Métodos de Detección de Planetas Extrasolares

Métodos de Detección de
Planetas Extrasolares
Pablo Cuartas Restrepo
Ing. Mecánico UdeA
MSc Astronomía UNAL
quarktas@gmail.com

Planetas & Enanas Marrón
Los Planetas son objetos de baja
masa (

Discos Circumestelares
Diámetro entre
50 y 100 UA.
Las imágenes de alta resolución
de estrellas cercanas y de
regiones de formación de
estrellas han revelado estructuras
aplanadas de polvo (discos)
alrededor de protoestrellas y
estrellas jóvenes de secuencia
principal.
En el caso de protoestrellas, este
polvo se interpreta como un disco
de acreción.
En estrellas maduras, como β
Pictoris, el polvo se debe a las
colisiones de cuerpos a su
alrededor (cinturones de
asteroides o de Kuiper).

Discos Planetarios Maduros
El Disco en beta Pictoris es deformado por la interacción
gravitacional de planetas (Neptuno – Cinturón Kuiper).

Exoplanetas
Planetas que orbitan a otras estrellas
“exoplanetas”
El planeta es opacado por la luminosidad de
su estrella.
La Tierra es mil millones de veces más
opaca que el Sol. En el infrarrojo, un
planeta emite un millón de veces menos
energía que una estrella de tipo solar.
Se puede usar el efecto de la gravedad.
La estrella tira del planeta
Tercera ley de Newton: el planeta tira de la
estrella con una fuerza igual y opuesta
El planeta es más ligero y se mueve más
Pero la estrella también se mueve…aunque
menos.

Exoplanetas
HD70642 : descubierto el 9 de julio del 2003
Los planetas encontrados son masivos.
¿Por qué? Se necesitan planetas masivos
para ver el cambio en el movimiento de la
estrella.
Si no fueran masivos no los hubiéran
encontrado.
Sorpresas:
Tienen períodos de sólo días…una velocidad
altísima.
Están muy cerca de sus estrellas.
Si se formó un planeta del tamaño de Júpiter
muy cerca de la estrella, puede que evitara
que se formara un planeta terrestre.

Exoplanetas: Implicaciones
Teoría de la nebulosa solar:
Los planetas gigantes nacen lejos
de su estrella…
Datos de exoplanetas:
Los planetas gigantes se
encuentran muy cerca de sus
estrellas
La teoría es incorrecta…
Nuevas preguntas:
¿Qué es lo común…?
¿Los planetas gigantes se forman
cerca de su estrella?
¿Algunos de estos planetas nacen
lejos de su estrella y se acercan con
el tiempo?
Los planetas son comunes, y eso
podría ser una buena noticia para la
búsqueda de vida en el Universo.

Encontrando
planetas
1. Si buscamos una observación directa
es más adecuado utilizar telescopios
infrarrojos que telescopios que trabajen
en el rango visible del espectro.
2. Los métodos que han producido
resultados se basan en las
perturbaciones gravitatorias causadas
por los planetas sobre las estrellas y
en el tránsito del planeta por delante
de la luz de la estrella.

Hot Jupiters
• Llamados Pegasianos por
51 Pegasi, (Belerofonte).
• Orbitan a menos de 0,05
UA de sus estrellas.
• Están aproximadamente
ocho veces más cerca a su
estrella que Mercurio del
Sol.

Gigantes Oceánicos: Neptunos
• Planetas de un par de
decenas de masas
terrestres.
• Posibles oceános de
agua bajo sus superficies

Gigantes Rocosos: S-Tierras
• Planetas rocosos con masas
entre 1 y 10 masas terrestres.
• Se encuentran muy cerca de
la estrella a la que orbitan. Un
planeta con esa masa muy
alejado hubiera perdido
menos gas en su formación y
habría dado lugar a un
gigante gaseoso.
• Si Júpiter estuviera desnudo,
sin gas, sería una Super-
Tierra.
Gliese 876 d, la primera S.T.

Super-Tierras Observadas
• Dentro del catálogo de exoplanetas con más de 440
encontrados hasta la fecha, tan sólo un par de
decenas están en el rango de las Super-Tierras
Corot 7-b, el
primer planeta
rocoso
comprobado, con
radio medido.

• Enanos rocosos entre 1 y 10
masas de Mercurio.
• Hasta ahora ninguno
descubierto, pero los
modelos de interiores
planetarios predicen la
posibilidad de encontrarlos.
Super Mercurios

Megajovianos
• Al menos el 15%
de los exoplanetas
descubiertos
alcanzan masas
superiores a las 5
masas de Júpiter.
• A estos gigantes
gaseosos se les
conoce como
Super-Jupiters

•
Sirio A y Sirio B
10 -4 b *
8”, 60 UA
El Reto
¿ Cómo puede verse un cuerpo tan pequeño cerca de uno tan
brillante?
Planeta R~R j, b p~10 -9 b * , θ~1”
15

Principales
métodos
• Astrometría
• Efecto Doppler
• Tránsitos planetarios
• Observación directa
• Anomalías en el período
• Microlentes
de púlsares

Astrometría
Se basa en las perturbaciones gravitacionales causadas por los planetas
sobre su estrella.
Cualquier objeto con masa ejerce, según la ley de la gravitación, una fuerza
de atracción sobre otros cuerpos con masa.
Si no existen perturbaciones
sobre la estrella, ésta describirá
en el cielo una línea recta. Es
decir, el movimiento propio
observado será una línea recta.
Por el contrario, si existe algún
planeta que perturbe el
movimiento de la estrella, ésta
oscilará periódicamente alrededor
de una línea recta.

Velocidad radial,
Efecto Doppler
Por la tercera Ley de Newton:
El planeta y la estrella se mueven
Sus órbitas los llevan en torno al
centro de masa común.
El período de la estrella es igual al
del planeta.
El movimiento de la estrella es
demasiado pequeño para ser
detectado. Se mueve en pequeños
círculos cerrados.
Se percibe un cambio de velocidad.

•
La estrella también siente fuerza del planeta!!…
Centro de masa ≠ centro estrella
Velocidad ∼ f(masa, distancia)
20

V = +40 m/s
4000 5000 6000 7000

V = 0 m/s
4000 5000 6000 7000

V = -40 m/s
4000 5000 6000 7000

El efecto Doppler en el espectro
de la estrella permite cuantificar
su velocidad radial.
Como los desplazamientos son
muy pequeños, los detectores
deben ser muy precisos. El
efecto depende de la masa y la
distancia a la estrella.
A partir de estas mediciones se
puede deducir la masa del
planeta, el período de traslación,
su distancia media a la estrella y
la excentricidad de la órbita.
Si las variaciones en la velocidad radial de
la estrella tienen forma sinusoidal, entonces
puede deducirse que la órbita del planeta
es circular.
Si la forma de la gráfica no es sinusoidal,
entonces la órbita no es circular. A partir de
la forma de la gráfica puede deducirse, por
tanto, la excentricidad de la órbita.

• Curvas de velocidad:
Órbita Circular
Órbitas excéntricas

• Curvas de velocidad:
Órbitas excéntricas
Múltiples planetas

Cálculo de la Masa
Medición: período P y velocidad
radial, v ∗ sin i, equivale a la
amplitud de la curva.
Es fácil si P es corto, v p es grande
o M ∗ es pequeña
M
p
=
M
*
v
v
*
p

Tránsitos Planetarios
No se observará nunca
una disminución en el
brillo de la estrella
Disminuye la
superficie de estrella
que podemos ver y
disminuye el brillo de
la estrella
Se basa en la observación de la
disminución del brillo de la estrella
cuando un cuerpo más oscuro (por
ejemplo, un planeta) pasa en frente,
visto desde la Tierra.
La disminución de brillo debe ser
periódica y coincide con el período de
traslación del planeta.
El tamaño del planeta. Un planeta
mayor «quita» más luz que uno
pequeño.
La velocidad del planeta. Mayor
velocidad orbital, menos tiempo durará
la disminución en el brillo de la
estrella.

Una vez conocida la masa del planeta y su radio, se
puede calcular su densidad.
Curva de luz correspondiente a un tránsito
planetario.
1. El brillo de la estrella es constante (no siempre!!!).
2. El planeta pasa por delante de la estrella, recibimos menos luz. Durante cierto
tiempo el brillo (su magnitud aparente), disminuye.
3. Mientras el planeta se encuentra por delante del disco estelar, el brillo permanece de
nuevo aproximadamente constante, hasta que el planeta llega de nuevo al limbo.
4. Después el brillo vuelve a aumentar paulatinamente hasta que finaliza el tránsito.
5. Entonces, el brillo se estabiliza de nuevo. Al final del tránsito, la estrella vuelve a
mostrar el mismo brillo que tenía antes de comenzar el tránsito del planeta.
1
2
3
4
5

Medición de luz
Fotometría: Medidas exactas en la variación de la luz proveniente
de la estrella mientras un planeta atraviesa frente a la supeficie ⇒
Cálculo exacto de la Masa, determinación del tamaño.
Espectroscopía: Variación en las líneas de absorción en el espectro
de la estrellas debido a los gases en la atmósfera del planeta. Se ha
detectado agua en planetas extrasolares.

Observación de
Tránsitos
Los tránsitos han
permitido confirmar 28
exoplanetas. Muchos
de ellos habían sido
descubiertos por
velocidad radial
primero. Masas entre
1 M Sat a más de 1 M Jup .

La densidad de planetas extrasolares se han
calculado ~ 1 g/cm 3 .
Modelos de su interior son similares a
nuestros gigantes gaseosos, aunque con
diferencias…

Observación Directa
Imágenes de exoplanetas
Detectar de forma directa la luz del planeta
Fomalhaut b
Imagen de HR8799, Nov. 2008
Keck
Imagen de 2M1207, Sep.
2004, ESO.

Es muy difícil debido al poco brillo
del planeta y al efecto cegador de
la estrella.
El primer planeta extrasolar
observado directamente a través
de una imagen de infrarrojo orbita
alrededor de la enana marrón
2M1207 en Centauro a 53 pc.
Tiene 5 masas de Júpiter
Distancia a la estrella: >55 AU
Periodo orbital: 2450 años
El espectro infrarrojo del planeta
muestra la presencia de moléculas
de agua en su atmósfera.

Fotografías…
La detección directa de
planetas cercanos a estrellas
se hace en el infrarrojo,
donde el contraste del brillo
estelar puede disminuirse
hasta en un factor de 1000,
comparado con el óptico.
Cuatro planetas alrededor de
estrellas, un planeta solitario
y muchas enanas marrón se
han fotografiado.
CQ Lupi b: 140 pc, 103 UA.
AB Pictoris b: 46 pc, 275 UA.

Pulsares con Planetas
En 1992 Alexander Wolszczan, de Penn
State University observó anomalías en el
período del púlsar PSR 1257+12, a unos
980 años luz en Virgo . Propuso que había
dos o tres planetas girando alrededor del
púlsar.
El período de un púlsar es
extremadamente preciso, debido a los
tirones gravitatorios de los planetas, el
púlsar parecerá oscilar ligeramente, lo que
repercute en el período.
Permite detectar planetas del tamaño y
masa de la Tierra.
http://ciencia.nasa.gov/headlines/y2006/05apr_pulsarplanets.htm

La masa del Pulsar PSR 1257+12 es 0.3
M sun, y los tres planetas tienen masas de ~
4 M T (los dos exteriores) y 0.02 M T (el
interior).
Se cree que se formaron del material
expulsado por la Supernova que formó el
Pulsar.
El Pulsar PSR 1620-26 en el cúmulo M4
es un componente de un sistema binario
con una enana blanca; el sistema es
orbitado por un planeta.
Tiene el tamaño de Júpiter y se formó
alrededor de la estrella de tipo solar que
teminó siendo enana blanca.

Microlentes
Se aprecia un desvío en la curva de luz debido a la
presencia de un cuerpo orbitando la estrella que
actúa como lente.
Las observaciones se iniciaron para descubrir
enanas marrones y otros objetos que puedan
constituir la materia oscura.
Sólo se detectarán planetas situados en la zona de
«microlente», que corresponde a distancias de 1 a
4 UA aproximadamente.
Cuando la luz pasa por las
inmediaciones de un objeto
con masa, se desvía.

Fotometría: incremento del brillo
de un estrella distante debido al
lensado gravitacional.
Pequeñas variaciones en el débil
lensamiento se deben a la
presencia de planetas.
Miles de estrellas han sido
monitoreadas en las Nubes de
Magallanes y el bulbo galáctico.
Es el mejor método para
encontrar planetas con masas
como la de la Tierra.
Se han detectado 10 planetas
con Lentes Gravitacionales
Microlensing

Como Vamos Los planetas pequeños y
distantes son muy difíciles
de detectar (tipo Tierra).
Se han detectado planetas
grandes en órbitas
pequeñas.
Aun no se detectan planetas
como el nuestro.
Planetas como Urano o
Neptuno se han empezado a
detectar.

El Problema de los Júpiter Calientes
¿Planetas Gigantes cerca a
las estrellas?
Teoría: Los gigantes se forman a
grandes distancias de las
estrellas.
Se necesita de un modelo
dinámico de migración: Vaciós
en el disco de gas pueden
conducir a los planetas a órbitas
interiores, a medida que el disco
es barrido por el Planeta.
Superficies calientes y
atmósferas extensas (Problema)
…

Planeta detectado por velocidad
radial en 1999 y luego observado
por tránsito.
Semi-eje major 0.045 AU (circular)
Masa 0.69 ± 0.05 M J
Radio 1.32 ± 0.05 R J
Temperatura 1,130 ± 150 K
Atmósfera de H, C y O a su
alrededor.
Los átomos pesados como C y O
son soplados lejos del planeta por el
arrastre hidrodinámico, creado por
la evaporación de hidrógeno en la
atmósfera.
HD 209458b

¿Qué estrellas pueden tener planetas?
Estrellas pobres en metales parecen ser pobres en planetas.

Futuro
Las misiones Corot y Kepler
mejorarán la busqueda de
tránsitos de planetas
terrestres.
El interferómetro NASA SIM
podrá detectar el bamboleo
estelar debido a discos de gas
o planetas gigantes distantes.
La Misión ESA Darwin:
Búsqueda de espectros de
planetas terrestres (ozono,
oxigeno, agua).

• Estadísticas de Interés
– ∼ 10% estrellas exploradas planetas, 95% probabilidad
– +20% de planetas podrían estar en sistemas dobles
– Esquema de clasificación popular:
• Planetas “jovianos”, “Jovianos” Calientes, Planetas
Excentricos, Planetas livianos, Supertierras
– Todas las estrellas son “ricas” en metales
(Metalicidad > 40% Metalicidad solar)
– Número de planetas rocosos podrían superar por un
factor de 2 el de planetas gigantes

¿Mundos Como el Nuestro?
Corot-Exo 7b, La primera Super Tierra confirmada
48

Gliese 777A, Planetas jovianos
Gigantes Gasesosos
49

a
b
Los Otros Mundos
Gliese 581, El sistema planetario de los extraterrestres
c
d
50
e

Los Otros Mundos
HD 28185, “Lunas terrestres”
51

Upsilon And b, Urano extrasolar
Los Otros Mundos
52

Los Otros Mundos
HD 73256b,
Planeta oscuro
53

HD 209458, “Osiris” - Evaporándose
Los Otros Mundos
54
51 Peg, “Belerofonte”, Nubes de silicio

PSRB1620-26b, “Matusalén” – el más antiguo
Los Otros Mundos
55

HD 28185
HD 69830, Cinturón de asteroides
Los Otros Mundos
56

Fomalhaut b, Un vecindario empolvado
Los Otros Mundos
57