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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