eyección gravitacional
Observaciones de alta resolución espacial muestran discos de estructura
compleja que puede ser resultado de las siguientes perturbaciones
gravitacional con planetas masivos:
- Eyección gravitacional
Espirales
El grado en que se
vacía la cavidad central
depende de la masa (y
la órbita) del planeta
Fomalhaut
-Eri
Anillos
irregulares
HR4796
HD 32297
Fomalhaut
Mplanet
aplanet
< 0.1MJup
0%
1MJup
5-30 AU
1 AU
80 % (Sist.Solar)
50 %
> 3MJup
5-30 AU
1 AU
> 90 %
> 80 %
AU-Mic
Vega
-Eri
Fomalhaut
-Pic
Ejection effic.
Kuiper Belt
- Perturbaciones de resonancia
- Perturbaciones seculares
AU-Mic
-Pic
TW Hydra
Descentrado
Asimetrías
en el brillo
Curvaturas
TW Hydra
HD 141569
Espirales
Fomalhaut
-Eri
(Moro-Martin &
Malhotra 2002)
AU-Mic
-Pic
HD 141569
- Perturbaciones de resonancia
- Perturbaciones seculares
Partículas de polvo del
Cinturón de Kuiper
Log[Número]
Curvaturas
Descentrado
a (AU)
Asimetrías
en el brillo
Anillos
irregulares
HR4796
HD 32297
Fomalhaut
AU-Mic
Vega
-Eri
Fomalhaut
-Pic
Kuiper Belt
1MJup
at 5AU
Curvaturas
Asimetrías
en el brillo
Solar System
Semimajor Axis (AU)
- Perturbaciones de resonancia
- Perturbaciones seculares
AU-Mic
TW Hydra
HD 141569
-Eri
Descentrado
Anillos
irregulares
HR4796
HD 32297
Fomalhaut
AU-Mic
Vega
-Eri
Fomalhaut
Kuiper Belt
-Pic
Anillos
irregulares
HR4796
0.13 AU
12.2 MJup 3.74 AU
max. eccentricity
Fomalhaut
Espirales
Asimetrías
en el brillo
Kuiper Belt Dust Disk
0.8 MJup
-Eri
Descentrado
Observaciones de alta resolución espacial muestran discos de estructura
compleja que puede ser resultado de las siguientes perturbaciones
gravitacional con planetas masivos:
- Eyección gravitacional
Fomalhaut
TW Hydra
Espirales
1MJup at
30AU
Los planetas masivos pueden afectar
la estructura del disco de debris
-Pic
- Perturbaciones de resonancia
- Perturbaciones seculares
AU-Mic
-Pic
HD 141569
(Moro-Martin & Malhotra, 2002;
Moro-Martin, Wolf & Malhotra, in prep.)
Curvaturas
Observaciones de alta resolución espacial muestran discos de estructura
compleja que puede ser resultado de las siguientes perturbaciones
gravitacional con planetas masivos:
- Eyección gravitacional
HD 32297
e=0.25
e=0.35
afectan a
planetesimales
muy distantes
Fomalhaut
a (AU)
AU-Mic
Vega
-Eri
Fomalhaut
Kuiper Belt
-Pic
Resumen
Los discos de debris son sistemas planetarios.
El disco de debris del Sistema Solar era más masivo en el pasado.
Se disipó via: (i) erosión (por múltiples colisiones excitadas por objetos del tamaño de
Plutón, Mpolvo ~ 1/t); (ii) eyección dinámica (por la migración de los planetas gigantes).
Observaciones de Spitzer:
- Decaimiento ~1/t con picos debidos a colisiones individuales o procesos
tipo Bombardeo Pesado Tardío.
- Frecuencia de polvo a 24 m (4-6 AU):
si el proceso de producción de polvo dura < 10x la edad, >32% de
estrellas tipo solar muestran signos de formación de planetas terrestres.
si la época dura menos que los segmentos de edad, la frec. es > 60%.
- Frecuencia de polvo a 70 m (>10 AU):
~10% de las estrellas tipo solar tienen discos de polvo frío > 100 veces
más brillante que el polvo en el Sistema Solar; los discos de debris
como en el del Sistema Solar pueden ser muy comunes.
Resumen
Las perturbaciones gravitacionales de los planetas masivos (eyección
gravitacional, perturbaciones resonantes y seculares) pueden afectar la
estructura de los discos de debris. Posible método para la detección de
planetas con periodos largos (requiere imágenes espacialmente
resueltas + modelos dinámicos).
(Moro-Martin et al. 2007)
9 μm
2 μm
0.7 μm
Log[Number]
Las partículas pierden energía
orbital por el efecto PoyntingRobertson.
Hacen una espiral hacia la
estrella.
Cruzan las resonancias
principales con el planeta.
En las resonancias, el planeta
transmite energía orbital a las
partículas parando su
trayectoria espiral.
Las partículas se acumulan en
las resonancias creando la
estructura radial y azimutal del
disco de debris.
Los planetas masivos pueden afectar
la estructura del disco de debris
tamaño de los granos 135 μm
33 μm
1MJup
at 1AU
Captura en resonancias
Discos de Debris:
Análogos Extrasolares del Cinturón
de Kuiper y de la Luz Zodiacal
¿Son los discos de debris más o menos
frecuentes en estrellas con planetas?
The Future
SOfia
SIM
ALMA
KEPLER
Herschel
TPF
JWST
Safir
¿Son los discos de debris más o menos
frecuentes en estrellas con planetas?
Variables:
Flujo a 24μm es fotosférico.
El mejor indicador de la presencia del discos es el exceso a 70 μm
F70/F24 es un buen indicador de la temperatura del polvo
muestra con planetas
Método: Comparar una muestra de estrellas con planetas
(detectados mediante el método Doppler) y una muestra de control.
Muestras: Tomadas del legado FEPS de Spitzer: observaciones
espectro-fotométricas (5-70 m) de 328 estrellas FGK
(0.7--1.4MSol) con edades de >3x106 años.
- Muestra con planetas: 9 estrellas
FEPS
- Muestra de control : 99 estrellas (puden
(328)
tener o no planetas), cumplen lo siguiente:
control
- distancias (26-62pc) y niveles de
(99)
fondo IR similares a las estrellas con
planetas (para alcanzar los mismos
planetas
niveles de sensibilidad).
(9)
- edad >3x108 años (para evitar sesgos
por la evolución de los discos).
(Moro-Martin et al. 2007)
¿Son los discos de debris más o menos
frecuentes en estrellas con planetas?
Análisis de supervivencia: ¿Cúal es la probabilidad de que la muestra
de estrellas con planetas y la muestra de control hayan sido derivadas
de la misma población? (con respecto al exceso a 70μm y a F70/F24).
muestra de control
No hay señal de correlación
¿Son los discos de debris más o menos
frecuentes en estrellas con planetas?
Implicaciones
Implicaciones
de la falta de correlación
Implicaciones de la falta de correlación
Es importante estudiar la evolución de la dinámica
del Sistema Solar.
Fuerte Bombardeo Tardío: hace 3.85x109 años; la
Planetas
migración de los planetas gigantes altera la órbita
de gran número de asteroides que son lanzados
hacia el interior del Sistema Solar. Expulsión
Sin planetas
generalizada de asteroides y objetos del cinturón
Polvo producido por la
col
isio
de Kuiper.
Breve incremento de la
colisión mutua de
nes
producción de polvo,
: 1/
pequeños planetoides
t
seguido de un fuerte
(1-10 km), excitados
i
t
?
An
decrecimento.
por los planetoides más
ción
rela
r
o
c
masivos (1000 km).
Picos posteriores
¿Co
ón?
laci
rre
:1
PR
2
/t
Tasa de producción del polvo
Implicaciones de la falta de correlación
Tiempo
menores producidos por
la colisión de asteroides.
Todavía se desconoce cúal es el efecto de los
planetas en la evolución del disco de debris.
¡Las
frecuencias
no son
diferentes!
Resumen
Los discos de debris son sistemas planetarios.
El disco de debris del Sistema Solar era más masivo en el pasado.
Se disipó via: (i) erosión (por múltiples colisiones excitadas por objetos del tamaño de
Plutón, Mpolvo ~ 1/t); (ii) eyección dinámica (por la migración de los planetas gigantes).
Observaciones de Spitzer:
- Decaimiento ~1/t con picos debidos a colisiones individuales o procesos
tipo Bombardeo Pesado Tardío.
- Frecuencia de polvo a 24 m (4-6 AU):
si el proceso de producción de polvo dura < 10x la edad, >32% de
estrellas tipo solar muestran signos de formación de planetas terrestres.
si la época dura menos que los segmentos de edad, la frec. es > 60%.
- Frecuencia de polvo a 70 m (>10 AU):
~10% de las estrellas tipo solar tienen discos de polvo frío > 100 veces
más brillante que el polvo en el Sistema Solar; los discos de debris
como en el del Sistema Solar pueden ser muy comunes.
Neptune