Formación y Detección de Planetas

Marzo 29: H. Herreros, P. Grifferos, G. Ibacache
Abril 3: N. Camacho, G. Wenzel, R. Sallaberry
Abril 10: P.Vildoso, M. Schöll, J.Vera
Abril 12: L. Marfán, F. Holz, N. Mertens
Abril 17: N. Kappes, M. Fuhrmann, J.B. Puel
Noticias:
(Inscripción los jueves
al final de la clase)
Abril 19: J. Celhay, P. Morandé, A. Navarrete
Abril 24: P. Güentulle, J. Arrau, G. Pérez
Abril 26: R. Gómez, F. Maturana,V. Covarrubias
Mayo 3: C. Richard
Mayo 8: A. Bustos, S. Lara, T. Rybertt
Mayo 10:V. Núñez, A. Acuña, N. Maluenda
Mayo 15: T. Hepner, M. Hasbún
Mayo 17: J. Henríquez, J. Celhay,
Mayo 22: J. Astroza, M. Mora
Mayo 24:
Mayo 29:
Mayo 31:
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1
Spitzer descubre una “Súper Tierra”
Thomas Hepner
FIA 0111-­‐2
Tuesday, 15 May 2012
h?p://www.nasa.gov/mission_pages/spitzer/
news/spitzer20120508.html
2
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3
4
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4
Agujeros negros súper masivos evitan el nacimiento de estrellas
Miguel Hasbún R.
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5
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6
• Observaciones en Santa Martina (1450 msnm, ΔT ~ -5–10º) .
• Todos los M, J y V, saliendo del Depto de Astronomía a las 18:00.
Vuelven a San Joaquín antes de las 23:00.
• Inscripciones/consultas por email con Pedro Salas pnsalas@uc.cl
• En caso de suspensión por mal tiempo, se avisa por email.
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7
Formación y detección de planetas
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8
Formación del sistema solar
El Sistema Solar es muy regular, esto no se explica por las
leyes de Kepler o Newton. Los modelos de formación deben
explicar propiedades importantes:
– todos los planetas están relativamente aislados
– las órbitas están casi en el mismo plano
– las órbitas son casi circulares
– todos se mueven en el mismo sentido alrededor del Sol
– casi todos rotan en ese mismo sentido alrededor de sus ejes
– mayoría de las lunas también se mueven en el mismo
sentido
– sólo cuerpos menores en órbitas elípticas
– el sistema está altamente diferenciado
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9
¿Dónde nacen las
estrellas y planetas?
Nebulosas = cunas de estrellas
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10
Proto- sistemas planetarios
•Gran región de
formación estelar
próxima: nebulosa
de Orión
•Discos planetarios
HST/NASA
en estrellas recién
nacidas en la
nebulosa de Orión
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11
HST/NASA
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12
Formación del sistema solar
• La nebulosa solar
– nube molecular (polvo y gas)
– colapso gravitatorio
– formación del disco
HST/NASA
• evaporación del disco
• Formación de planetas
– Condensación de
protoplanetas
– Colisiones numerosas
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13
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15
Formación y evaporación del disco
La nebulosa primordial gira, por lo que cuando
se contrae adquiere una forma achatada,
como un disco.
Los vientos estelares despejan el material
remanente de la nebulosa original.
Los planetas más interiores son más afectados
por la radiación y vientos solares.
Por ejemplo, sus atmósferas primordiales se
evaporaron. La atmósfera actual de la Tierra
no es la original, sino que es una atmósfera
secundaria resultante de actividad volcánica
y biológica.
Los planetas exteriores no son tan
influenciados por la estrella central,
manteniendo sus masas y atmósferas
primordiales.
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16
Condensación de planetas
El gas se enfría, formándose grumos de polvo e hielo. Estos
grumos chocan entre ellos, haciéndose más grandes:
planetesimales -> protoplanetas.
Estos objectos son muy pequeños y numerosos al principio, pero a
través de colisiones con material del disco se van haciendo más
grandes. A medida que crecen, sus campos gravitatorios limpian
sus órbitas de otros cuerpos menores, los cuales son comidos o
expulsados del sistema. De los cientos de protoplanetas, sólo
unos 10 planetas quedan al final.
Finalmente, los planetas terminan aislados en órbitas
aproximadamente circulares, donde las colisiones son muy raras.
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Discos Proto-planetarios
•En estrellas jóvenes
podemos observar discos, los
cuales se cree que darán
origen a sistemas planetarios
como el del Sol.
•Por ejemplo, la estrella
cercana Beta Pictoris tiene un
disco más grande que todo el
sistema solar, visible en luz
infrarroja.
“warp” -> ¿planeta masivo?
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18
Observación de discos proto-planetarios
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19
Formación del Sistema Solar

La nebulosa Solar esta hecha de H y He, con muy pocos elementos pesados (2%).

Hace 4500 millones de años esos elementos pesados se condensaron como polvo
en el disco interno, y como polvo + hielo en el disco externo, originando planetas.

La teoría dice que Júpiter se forma más allá de la línea de nieve, a unos > 5 AU.
Protosol
T ~ L1/4 /d1/2
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2000K
300K
Metales
Rocas
Hielo
H2O
50K
“Hielos”:
seco CO2,
metano CH4,
amoníaco NH3,
N2
20
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21
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22
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23
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24
Formación de los Planetas Terrestres
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25
Planetas extrasolares






Así como el Sol, otras estrellas también tienen planetas a
su alrededor.
Muy difíciles de detectar... primeros fueron
descubiertos recién en 1995.
Importantes para entender formación y evolución de
planetas (no sabemos qué tan especial es el Sist Solar).
También para el futuro a largo plazo de la Humanidad.
Con tecnología actual, conocemos alrededor de mil.
Número sigue subiendo.
Extrapolando, ~ 1/3 de las estrellas tendrían planetas.
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26
Métodos para encontrar planetas exoplanetas (~763 hasta ahora)
Method
Derive
Mass Limit
Status
Pulsar Timing
τ ; mp/Ms
Lunar
Successful (16)
Radial Velocity
τ ; mp *sin I ; e
super-Earth
Successful (701)
Astrometry
Ground
Space
τ ; mp ; a ; D s
sub-Jupiter
super-Earth
In development
Under study
Transit Photometry
Ground
Space
Space
τ ; Αp ; a ; I ; Ds ;
atm comp.
sub-Jupiter
sub-Jupiter
sub-Earth
Successful (230)
numerous groups
HST, Spitzer,
CoRoT, Kepler
Reflection Photo.
τ ; albedo*Ap ; a ;
sub-Jupiter
Kepler
super-Earth
OGLE (15)
Space
atm comp.
Microlensing:
Ground
f(m,Ms ,r,Ds,DL )
Direct Imaging
τ ; albedo*Ap ; a ; I ;
Space
e ; Ds ; atm comp.
Successful (31)
Earth
numerous groups
(Source: http://exoplanet.eu/)
τ=period, a=semi-major axis, mp=planet mass, Ap=planet area, I=orbit inclination, e=eccentricity, Ds=distance to star
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27
Presencia de un planeta (invisible)
puede ser descubierta por el
movimiento periódico de la estrella.
04/27/2010
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28
28
Espectro observado se mueve por el efecto de un
planeta (invisible) orbitando alrededor de la estrella.
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29
Tránsitos
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30
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31
Kepler Mission
Launched in 2009 (3.5 yr mission)
1.4m mirror and FOV=105 deg2
Accurate photometry (20ppm)
monitors >145,000 stars in FOV
planet candidates
42 CCDs =
95 Mpix
only 5% of
pixels sent to
Earth!
http://archive.stsci.edu/kepler/
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32
T=3,000K
T=10,000K
Kepler's 2321 planet candidates
Sun+Jupiter
http://archive.stsci.edu/kepler/
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33
Lensing
Tuesday, 15 May 2012
34
Tuesday, 15 May 2012
35
Imágenes
Tuesday, 15 May 2012
36
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37
log (P in yr)
-3
2
-2
-1
0
1
2
3
EXOPLANET DETECTIONS
4
http://exoplanet.eu/
4
763 as of Apr. 24, 2012
although Kepler has >2300 more “candidates”
1
K = 5 m/s
3
K= 1 m/s
0
The horizontal axis plots the log of the
mass, while the vertical axis plots the log
of the semi-major axis.
Dashed lines trace of m and a values that
produce the indicated radial velocity semiamplitude K for a planet orbiting a solar-mass
star.
-1
1
-2
0
log (M in MEarth)
log (M in MJupiter)
2
Dotted lines trace m (assuming Jupiter-density)
and a values indicating the geometric
probability of a transit for a solar-radius star
(assuming a circular orbit, so that e and ω can
be ignored); less than the indicated proportion
of all planets to the right of a given line will
have transiting orbits.
-3
-4
P < 0.1%
P < 5%
-5
-2
-1
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0
log (D in AU)
1
Our Solar System
astrometry
transit
direct imaging
microlensing
radial velocity
pulsar timing
2
-1
Habitable Zones (all and solar)
-2
Puzzle: 55% of such exoplanets have
eccentricities greater than 0.2 while 17% have
eccentricities greater than 0.5. Not clear why?
Not observational bias.
3
38