«Exoplanetas»

David Felipe Barros RamírezInstituto de Física Facultad de Ciencias Exactas y NaturalesUniversidad de Antioquia

Definición

• Masas por debajo de las necesarias para la fusión del Deuterio.

• M<13 Mj

• Rocosos, gaseosos, gigantes, «earth-like», «hot jupiters».

PropiedadesHD 209458

Primeros descubrimientos• Primer exoplaneta

confirmado: Bruce Campbell, G. A. H. Walker (1988)

• Estrella que orbita: Gamma Cephei

• Planeta: Gamma Cep b

Gamma Cep b

¿Cómo los detectamos?

Velocidad radial (RV)

Sistema Estrella-Planeta se desplaza según la velocidad propia del centro de masa.

El movimiento será circular o elíptico si sólo existe un planeta.

Más complicado si existen varios planetas.

Velocidad radial (RV)• Presencia de planetas significa

mayor perturbación en la velocidad radial.

• La velocidad radial cambia en función de la combinación de la velocidad radial del CM y de la velocidad radial de rotación de la estrella

• Componente radial de la velocidad del CM más la componente radial de la velocidad de rotación.

Velocidad radial (RV) / Efecto DopplerAmplitud de oscilaciones se relaciona con desplazamiento de la frecuencia de la luz.

Del desplazamiento de las líneas espectrales puede determinarse la velocidad del movimiento.

Relación entre frecuencia observada y frecuencia real.

Velocidad radial (RV) / MCU

Variaciones de Velocidad radial en la estrella 70 Vir Regularidad en las variaciones.

116.7 días invierte en recorrer su trayectoria alrededor de CM.

Curva senoidal, corresponde a un movimiento vibratorio armónico simple.

Regularidad del grafico relacionada con la excentricidad orbital

¿Con qué se detecta la velocidad radial?

• HARPS (High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher)

Observatorio «La Silla»

Espectrógrafo Echelle montado a un telescopio de 3.6 metros.

Se encuentra aislado al vacío por una recamara de la cual se extrae todo el aire por una bomba de vacío.

Detección por transito

Observación fotométrica de la estrella.

Variación en la intensidad electromagnética.

Señales de cuerpos eclipsantes.

Candela (Flux) VS Tiempo

¿Cómo se relaciona esta medición con el exoplaneta que la orbita?

Cambio de intensidad durante el transito.

Intensidad de la estrella

Radio del planeta

Radio de la estrella

¿Es suficiente para afirmar que hemos detectado el tránsito de un

planeta gigante?¡Podría ser una enana

marrón!

Necesitamos más datos: masa del planeta y radio

del planeta.

¡VELOCIDAD RADIAL!Densidad -> ¿rocoso? ¿gaseoso? ¿liquido?

Transito: tiempo.Periodo orbital

Radio de la orbita

Radio de la estrella

Angulo entre el plano de la orbita y el observador.

Periodo de rotación y distancia a la estrella

Tiempo transcurrido entre dos observaciones de un hito del tránsito ampliamente separadas

Número de tránsitos observados.

Conocido el periodo de rotación del planeta, por tercera ley de Kepler nos da el semieje mayor en función de las masas y el periodo orbital

Como Mp<<<M*

Instrumentos de detecciónTelescopio espacial Kepler.

Fotómetro

Arreglo de 42 Dispositivos de Carga Acoplada. (CCD) Conversión espontánea de luz recibida en corriente eléctrica.

2200x1024 pixeles.

Solo la información de estrellas con R>16 es tomada.

Kepler por dentro

¿A dónde estamos viendo?

Detección por microlensado gravitacional

¿Cómo lo interpretamos?¡Estos es lo que nos indica si hay un planeta!

Magnicaciónpor lente estelar

Así se ve la luz de la estrella al ser magnificada por otra.

¡La interpretación fotométrica de esta luz nos dice si hay o no un planeta junto a la estrella-lente!

Instrumentos de detecciónTelescopio espacial Spitzer.

Instrumentación

Imagen directa HR 8799

Telescopio Hale (5 metros)

Características de estos sistemas

• Estrellas de bajas temperaturas

• Tipo espectral <K

• Planetas supermasivos orbitando a las estrellas.

• Distancia grandes de los planetas a sus estrellas

¿Cuántos van? ¿Qué método es mas o menos eficiente?

Numero de Exoplanetas vs Años

¿Habitabilidad?Zona de habitabilidad

¡Agua liquida!

Planeta 55 Cancri f