Enanas marrones y Planetas extrasolares

1. E. Rodríguez IAA Enanas marrones y Planetas extrasolares

2. Enanas Marrones Algunos parámetros interesantes: MJ=0.001Mo, MT=0.003MJ RJ=0.10Ro, RT=0.09RJ Distancias: T-Sol=1UA, Mer-Sol=0.39UA, J-Sol=5.2UA, Plu-Sol=40UA Porb(T)=1año, Porb(J)=11.86 años Excentricidad: Orb(T)=0.017, Orb(J)=0.048 Enana marrón: Gliese 229B (La mejor caracterizada que se conoce). Descubierta (27/Oct/94) y confirmada con HST (17/Nov/95). M~20-25MJ, R~RJ, Orb~40UA ¿Qué es una enana marrón (enana café)? Objeto más grande que un planeta (puede quemar algo en su núcleo), pero más pequeño que una estrella (no puede hacerlo de forma continuada, no puede llegar a quemar H). Lo que se quema es Deuterio (temp. fusión más baja), pero es componente minoritario (reacciones aca- ban pronto, continuando el colapso gravitatorio hasta alcanzar un equilibrio). Brilla? Si: 1) por reacciones nucleares, 2) por calor residual posterior, 3) por contracción gravitatoria Resumen: objeto de masa subestelar, entre 10-75MJ (0.01-0.08Mo) incapaz, por tanto, de quemar H.

3. Enana marrón BRB 29: una de las varias descubiertas en 2006 desde Calar Alto. En este caso en el cúmulo de Pleiades con el 3.5m e instrumentos Omega-Prime y Omega-2000. Shiv Kumar (1963): primer estudio teórico sobre la existencia, evolución y propiedades (ena- nas negras). Jill Tarter (1975): las denominó Brown Dwarfs. Primera descubierta oficialmente: Teide 1 (observaciones: IAC80, 1994; confirmación: NOT y WHT: finales/94-principios/95, Rebolo et al. 1995, Nature/Sept). Teide 1: está en Pleiades (G196-3: V=13.m3, M3V): Masa=0.025Mo, M9, I=18.m80 Actualmente: más de 100

4. Distinción entre enana marrón y estrella de baja masa: Prueba del Litio El Litio es destruido rápidamente durante las reacciones de fusión del H  en enanas marro-nes NO es destruido. En estrellas de baja masa (~0.1Mo) (totalmente convectivas: interiores están bien mezclados)  el Litio SE QUEMA junto al H. El Litio puede ser detectado a través de sus espectros de emisión característicos (prueba usada por primera vez por Rebolo y colab. para Teide 1) No obstante: en estrellas más masivas (1Mo o mayor) se mantiene el Litio en sus atmósferas ya que la convección no penetra en el núcleo  el Litio de la atmósfera no se llega a destruir. • Distinción entre enana marrón y planeta: • por la masa • por el brillo • espectroscópicamente: composición y temperatura superficial

5. Planetas Extrasolares 1992: A. Wolsczan anuncia 2 objetos subestelares de baja masa (PSR 1257+12b, c) orbitando alrededor del pulsar PSR1257+12. 1995: 51 Peg b, primer planeta extrasolar orbitando a una estrella tipo Sol (VR). Grupo suizo (M. Mayor y D. Queloz): 6/Oct (Nat, Nov) (ELODIE) Grupo americano (G. Marcy), 2 meses después: 2 nuevos (HIRES) 1997-1999: HD209458 b, detección por VR, independientemente por los dos grupos. 51 Peg y 51 Peg b 1999: HD209458 b, primer tránsito exoplanetario (29/Ag-16/Sep; Char- bonneau et al.). Otros: 7, 18, 22, 25/Nov… diversos grupos OSN: tránsito del 18/Nov/1999 (V. Costa y E. Rodríguez: uvby, 90 cm) Julio/2000: R. Garrido y H. Deeg: mejor curva en uvby, 90 cm Tránsito exoplanetario

6. 51 Peg b: Características: Estrella: V=5.m49, ST=G2.5IV, Dist=15pc, M=1Mo Planeta: M0.47MJ, R=?, s.m.=0.05UA, Porb=4.d229, e=0.0, i=? HD 209458 b: Características: Estrella: V=7.m65, ST=G0V, Dist=47pc, M=1.1Mo Planeta: M=0.63MJ, R=1.5RJ, s.m.=0.05UA, Porb=3.d525, e=0.0, i=87.1 Tránsito: duración ~3h, profundidad ~0.m015 Mazeh et al. (2000): medidas de VR de HD209458 b entre Ag/97 y Nov/99 con HIRES (Hawai), ELODIE (H. Provence) y CORALIE (La Silla). Henry et al. (2000): medidas de VR de HD 209458 b entre Jun-Sep/99 con HIRES. Charbonneau et al. (200): tránsitos de HD209458 b del 9 y 16/Sep/99. Parte: a) caida rápida, b) par-te central curvada (limb-darkening), c) subida rá-pida, d) fuera de tránsito.

7. Técnica VR  a) Porb, b) excentricidad, c) s.m., d) Msini Tránsitos  a) radio del planeta (por la caida de luminosidad, si conocemos el R estrella) b) inclinación órbita (por duración tránsito + R  latitud tránsito  inclinación órbita)  masa planeta • Profundidad eclipses (estrella 1Ro): • Planeta tipo Júpiter: RJ=0.10Ro SJ=0.01So  DV~0.m01 • Planeta tipo Tierra: RT=0.09RJ  ST=0.000081So  DV~0.m8 x 10-4 • En general: si Re=A.Ro (Re=R estrella), Rp=B.RJ (Rp=R planeta)  • DV~0.01 (B/A)2 • Distancia para detección (estrella tipo Solar, R=1Ro, Mbol(sol)=4.m75): • La distancia a la estrella es: d=10 (V+0.25)/5 • Ejemplo: OSN, 90cm, fotómetro Strömgren: • tipo Júpiter: =0.m01  límite V~11m  ~180 pc • tipo Tierra: =0.m8 x 10-4 imposible • Ejemplo: OSN, 1.5m, CCD, filtro V: • tipo Júpiter: =0.m01  si límite V~13m  ~450 pc • tipo Tierra: =0.m8 x 10-4  imposible

8. Problemas en detección de tránsitos: • Que el tránsito sea detectable desde nuestra visual (sólo ~10%) • Que tenga lugar durante las observaciones • Que el tiempo de tránsito no sea demasiado grande (días o semanas) • Estos problemas no se presentan para el método de las VR. • Más problemas: • Si un exoplaneta tipo Júpiter tiene Porb~3 ó 4 días, e~0.0, s.m.= muy pequeño (~0.05UA) (casos de 51 Peg b y HD209458 b)  distancia Estrella-Planeta mucho MENOR que Sol-Mercurio  se les denomina “hot Jupiter” b) Si el planeta “hot Jupiter” ha “migrado” desde las zonas externas del sistema planetario a cerca de su estrella  arrastraría o expulsaría a los planeta más interiores (típicamente tipo terrestre)  eliminarían la posibilidad de vida en estos hipotéticos mundos. Conclusión: para tener una descripción parecida a nuestro sistema solar, necesita-mos descubrir planetas tipo Júpiter similar al nuestro (Porb~3000 ó 4000 días) y ahí investigar la existencia de planetas “habitables” (tipo Tierra). Ventaja de los tránsitos: con CCD y gran campo se pueden monitorear miles de estrellas simultáneamente. Estrategia: búsqueda de tránsitos a gran escala y confirmación posterior por VR.

9. Tránsito uvby (25/Jul/00) permitió: • Redeterminar los parámetros del planeta • Determinación de los valores de los coef. de limb-darkening de la estrella • Estudiar su variación durante el tránsito Primera vez, para una estrella “simple”, exceptuando al Sol Solo algún caso de binaria eclipsante durante eclipse anular. Pero mejor, durante un tránsito planetario (planeta es un disco oscuro). Deeg et al. (2001): tránsito de HD209458 b la noche 25/Julio/00 desde OSN, 90cm y 4 filtros uvby. • Distinción entre tránsito y pulsación: • Forma de las curvas de luz • Tránsito es acromático

10. Métodos de detección Velocidades radiales: Distorsión (variaciones periódicas) en la curva de VR debido al efecto Doppler. Más exitoso. Effecto Doppler Astrometría: Medidas micrométricas, cambio de posición de la estrella debido a su movimiento respecto al centro de masas común. Pero las variaciones son tan pequeñas, que aún no ha dado resultados (pero los primeros candidatos lo fueron por este método). Astrometría Tránsitos: Tránsito del planeta por delante de su estrella “anfitriona”. Método VR + Tránsito: uso complementario para mejor caracteri- zación del planeta. Imagen Transitos

11. Microlentes Gravitacionales: El efecto de lente gravitacional ocurre cuando los campos de g. de estrella y planeta actúan para focalizar y aumentar la luminosidad pro-veniente de una estrella lejana. Para que el método funcione: los 3 objetos tienen que estar casi perfectamente alineados. Basado en: atracción gravitatoria + curvatura rayos de luz Cúmulo de galaxias Abel 2218 es tan masivo que magnifica y distorsiona las imágenes de galaxias lejanas (“arcos” en la figura). Problema: no es repetitivo (necesidad de confirmación por otros me- dios). Ventaja: altamente sensible y efectivo. Recientemente (Rattenbury et al. 2005 (Claret)) han usado esta téc-nica, por primera vez, para determinar la forma de una estrella lejana dentro del proyecto MOA (MOA-33). La lente: una binaria eclipsante. Comparación del achatamiento de la estrella lejana fuente del evento MOA-33 (ach=1.02, d=5000pc) respecto con las estrellas cercanas Altair ( Aql, ach=1.14, d=5pc) y Acher-nar ( Eri, ach=1.56, d=39pc).  Microlente y planeta Varios proyectos desde principios de los 90: OGLE (Optical Gravitational Lens Experiment): Polonia/USA, observaciones desde Chile. MOA (Microlensing Observations in Astrophysics): Japón/N. Zelanda, observ. desde N. Zelanda. Otros: EROS, MACHO , DUO, etc Gran número de variables (y pulsantes) nuevas.

12. Características • Catálogo: • Actualmente (Agosto/06) se conocen 174 sistemas planetarios extrasolares (y varios cientos de candidatos) que contienen 204 planetas. b) En 19 estrellas se han detectado 2 planetas y en dos casos ( And y 55 Cnc) 3 planetas. c) El más semejante a la Tierra es OGLE-2005-BLG-390L b (descubierto el 25/En/06) con M=5.5MT, alrededor de una enana roja a d=2.5UA y traslación ~10 años terrestres. d) En las búsquedas sistemáticas realizadas hasta ahora, se estima que el 5% de las estrellas tipo solar contienen planetas gigantes (tipo Júpiter o mayor). e) La mayoría de los descubiertos hasta ahora han sido por VR. Solo unos pocos (unos 10) por tránsitos. La mayoría de esos tránsitos han sido detectados en proyectos tipo microlente (ej. OGLE). Por el método de las microlentes solo se han detectado un par de casos. Características generales: La mayoría de los planetas descubiertos hasta la fecha son del tipo “hot Jupiter”: M~MJ, Porb~unos pocos días, e=muy pequeña, s.m.<0.1UA. Pero unos pocos presentan también Porb~años, e=grandes y s.m.>1UA

13. Curiosidades PSR 1257+12b,c (1992): primeros planetas extrasolares descubiertos (alrededor del pulsar PSR 1257+12). PSR B1620-26c (1993): primer planeta alrededor de una enana blanca (confirmado en 2003). Se le llamó Matusalén porque es considerado el más viejo estimado hasta ahora (~12700 My). 51 Peg b (1995): primer planeta alrededor de una estrella tipo “Solar”. Método: VR. HD209458 b (1999): primer tránsito exoplanetario. Pero descubierto en 1997 por VR. OGLE-TR-56b (2002): primer planeta extrasolar descubierto por Tránsito. Pero dentro del proyecto OGLE. OGLE 2003-BLG-235 (2004): primer planeta descubierto por el método de las microlentes. 2M1207 b (2004): primer planeta alrededor de una enana marrón. Primera imagen que se tiene de una enana marrón. Descubierto con la cámara in-frarroja NACO situada en el VLT de Paranal. Un año después (2005) descubren que la enana marrón y el objeto de baja masa están asociados. S Ori 70 (2004): primer exoplaneta “libre” detectado (M~3MJ), sin orbitar alrededor de estrella alguna. (objeto de masa planetaria, pero sin …). Enana marron (2M1207) y planeta (2M1207 b).

14. Donde buscar? En estrellas tipo solar (*): ~1Mo, ST=G-K, Secuencia Principal • Además, Favata et al. (1997) y González (1999) encuentran: • Para igual Te, edad y posición galácica: las estrellas con planetas son más ricas en metales que la media (como resultado del proceso de formación planetaria?) • En estrellas con planetas: cuanto menor es la masa, mayor es el contenido metálico. Confirmado por Giménez (2000): analizando la muestra de estrellas con planetas con foto- metría Strömgren disponible: Diagrama m1 – (b-y) Diagrama c1 – (b-y). (HD114762) Diagram [Fe/H] – M Conclusión: estrellas tipo solar (*) un poco ricas en metales y un poco evolucionadas. Además: para planetas “habitables”, los tipo “Júpiter” correspondientes deben tener órbitas similares al nuestro (Porb~3 a 4000d, s.m.~5UA).

15. Proyectos desde Tierra Varios proyectos en curso: telescopios de tamaño muy pequeño (~10-20 cm) pero gran campo para monitoreo fotométrico continuado de miles de estrellas con CCDs: • STARE (Stellar Astrophysics and Research on Exoplanets): Tenerife; 10cm; CCD (2k x 2k); campo (6.1 gra2); filtros BVR. • Comienzo: Jul/99 (24000 estrellas en Aurigae). Después: Cisne, Bootes, etc. • Parte de TRES (Trans-Atlantic Exoplanet Survey): (Tenerife, Arizona (Lowell Obs.) y California (Monte Palomar)). • ASP (Arizona Search for Planets): 20 cm, método similar a STARE. c) ASAS (All-Sky Automated Telescope): monitorea ~107 estrellas con V<14m por todo el cielo. d) WASP (Wide Angle Search for Planets): 2 telescopios Super WASP North (hemisferio norte, La Palma) y SuperWASP South (hemisferio sur). Cada telescopio: 4 CCDs de 2k x 2k; cam-po total: 7.8º x 7.8º Tránsitos mediante proyectos tipo microlentes de los objetos incluidos en los propios frames: OGLE, MOA, EROS, MACHO, DUO, etc Exoplanetas por método de VR: Espectrógrafos de alta resolución: ELODIE (1.93 m, Haute Provence), HIRES (10m Kerk I, Hawai), CORALIE (1.2m suizo, La Silla) • Tránsitos en cúmulos abiertos: • Con gran número de estrellas en MS de tipo FGK  edad definida • Distancia: 1-2 Kpc  tamaño adecuado para los frames de la CCD • Observaciones en filtros IR (mayor intensidad) • Proyecto BATC (Beijing-Arizona-Taiwan-Connecticut Multicolor Sky Survey): 4 telescopios con campo amplio (1ox1o) y fotometría multicolor (15 filtros, banda intermedia).

16. Proyectos desde Espacio Varios proyectos en curso: telescopios de tamaño medio (~1m), monitoreo fotométrico (y astro-métrico en GAIA) de “millones” de estrellas con cámaras de gran campo. Kepler: Objetivo: detección planetas “habitables” Financiación: NASA Lanzamiento: Oct/08; Vida: 4 años Espejo 1.4 m + mosaico CCDs (42: 2200x1024) Monitoreo continuo 100000 estrellas tipo “solar”. Precisión: 10-5 (V=14m). Expectativa: ~500 pl. “habitables” GAIA: Objetivo: fotometría y astrom. todo el Cielo hasta V=20m Financiación: ESA Lanzamiento: 2012; Vida: 5 años Espejos 2 (1.45mx0.5m) + mosaico CCDs Monitoreo 109 estrellas (104 Hiparcos) Expectativas: ~50000 enanas marr., ~30000 pl. extrasol. COROT: Objetivo: astrosismología y detección exoplanetas Financiación: Francia, ESA y otros Lanzamiento: 27/Dic/06; Vida: 3 años Espejo 27 cm + CCDs (1+1) Eddington: Objetivo: astrosismología y detección pl. “habitables” Financiación: ESA Lanzamiento: ??; Vida: 5 años Espejo 1.2 m + mosaico CCDs