Download Exoplanetas y detección remota de vida

Segunda Escuela Mexicana de Astrobiología
Cinvestav Irapuato
15 de agosto de 2013
Antígona Segura Peralta
Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM
Virtual Planetary Laboratory, NASA Astrobiology Institute
EXOPLANETAS, HABITABILIDAD
PLANETARIA Y DETECCIÓN
REMOTA DE VIDA
1
Exoplanetas
Métodos de detección
Interiores y atmósferas
2
Exoplanetas
Planetas
extrasolares o
exoplanetas:
planetas que giran
alrededor de otras
estrellas.
http://gizmodo.com/5919885/all-786known-planets-to-scale-is-aflabbergasting-view
Junio, 2012
Detección de exoplanetas
Método
Planetas
Estrellas con
planetas
Sistemas múltiples
(+ de un planeta)
Velocidad
radial
532
400
93
Tránsito
330
(+3,548)
262
44
Microlente
gravitacional
22
24
2
Imagen directa
31
34
1
Total
935
721
146
Datos obtenidos el 14 de agosto del 2013 en la página:
http://exoplanet.eu
4
Detección de exoplanetas: velocidad
radial
Los planetas Y LA
ESTRELLA se mueven
alrededor de un punto
llamado centro de masa.
El “bamboleo” de la
estrella nos indica que
hay planetas alrededor
de ella.
Lo que medimos es la
masa mínima del
planeta.
Métodos de detección
Método de velocidad radial
Mide la masa del planeta (MP) y su
distancia a la estrella (a) a partir de la
velocidad radial (v*) de la estrella
Un planeta jala
a su estrella
hacia adelante y
hacia atrás
…la luz de la
estrella se
recorre
ligeramente
hacia el rojo
conforme la
estrella se aleja
de nosotros
…y se corre
ligeramente al
azul cuando se
mueve hacia
nosotros.
Los astrónomos
detectan este
corrimiento en el
espectro de las
estrellas.
Velocidad radial
7
Velocidad radial: 51 Pegasi
Primer planeta
descubierto
alrededor de una
estrella semejante
al Sol. (Marcy et al.
ApJ, 1995)
0.47 MJ, 0.05 UA
Velocidad radial: GJ 876
3 planetas, 2
descubiertos en el
2002 y uno más en
el 2005.
Masas: 1.9, 0.56 y
0.018 MJ
Semieje mayor:
0.21, 0.13, 0.021
UA
Velocidad radial
Es el más exitoso de los
métodos para encontrar
planetas
La detección se hace con
telescopios en la Tierra
Hay más de una docena de
proyectos dedicados a la
detección de planetas
extrasolares por este
método.
El método está sesgado
hacia planetas masivos y
cercanos a su estrella.
Métodos de detección
Método de tránsito
Mide la masa el radio del planeta (RP) y el
periodo orbital (P).
La probabilidad de detección es proporcional a
R*/a (radio de la estrella entre semieje mayor
del planeta)
Corot (Francia) y Kepler (NASA)
buscan planetas usando un
instrumento llamado fotómetro para
medir pequeños cambios en el brillo de
Kepler
las estrellas causado por planetas que
1m
pasan frente a ellas
Corot
27 cm
Falsos positivos
Los planetas encontrados por tránsito de denominan
CANDIDATOS a planeta porque hay varios casos en los que un
sistema estelar puede confundirse con un sistema planetario.
Binaria eclipsante
Compañera estelar
pequeña
Binaria iluminada por
una estrella más
brillante
12
Seager and Deming, 2010
Detección de atmósferas por
tránsito
13
Kepler
Imagen directa
Separación en milisegundos de arco
entre un planeta en la zona habitable y
su estrella (Kaltenegger et al . 2006)
Emisión de cuerpo negro para planetas del
sistema solar, el Sol y un Júpiter caliente,
vistos a 10 parsecs
(Seager y Deming, 2010)
15
Imagen directa
HR 8799
Marois et al. 2010
Sol - Tierra: 1 UA
Sol - Júpiter: 5 UA
Sol – Neptuno: 30 UA
Sol - Plutón: 40 UA
Nombre
HR
8799b
HR
8799c
HR
8799d
HR
8799e
Masa
(MJ)
7
10
10
9
Distancia
(UA)
68
38
24
14.5
115 UA
Detección directa
Coronografía: Tapar la luz de la estrella usando
difracción para poder ver el planeta.
PAPIME PE103609
Detección directa
Interferometría:
Anular la luz de la estrella para ver al planeta. Provee muy
buena resolución angular.
La luz de una misma fuente se recombina para aumentar la
señal o anularla.
Resultado de interferometría de luz
blanca
Interferometría monocromática
PAPIME PE103609
¿y en qué galaxia están?
100 mil años luz
Los exoplanetas que
podemos detectar
están dentro del
círculo
Usted está aquí
Los planetas que podemos detectar están dentro de un radio de
unos 3 mil años luz de nosotros
Planetas en nuestro sistema
solar
Gigantes gaseosos:
0.7 - 1.3 g/cm3
95 – 320 MTierra
9.5 – 11 RTierra
H y He
Planetas internos:
4- 5.5 g/cm3
0.06 – 1 MTierra
0.4 – 1 RTierra
Roca
Gigantes helados:
1.3 - 1.6 g/cm3
14– 17 MTierra
3.8 – 4 RTierra
NH3, CH4, H2O
20
Estadísticas
Howard, 2013
21
Marc Kuchner/NASA GSFC.
Relación masa-radio
http://www.nasa.gov/centers/goddard/news/topstory/2007/earthsized_planets_prt.htm
A partir de modelos de la composición del interior de los planetas
se pueden predecir relaciones de masa radio
22
Relación
masa-radio
Tenemos mediciones de
masa y radio para unos
200 planetas.
Howard 2013
23
Exoplanetas: la variedad de los
mundos
Silicatos (Wade, 2013)
Agua (Wade, 2013)
Carbono (Image: Lynette Cook)
Dos soles (Wade, 2013)
24
Otros mundos
Súper
Tierras
1 masa terrestre
1 radio terrestre
Roca
Densidad: 5.5 gr/cm3
¿Roca?
¿líquido?
¿gas?
Mini
Neptunos
14 masas terrestres
4 radios terrestres
Hielo
Densidad: 1.3 gr/cm3 25
26
¿Qué es lo que podremos
detectar?
Actualmente:
Masa del planeta (Doppler)
Radio del planeta (Tránsito)
Distancia a su estrella
Atmósfera en casos específicos
Planetas alrededor de estrellas en un
radio de ∼3000 años luz
En el futuro:
Composición atmosférica promedio,
es decir, de TODO el planeta
Con suerte: presencia de nubes,
tipos de superficies
¿vida?
Sólo si esta produce una señal global
El planeta no podrá ser resuelto
espacialmente, no podemos tener detalles
de él, sólo propiedades globales o una
mezcla de propiedades particulares
Habitabilidad planetaria
28
Habitabilidad planetaria
Nuestro concepto se basa en el único ejemplo
de planeta habitable que tenemos.
Generalización de la vida en la Tierra: agua
líquida y química del carbono.
Planetología comparada: permite
comprender las características que hacen
habitable a la Tierra.
29
Habitabilidad: agua líquida
Todos los ambientes en los que encontramos vida en la
Tierra tienen agua líquida.
A partir de esto se estableció la estrategia de
búsqueda de vida en Marte llamada “sigue al agua”
(follow-the-water).
La estrategia consiste en identificar aquellos lugares
que tuvieron o tienen agua líquida ANTES de buscar
evidencias de vida.
En el caso de exoplanetas el agua líquida podría
detectarse en es espectro de la atmósfera del planeta.
30
Otros criterios de
Habitabilidad: Energía
Otra estrategia es “seguir la energía” (follow-the-
energy) que refuerza y complementa la estrategia de
seguir el agua.
En la Tierra la vida utiliza dos fuentes de energía: la
radiación electromagnética (fotosíntesis) y donadores
de electrones (quimiosíntesis).
En la Tierra no conocemos organismos que usen las
mareas, los campos magnéticos o el decaimiento
radioactivo como fuente de energía para crecer.
31
Habitabilidad planetaria
Para que un planeta pueda mantener agua en la
superficie se requiere:
Que la superficie del planeta se encuentre por arriba
del punto de congelación del agua.
Que el planeta tenga una atmósfera para que la
presión atmosférica mantenga al agua en estado
líquido.
La atmósfera también es indispensable para
mantener la temperatura de la superficie.
Estos dos criterios son usados para definir la
Zona Habitable de una estrella
32
Atmósferas de planetas
terrestres
Se forma a partir de:
Gases liberados durante los impactos sufridos en las etapas finales de
la formación del planeta.
Degasamiento de los gases atrapados en el interior del planeta
(vulcanismo).
Gases liberados por impactos después de la formación del planeta.
La composición de los gases depende de la composición de los
cuerpos que impactan.
El H2 se escapa en planetas con masa similar a la de la Tierra o
menor. En planetas cercanos a las 10 masas terrestres el H2 sería
el mayor componente de la atmósfera.
Atmósferas de planetas
terrestres
Los gases más estables y que pueden mantenerse en la
atmósfera son: N2, CO2 y H2O.
Con el tiempo, la atmósfera de un planeta puede
perderse por escape al espacio o reacciones con la
superficie.
La composición atmosférica puede cambiar con el
tiempo dependiendo de los procesos geológicos (o
biológicos) del planeta.
Las atmósferas de CO2 son controladas por el ciclo de
carbonatos-silicatos.
Ciclo de carbonatossilicatos
• Depende de la
temperatura
• Este ciclo controla el
clima a escalas geológicas
• El CO2 se recicla en
periodos de unos 200
millones de años
• Para que haya
subducción de las placas
tectónicas se requiere
agua en el manto y energía
interna suficiente para que
el manto sea convectivo
Ciclo de carbonatossilicatos
Lluvia
Tasa de
intemperismo
de silicatos
Temperatura
superficial
(-)
Efecto
invernadero
CO2 atmosférico
Tierra:
CO2 en la corteza
Venus
CO2 en la
atmósfera
CO2 en la corteza
y congelado en
los polos
36
Marte
Condiciones de habitabilidad
superficial
G. Chin (GSFC)
La distancia adecuada de su estrella (Zona
Habitable): Permite mantener una temperatura
adecuada si el planeta tiene…
Atmósfera: Mantiene un clima estable en el
planeta y la presión para que el agua se
mantenga líquida
Masa planetaria: Sirve para retener la atmósfera,
mantener actividad tectónica y campo
magnético (1 a 10 veces la masa de Tierra)
Agua: Abundante en el universo, con
propiedades que lo hacen muy buen solvente
Planetas potencialmente
habitables
http://phl.upr.edu/projects/habitable-exoplanets-catalog
38
Bioseñales
39
Biosignatures
Spectral signatures of biological products that can be
remotely detected:
Atmospheric
Surface
They need to be global or cover a wide portion of the planet
surface.
Biosignatures must always be identified in the context of the
planetary environment
e.g. Earth methane and Titan methane, ammonia with oxygen,
oxygen with liquid water.
“Antibiosignatures”
e.g. H2, CO on Earth-like planets – mysterious “free lunches”
06/03/2013
40
Surface biosignatures
Chlorophyll red
edge
Galileo experiment
Sagan et al. (1993)
41
Montañés-Rodríguez et al., Ap. J., 2006
O2
42
Earthshine: red edge detection
Montañés-Rodríguez et al. ApJ, 2006
Observación Monte Palomar
Observación y
modelo
Modelo
Atmospheric biosignatures: Vis-NIR
CO2
H2O
H2O
H2O
H2O
O2
CO2
FeO
D. Crisp & V. Meadows
1er Taller Nacional de Astrofísica Planetaria
06/03/2013
44
Atmospheric biosignatures: MIR
D.Crisp (JPL)
Earth in time
Tierra temprana:
Sin oxígeno (O2)
Atmósfera: CO2 y N2
∼ Hace 2.4×109
años, oxidación de
la atmósfera
O2 + hν → O + O
O2 + O → O3
Cyanobacteria
Tierra presente: 0.21
O2
46
Atmospheric biosignatures
Net metabolic ‘‘inputs’’ and ‘‘outputs’’.
“What life does” not “what life is”.
Independent of the underlying machinery.
Biosignatures types (Seager et al., 2012):
Redox chemistry
Using environmental chemical gradients into usable
metabolic energy
Converting environmental chemicals to biomass
Secondary metabolic byproducts: do not correlate with
either the chemistry of the molecules or the mass or
number of organisms producing them (p.e. hormons).
47
Products of life useful for
biosignatures
48
Biosignatures
Spectral signatures of biological products that can be
remotely detected:
Atmospheric
Surface
They need to be global or cover a wide portion of the planet
surface.
Biosignatures must always be identified in the context of the
planetary environment
e.g. Earth methane and Titan methane, ammonia with oxygen,
oxygen with liquid water.
“Antibiosignatures”
e.g. H2, CO on Earth-like planets – mysterious “free lunches”
49
Oxygen and ozone
Venus
Mars
SPICAV, Venus Express
Montmessin et al. Icarus 2011.
Hartogh et al. A&A, 2010.
50
Oxygen and ozone
For a planet with water and located in the habitable zone of its
star, high concentrations of O2 and O3 are considered good signs
of the presence of life (e.g Owen 1980; Angel 1986; Leger et al.
1993).
Oxygen reacts with water in the atmosphere and is readly
removed from the atmosphere.
But O2 and O3 can be present in a planetary atmosphere:
Runaway greenhouse (Venus, H2O photolysis)
Frozen Mars-like planet, rich CO2 atmospheres
(CO2 photolysis)
Outside the
habitable zone
51
What we knew about
biosignatures
O2 abiotically produced (and O3)
does not produce a signal in the
planetary spectrum.
Oxygen (O2) and methane destroy
each other; therefore a big source
of CH4 is needed for methane to
survive in the atmosphere.
Because of that O2 and CH4
together are considered a possible
signature of life (Lovelock, 1965;
Sagan et al. 1993).
Segura et al. 2007
06/03/2013
52
M dwarfs
Masses: 0.06-0.6 M.
Luminosities: 0.6-10-4 L.
Main sequence lifetime
1011 yr: Enough time for
life to appear
73% of the stars in the
solar neighborhood:
Many of them to search
for habitable planets.
It is possible to detect
terrestrial type planets
(2-10M⊕) with telescopes
on the ground.
Stellar activity
X-ray luminosity
compared to the total
luminosity of the star is
a proxy of the stellar
activity.
For the average dMe
star, the steady coronal
X-ray flux above the
atmosphere of a
habitable
planet would be about a
thousand times larger
than at the Earth, while
during the largest flares
this flux could be a
million times larger.
Scalo et al. Astrobiology, 2007
Earth around other stars
Spectra were normalized in order to get a surface temperature of 288 K on each planet.
Star
Sun
σ Bootisa
ε Eridania
AD Leob
Modelc
Spectral
type
G2V
F2V
K2V
M3.5V
M5V
Effective
temperature (K)
5700
6700
5100
3400
3100
Age
(yr)
5 × 109
2 × 109
5 × 108
Young
Distance
(pc)
0
12
3.2
4.9
Planet semimajor axis (AU)
1
1.69
0.53
0.16
0.07
Segura et al, 2003, 2005 Astrobiology
Results: O3 profiles
Parent
star
O3 column
depth (cm-2)
Sun
8.4 × 1018
F2V
1.6 × 1019
K2V
6.6 × 1018
AD Leo
4.4 × 1018
M 3100
1.2 × 1018
More UV more O3 ⇒ effective protection of the surface
Segura et al, 2003, 2005 Astrobiology
Abundance of biogenic compounds
CH4
N2O
Methane flux = 9.5 x 1014 g/yr, except
for non active M (2 x 1014 g/yr)
Segura et al, 2003, 2005 Astrobiology
Nitrous oxide flux = 7.3 x 1012 g/yr
How this planets look like
Visible-NIR: O3 and CH4 are the only differences.
Mid IR: Difference due to concentration and
atmospheric temperature profiles
On M star-planets: CH4, N2O, O3 are potentially
detectable
What is going on?
CH4 destruction on Earth
O2 + hν (λ < 290 nm) → O + O
O2 + O + M → O3 + M
O3 + hν (λ < 310 nm) → O2 + O1D
O1D + H2O → 2 OH
CH4 + OH → CH3 + H2O
CH3 + O2 + M → CH3O2 + M
→ … → CO (or CO2) + H2O
CH4 photochemistry depends on the SLOPE of the UV for planets
with rich O2 atmospheres
A rich O2 atmosphere may have large concentrations of CH4
without needing large CH4 production
Characterizing exoplanets
Simulations for super Earths (5 M⊕) with different atmospheric compositions. Stars and
horizontal lines are the average spectra and filter width for Spitzer. Miller-Ricci et al. 2009
60
Biosignature
detectability
Present Earth at 10
pc (~32 ly)
λ/Δλ= 500 from 0.3-4
μm
λ/Δλ= 150 from 4-20
μm
Kaltenegger and
Traub (2009)
61
Misiones para detectar planetas
habitables
1. Detección de planetas con masas de 10 M⊕ o
menos: Misiones Kepler y Corot
2. Elegir entre ellos, los que son
potencialmente habitables (localizados en la
zona habitable de su estrella).
3. Observar estos planetas con instrumentos
que permitan obtener el espectro del
planeta: Misiones Darwin (ESA) y Terrestrial
Planet Finder (NASA). Ambas misiones
están pospuestas indefinidamente.
62
James Webb Space Telescope
63